JERZY S. STODÓLKIEWICZ

WE WNĘTRZU WSZECHŚWIATA

Astronomia zawsze pociągała swą romantyką i tajemniczością. Z wolna obracająca się czarna kopuła nieba usiana tysiącami mi­gotliwych gwiazd, przecinana rozbłyskami meteorów, przepa­sana jarzącą się wstęgą Drogi Mlecznej urzekać musi każ­dego wrażliwego na piękno człowieka. Przekonanie o nikłości Ziemi wobec ogromu Wszechświata, świadomość rozgrywających się w nim potężnych procesów, które doprowadziły do ukształto­wania się otaczającej nas rzeczywistości, pobudzać muszą do refleksji. Wreszcie zwykła ciekawość i potrzeba poznania ota­czającego nas świata są przyczyną stale rosnącego zainteresowa­nia astronomią.

Celem, który przyświecał mi przy pisaniu tej książki, było ukazanie Czytelnikowi ciał niebieskich w ich wzajemnym powią­zaniu wielorakimi oddziaływaniami oraz dostarczenie Mu możli­wie aktualnych wyobrażeń o ich budowie i rozwoju. Próbowałem jednocześnie przedstawić złożoność metod stosowanych przez naukę, by z okruchów informacji, których nam przyroda o sobie dostarcza, budować stopniowo gmach naszej wiedzy o Wszech- świecie. Czytelnik osądzi, czy te próby zostały uwieńczone powo­dzeniem.

Warszawa, wrzesień 1977 r. J.S.S.

Z głębin Wszechświata dociera do Ziemi promieniowanie ele­ktromagnetyczne. W postaci świecenia ciał niebieskich widzimy zaledwie jego część — jest to promieniowanie widzialne, na które reaguje ludzkie oko. Inne rodzaje tego promieniowania — radiowe, podczerwone, nadfioletowe, rentgenowskie, gamma — rejestro­wane są jedynie przez astronomów przy użyciu specjalnie w tym celu zbudowanych urządzeń. W niezmiernie słabych na ogół drganiach wektorów elektrycznego i magnetycznego, mierzonych przez astronomów na Ziemi, zakodowane są informacje o odleg­łych ciałach niebieskich, które wysłały to promieniowanie w przestrzeń kosmiczną, i o ośrodku, przez który ono przechodziło. Zadaniem astronomów jest złamanie tego szyfru stworzonego przez przyrodę, zrozumienie języka, w którym wyrażone są wia­domości dochodzące do nas z kosmosu, wiadomości niejednokro­tnie wysłane miliardy lat temu.

Większość odbieranego promieniowania elektromagnetycznego pochodzi od pojedynczych źródeł: Słońca, planet, gwiazd, obło­ków materii międzygwiazdowej, galaktyk. Ale część dociera do nas z całego sklepienia niebieskiego, jego ilość nie zmienia się w czasie, nie daje się zidentyfikować jego źródła z określonym ty­pem obiektów astronomicznych. Wykonane pomiary świadczą, iż przenika ono cały Wszechświat, a rozkład widmowy jest taki, jak gdyby pochodziło ono od ciała o temperaturze ok. 3 K. Jest to tzw. promieniowanie szczątkowe Wszechświata, zwane także promieniowaniem tła Wszechświata. To tajemnicze na pierwszy rzut oka zjawisko dostarczyło, przy właściwej jego interpretacji, ważnych wiadomości o wczesnych etapach ewolucji Wszechświata. Wiąże się je z tym okresem, w którym materia była znacznie gęstsza, a temperatura o wiele wy­ższa. Istniało wówczas silne sprzężenie między materią, i wypeł­niającym Wszechświat promieniowaniem. Rozkład widmowy pro­mieniowania określony był w owym czasie przez temperaturę ma­terii. W miarę postępującej ewolucji malała gęstość materii,

obniżała się także jej temperatura. Gdy materia ochłodziła się na tyle. iż większość gazu znalazła się w stanie neutralnym, nastą­piło zerwanie sprzężenia między materią i promieniowaniem tła i od tej chwili oba te składniki Wszechświata ewoluowały już własnymi, niezależnymi drogami. W miarę ciągłego rozszerzania się Wszechświata zmieniał się rozkład widmowy promieniowania tła w ten sposób, że rosły długości wszystkich fal świetlnych. Ob­serwowany obecnie rozkład widmowy promieniowania szcząt­kowego, które wykryte zostało w dziedzinie fal radiowych, jest właśnie wynikiem tych przemian. W ten sposób możemy obecnie „widzieć” Wszechświat w okresie, w którym powstawało promie­niowanie tła, i wnioskować o jego budowie w tym czasie. Jest to jeden z przykładów dróg, które prowadzą astronomów do po­znania odległych etapów rozwoju Wszechświata, do zbadania jego budowy.

Promieniowanie elektromagnetyczne nie jest jedynym źród­łem naszej wiedzy o obiektach astronomicznych. W okolice Ziemi, a częściowo nawet do jej powierzchni dociera promienio­wanie korpuskularne — strumienie cząstek różniących się między sobą znacznie pod względem swej budowy oraz niesionej energii. Duża ich część pochodzi ze Słońca, jednak wiele dociera z odległych obszarów naszej Galaktyki, a nawet spoza niej. Te o szczególnie dużych energiach powstały zapewne podczas ol­brzymich eksplozji zachodzących w niektórych typach gwiazd lub w jądrach wielu galaktyk. Są one świadectwem kataklizmów sta­le rozgrywających się w kosmosie.

Od dwudziestu lat otoczenie Ziemi i Układ Planetarny stały się przedmiotem bezpośrednich badań przy użyciu przyrządów umie­szczonych w sztucznych satelitach, próbnikach i pojazdach kos­micznych. Spowodowało to szybki napływ wiadomości o warun­kach panujących w materii międzyplanetarnej i o zjawiskach zachodzących na powierzchniach planet. Owocem tych badań było między innymi odkrycie pasów radiacji wokół Ziemi, poznanie bu­dowy jej magnetosfery, wykrycie wiatru słonecznego — stru­mienia gorącej plazmy wypływającej z atmosfery Słońca. Czło­wiek dotarł już do najbliższego mu ciała niebieskiego — Księżyca, natomiast próbniki kosmiczne osiągnęły powierzchnię Wenus i Marsa, zbliżały się do Merkurego, przeszły przez pas planetoid i dotarły w bezpośrednie sąsiedztwo Jowisza i Saturna. Jesteśmy świadkami niezwykle szybkiego rozszerzania się obszaru działa­lności człowieka, który od wieków przykuty do swej kolebki- -Ziemi teraz śmiało sięga ku innym ciałom Układu Planetarnego. Nie do przewidzenia jest jeszcze obecnie wpływ tego zjawiska na świadomość społeczności ludzkiej i na sposób życia człowieka przyszłości.

Pojedyncza obserwacja astronomiczna to dopiero niewielki krok w kierunku poznania zjawisk zachodzących w kosmosie. Przynosi ona zazwyczaj jedynie informację o chwilowym stanie obserwowanego obiektu, a co więcej — informację niepełną, daje bowiem zaledwie migawkowy i jednostronny obraz rzeczywisto­ści. Dopiero badania przeprowadzone przy użyciu różnych tech­nik astronomicznych, obserwacje w różnych dziedzinach widma, dokonywane przez dostatecznie długi okres, mogą doprowadzić do pełniejszego poznania przebiegu badanego zjawiska. Z tego powo­du ostatnio coraz rzadziej można wiązać odkrycie astronomiczne z określonym nazwiskiem badacza, coraz częściej jest ono wyni­kiem pracy zespołów, często pracujących w różnych krajach.

Równorzędną rolę z obserwacjami odgrywają w astronomii ba­dania teoretyczne. Ich celem jest wyjaśnienie przyczyn obser­wowanych zjawisk, wzajemnych powiązań między nimi, zrozu­mienie budowy i ewolucji badanych obiektów. Konieczna jest tu umiejętność właściwego uwzględnienia wszystkich czynników decydujących o przebiegu badanego zjawiska i w celu uproszcze­nia analizy pominięcie drugorzędnych, których wpływ musi być jednak wzięty pod uwagę podczas konfrontacji teorii z obserwa­cjami.

Często stosowanym zabiegiem w badaniach teoretycznych jest stworzenie modelu. Model to uproszczony, zgodny z aktualną wiedzą fizyczną opis podający związki między najważniejszymi wielkościami charakteryzującymi rozpatrywane zjawisko lub badany obiekt. W astronomii najczęściej stosuje się modele matematyczne. Należą do nich np. modele gwiazd, galaktyk, Wszechświata, modele plam słonecznych i ruchu ośrodka mię­dzyplanetarnego. Punkt wyjścia do stworzenia modelu stanowią obserwacje zjawiska, które dostarczają rozeznania, jakie procesy fizyczne są istotne w rozważanym przypadku. Zapis tych pro­cesów w postaci równań i wzorów to krok następny. W celu roz­wiązania otrzymanych równań stosuje się obecnie maszyny ma­tematyczne tak szeroko, iż stały się one instrumentem współczes­nego astronoma w nie mniejszej mierze, niż był nim od dawna i jest obecnie teleskop. Jednak dopiero zgodność modelu z obse­rwacjami może świadczyć o jego poprawności i słuszności poczy­nionych przy jego konstrukcji założeń. Powinien on wyjaśniać (z założoną z góry dokładnością) wszystkie obserwowane fakty. Is­tnienie modelu umożliwia pełniejsze zrozumienie badanego zja­wiska, a jednocześnie, co nie mniej ważne, przewidywanie nowych faktów, których zaobserwowanie może służyć do potwierdzenia i dalszego uściślenia modelu bądź też do jego odrzucenia. To wzajemne splecenie badań obserwacyjnych z teoretycznymi sta­nowi jedną z najważniejszych cech współczesnej astronomii.

Nieodłącznym elementem rozwoju teorii astronomicznych jest stawianie hipotez. Pojawiają się one przy wszelkich pró­bach wyjaśnienia powstania obiektów astronomicznych: Układu Planetarnego, gwiazd, galaktyk, a nawet całego Wszechświata, ale występują także w innych zagadnieniach. Hipotezy tworzy się wtedy, gdy posiadane informacje o zjawisku nie wystarczają do jego opisu (np. do stworzenia jego modelu). Wówczas czyni się dodatkowe założenia — przypuszczenia, które uzupełniają ten zbiór informacji. Tak powstaje hipoteza. Wymaga ona jeszcze weryfikacji — konfrontacji płynących z niej wniosków z obser­wacjami. Gdy wnioski te są z obserwacjami sprzeczne, hipoteza zostaje odrzucona, w przeciwnym przypadku prawdopodobień­stwo jej słuszności rośnie, nigdy jednak hipoteza nie może być w ten sposób udowodniona w pełni, ponieważ poprawność wnio­sków nie pociąga za sobą słuszności założenia, którym jest prze­cież hipoteza (gdyż z błędnych założeń mogą wynikać prawdziwe wnioski).

Warunkiem koniecznym oceny naszych wiadomości astrono­micznych jest zdolność rozróżniania tego, co w nich jest wynikiem pomiaru, obserwacji lub dobrze ugruntowanej teorii, a co jedynie hipotezą, roboczym przypuszczeniem. Dlatego w tej książce Czytelnik napotka omówienie wielu problemów związanych z metodami badań astronomicznych. Będą one prze­platać się z opisem samych obiektów, a właściwie tego, co stanowi główny przedmiot książki — procesów zachodzących we Wszechświecie: tych o wielkiej skali, rozgrywających się przez miliardy lat w obszarach zawierających jako drobną zaledwie część wszystko to, co widzimy na niebie; i tych rozgrywa­jących się w skali mikro, wewnątrz niedostrzegalnego jądra atomowego, procesów, które umożliwiły egzystencję człowieka na Ziemi i warunkować będą rozwój ludzkości. Będziemy się starali spojrzeć na Wszechświat jak na laboratorium, w któ­rym rozgrywa się mnogość wzajemnie powiązanych zjawisk, jak na tygiel, w którym stale wytapia się otaczająca nas rzeczywi­stość.

Rozdział pierwszy

ŚWIATŁO NOŚNIKIEM INFORMACJI

Skąd mamy wiadomości o Wszechświecie?

Każdy z nas wiele razy widział „spadające gwiazdy”. Gdy w bezchmurną noc przez mgnienie oka przemyka po rozgwie­żdżonym niebie świecący punkt, próbujemy, jak każe tradycja, przypomnieć sobie nasze najskrytsze pragnienie. Mówią, że ży­czenie ziści się, gdy to się uda. Lecz zwykle szybciej gaśnie „gwiazda”. Pewnie dlatego pragnienia tak rzadko się spełniają. Zjawisko „gwiazdy spadającej” to przelot przez atmosferę zie­mską meteoru — kamiennej lub żeliwnej bryłki, która z prze­strzeni kosmicznej z dużą prędkością wpadła w atmosferę. Większość tych przybyszów z kosmosu wskutek znacznego ogrza­nia w atmosferze wyparowuje lub rozpada się na drobne kawałki jeszcze wysoko w powietrzu. Część jednak dociera do Ziemi. Odnajdujemy je potem w różnych okolicach, najczęściej pod powierzchnią gruntu, gdzie zaryły się podczas uderzenia o Zie­mię. Niejednokrotnie napotykamy je we wnętrzu lub w okoli­cach lejowatych zagłębień kraterów meteorytowych. Bywają różnych wielkości — od dużych brył skalnych po najdrobniejszy pył żeliwny z trudem dający się odcedzić od gleby. Te dociera­jące do Ziemi okruchy ciał niebieskich są jednym ze źródeł infor­macji o Wszechświecie. Badania ich składu chemicznego i struk­tury krystalicznej były do niedawna jedynymi tego rodzaju bez­pośrednimi badaniami ciał niebieskich.

Rozwój astronautyki umożliwił bardziej aktywny sposób bada­nia ciał niebieskich. Obecnie człowiek był już na Księżycu, apa­ratura badawcza dotarła na Marsa i Wenus. Przy jej użyciu poznawane są warunki panujące na tych ciałach, badana struk­tura ich powierzchni. Merkury, Jowisz i Saturn oglądane były już z bliska „oczyma” kamer próbników kosmicznych. Lecące

11

\

w przestrzeni międzyplanetarnej sondy kosmiczne dostarczyły mnóstwo informacji o rozproszonej tam materii. Ale tego ro­dzaju bezpośrednie badania ciał niebieskich ograniczone są do sąsiedztwa Ziemi — do obiektów naszego Układu Planetarnego.

Także innego rodzaju przybysze z kosmosu są przedmiotem zainteresowania astronomów, geofizyków i fizyków. Promienio­wanie kosmiczne wdzierające się w atmosferę ziemską wywołuje kaskadę cząstek, której ostatni stopień można obserwować przy powierzchni Ziemi. Błądzące w międzygwiezdnej przestrzeni cząstki o wysokich energiach przebijają się przez gaz i mię­dzyplanetarne pole magnetyczne, pokonują barierę magneto- sfery Ziemi i wnikają w atmosferę. Niosą one w sobie informacje

o warunkach energetycznych panujących w odległych obszarach Wszechświata.

Ale najbogatszy zasób wiadomości o Wszechświecie zawarty jest w promieniowaniu elektromagnetycznym docierającym do Ziemi ze wszystkich kierunków. Część tego promieniowania to promieniowanie widzialne — światło — dostrzegane przez czło­wieka gołym okiem. Informacje zakodowane w świetle od tysiąc­leci skrzętnie były zbierane przez astronomów. Rozwój techniki ra­diowej rozszerzył obserwacje astronomiczne na fale o długościach centymetrów i metrów, a stworzone przez astronautykę możliwości badań spoza ziemskiej atmosfery — na pozostałe zakresy widma ele-> ktromagnetycznego. Obecnie prowadzone badania obejmują wszy­stkie rodzaje promieniowania elektromagnetycznego: od promie­niowania gamma (7) i rentgenowskiego po długofalowe promienio­wanie radiowe. Te same ciała niebieskie, które dawniej ogląda­liśmy jedynie przyrządami optycznymi, teraz okazują się radio­źródłami, które jak naturalne radiostacje emitują w przestrzeń swój „program radiowy”, lub też okazują się źródłami promie­niowania X, takiego, jakiego używają lekarze do wykonywania zdjęć wewnętrznych narządów człowieka. Zyskaliśmy dzięki temu jakościowo nowy sposób widzenia tych ciał, ich obraz stał się w pewnym sensie wielowarstwowy, niejako stereoskopowy. Ist­nienia niektórych typów ciał niebieskich nawet nie domyślaliśmy się wtedy, gdy nasze wyobrażenia o Wszechświecie kształtowane były jedynie przez to, co nasze oczy uzbrojone nawet w telesko­py były w stanie ujrzeć. Niektóre obiekty o niewielkiej jasności

promieniowania optycznego, nie wyróżniające się spośród milia­rdów podobnych, odkrywano jako silne radioźródła lub źródła promieniowania rentgenowskiego. I dopiero te odkrycia zwracały uwagę na ich nietypowość, odmienność od pozornie podobnych

— znanych, gdy ograniczano się do badań w jednym tylko za­kresie widma promieniowania elektromagnetycznego. W ten spo­sób dokonano największych odkryć astronomicznych ostatniego trzydziestolecia.

Czym jest światło? Jaka jest jego natura? Wydawałoby się, że na tak podstawowe pytania odpowiedź powinna być prosta i jednoznaczna. Zwłaszcza iż odnosi się ona do jednego z naj­powszechniej występujących zjawisk świata materialnego. Jakże wielką gamę wrażeń i informacji odbieramy oczyma! Światło stale atakuje nasz zmysł wzroku i przynosi bardzo ścisłe dane zarówno o tym, co dzieje się blisko, tuż koło nas, w zasięgu ręki, jak i miliony kilometrów od nas lub jeszcze dalej, na odległych gwiazdach. A jednak odpowiedź na postawione wyżej pytanie nie jest łatwa.

Wiele właściwości światła można opisać traktując je jako falę. We wszystkich kierunkach od źródła światła rozchodzą się fale elektromagnetyczne o różnych długościach. Prostopadłe nawza­jem do siebie oraz do kierunku rozchodzenia się fali drgania wektorów natężenia pola magnetycznego i elektrycznego przy­pominają drgania cząsteczek wody na jeziorze, do którego wrzu­cono kamień. Fale takie rozchodzą się w próżni z prędkością ok. 300 tys. km/s (prędkość światła) względem obserwatora — niezależnie od prędkości i kierunku ruchu tego obserwatora w przestrzeni. Przy użyciu takiego falowego opisu można wyjaśnić wiele właściwości światła, np. zjawisko interferencji światła prze­chodzącego przez szczeliny oświetlone przez odległe źródło (rys. 1), zjawisko ugięcia promieniowania świetlnego na przeszko­dzie, zjawiska załamania lub odbicia się światła.

Amplitudy drgań wektorów elektrycznego i magnetycznego są miarą oświetlenia docierającym promieniowaniem. Jaśniejsze

Promieniowanie elektromagnetyczne

4 W \ \

13

źródła emitują fale elektromagnetyczne o większej amplitudzie. Drugą cechą fali elektromagnetycznej jest jej długość, tzn. odle­głość między dwoma kolejnymi punktami na drodze promienio­wania, w których którykolwiek z wektorów — elektryczny lub magnetyczny — osiąga maksymalną wartość o tym samym zwro­cie. Długość fali | związana jest prostym związkiem:

Xv «=■ c

z częstością fali v, która równa jest liczbie drgań wektora elektry­cznego (lub magnetycznego) danego promieniowania w jedno­stce czasu, np. w ciągu 1 s; c w tym wzorze oznacza prędkość światła. Widzimy więc, że określoną falę elektromagnetyczną możemy opisać podając bądź jej długość, bądź jej częstość. Długości fal promieniowania widzialnego zawierają się w grani­cach od ok. 0,4 (im do ok. 0,8 nm (1 |im = 10^-6 m). Często dłu­gości fal świetlnych wyraża się w angstremach (1 A g 10^-10 m); wyrażone w tych jednostkach długości fal widzialnych zawierają się w przedziale od 4000A do 8000A. Człowiek widzi promienio­wanie o różnej długości fali jako światło o różnej barwie. Fale krót­

kie (w pobliżu dolnej granicy podanego wyżej przedziału) cechuje światło niebieskie, fale długie — światło czerwone; pomiędzy tymi skrajnymi barwami rozciąga się pełna gama barw tęczy. Ale nie wszystkie fale elektromagnetyczne są widzialne. Te, któ­rych długości nie należą do podanego przedziału, mogą być wy­krywane dopiero przy użyciu odpowiednich przyrządów. Pro­mieniowanie o długościach fali krótszych od widzialnego to pro­mieniowanie nadfioletowe (0,01 |j.m — 0,4 (im), promieniowanie X (rentgenowskie) (0,0001 (im — 0,01 (j.m) i jeszcze bardziej krótkofalowe promieniowanie y. Większą niż widzialne długość fali ma promieniowanie podczerwone (0,8 ¡xm — 1000 ¡im); w tym właśnie zakresie widma emitują najwydatniej ciała w tempera­turze pokojowej oraz promieniowanie radiowe. Oczywiście gra­nice między kolejnymi zakresami widma przyjęte są umownie. Przedstawiony podział widma, używany w astronomii, dokonany został ze względu na odmienność technik obserwacyjnych sto­sowanych w poszczególnych zakresach. Podział ten przedstawio­ny jest schematycznie na rys. 2.

k ■ 20 ^ ^ 17 16 ęij>13 12 11 10 9 8 7 y [10* Hd

1=6 5 j| 3 12 1 j||0 -1 -2 (-3 -A -5 -6 -7 E HO¹ eVJ

jarom*- I promie- j ||i I! i . .

nkwanie I nkwanie I f_lo!ef j|‘ podczerwień * promieniowanie radowe

r i x i II i

^{1 1} i ' ,

SI -1j -1j) -8 -| |S -« -3 -2 -1 0 12 jtio* ml

m 1 -1 O 1 2 3 | 5 6 7 8 9 10 11 fi 110* A ]

Rys. 2. Zakresy widma promieniowania elektromagnetycznego

Drgania wektora elektrycznego fali elektromagnetycznej mo­gą zachodzić w jednej płaszczyźnie (odpowiednio wektor magne­tyczny drga wówczas w płaszczyźnie prostopadłej). Mówimy wtedy, iż prorńieniowanie jest spolaryzowane liniowo. Polaryzację światła możemy wykryć, gdy przepuścimy je przez polaryzator, tzn. przyrząd posiadający własność przepuszczania bez strat promieniowania spolaryzowanego liniowo w jakimś kierunku oraz całkowitego absorbowania promieniowania spola­ryzowanego w kierunku prostopadłym. Gdy na drodze promienio­wania spolaryzowanego liniowo ustawimy polaryzator w ten spo­

sób. by przepuszczał właśnie to promieniowanie, a następnie bę­dziemy obracać polaryzator wokół osi biegu światła, to natężenie wychodzącego z niego promieniowania będzie stopniowo malało, aż wreszcie zostanie wygaszone zupełnie, gdy polaryzator obró­cimy o 90°. W ten sposób możemy zbadać, czy padająca wiązka światła jest spolaryzowana oraz jaki jest kierunek jej polaryzacji. W rzeczywistości promieniowanie obiektów astronomicznych nie jest nigdy spolaryzowane całkowicie; przy obrocie polaryzatora promieniowanie nie zostaje nigdy w pełni wygaszone. Mówimy wówczas o polaryzacji częściowej.

Jeśli istnienie światła spolaryzowanego może być łatwo opisa­ne w ramach teorii falowej, to wyjaśnienie istoty światła natu­ralnego (niespolaryzowanego) napotyka poważne trudności. Po­dobnie przy użyciu teorii falowej nie można wyjaśnić zjawiska fotoelektrycznego. Zjawisko to polega na tym, iż padające na powierzchnię metalu promieniowanie świetlne powoduje wybi­cie z tej powierzchni elektronów, których liczba jest proporcjo­nalna do natężenia padającego światła, a energia zależy liniowo od częstości promieniowania. Zjawisko to przebiega tak, jak gdy­by na płytkę metalu padał strumień cząstek o różnych energiach (rys. 3). Cząstki te wybijałyby uwięzione w metalu elektrony. Liczba tych elektronów byłaby równa liczbie padających cząstek lub do niej proporcjonalna, jeżeli nie wszystkie cząstki wybija­łyby elektrony. Część energii każdej cząstki byłaby zużyta na

wyrwanie elektronu z płytki metalu, pozostała część byłaby uno­szona przez oswobodzony elektron. A więc światło zachowuje się tu jak strumień cząstek. Natężenie światła jest miarą liczby tych cząstek, a ich energie odpowiadają częstości w falowym opisie światła. Doszliśmy w ten sposób do dwu różnych teorii światła: teorii falowej i teorii korpuskularnej. W myśl tej ostatniej światło to zbiór cząstek — fotonów poruszają­cych się w przestrzeni z różnymi energiami, lecz jednakową pręd­kością c. Każdy foton jest niepodzielny, tzn. może on zostać tylko albo całkowicie pochłonięty, albo całkowicie przepuszczony przez ośrodek. Jednocześnie foton zajmuje określone miejsce w prze­strzeni, podczas gdy fala, stanowiąc zjawisko ściśle okresowe, posiada nieskończoną rozciągłość. W rzeczywistości „sygnały” świetlne wysyłane przez źródła światła są ograniczone w prze­strzeni i czasie, a więc nie są zjawiskiem ściśle okresowym. Tego rodzaju ruch falowy, odbywający się tylko w części przestrzeni, można otrzymać przyjmując nakładanie się nieskończonej liczby fal o niewiele różniących się długościach. W wyniku otrzymuje­my tzw. paczkę fal (rys. 4).

Ten opis falowej struktury światła możemy teraz powiązać z opisem korpuskularnym. Okazuje się, iż kwadrat amplitudy pa-

czki fal określa prawdopodobieństwo znalezienia się fotonu w danym miejscu przestrzeni. Paczki fal rozchodzą się podobnie jak cząstki, zachowując jednak właściwości falowe (posiadają np. zdolność interferencji). Światło naturalne (niespolaryzowane) składa się z dużej liczby paczek fal spolaryzowanych w rozma­itych kierunkach. Zjawisko polaryzacji polega na tym, że w da­nym strumieniu występują tylko fotony o wybranej płaszczyź­nie polaryzacji.

Widzimy więc, że zależnie od typu zjawisk dominują raz cechy falowe światła, kiedy indziej jego cechy korpuskularne. Z tego

1 M

powodu to samo światło może być opisywane przy użyciu ter­minologii właściwej jednej lub drugiej teorii, możemy określić je podając np. częstość | fali elektromagnetycznej (lub jej dłu­gość /) albo energię tworzących je fotonów E, przy czym należy pamiętać, iż między tymi wielkościami zachodzi związek:

E — hv

w którym współczynnik proporcjonalności h = 6,62 • 10^-34 J • i nosi nazwę stałej Plancka. Związek między energią fotonów (wy­rażoną w elektronowoltach) oraz częstością i długością fali ele­ktromagnetycznej tej samej wiązki światła przedstawiony jest na rys. 2.

Co niesie z sobą promień świetlny?

Światło docierające do teleskopów astronomów jest wizytówką obiektów, które je wysłały. Cechy promieniowania kształtują się głównie w momencie, gdy opuszcza ono obserwowane ciało

niebieskie, i dlatego określone jest przez właściwości tego ciała. Gdyby światło to rozchodziło się w pustej przestrzeni, to jedynie oświetlenie w każdej długości fali malałoby proporcjonalnie do kwadratu odwrotności przebytej drogi, nie zmieniałyby się natomiast ani barwa, ani polaryzacja tego światła. Jeżeli jednak na drodze promieniowania świetlnego znajduje się rozproszona materia, to będzie ona osłabiać przechodzące przez nią promie­niowanie zależnie na ogół od długości jego fali. W ten sposób może ulec zmianie barwa światła, a nawet mogą pojawić się dodatkowe linie w jego widmie. Także polaryzacja światła prze­chodzącego przez rozproszoną materię może się zmieniać po dro­dze.

Promień świetlny niesie więc informacje o obiekcie, w którym powstał, oraz o materii, przez którą po drodze przechodził. Infor­macje te nakładają się na siebie i często bardzo trudno jest wy­łuskać nie zniekształcone wiadomości o źródle promieniowania. Astronomowie stosują w tym celu skomplikowane metody, w których wykorzystuje się zwykle fakt, że niektóre informacje wynikają nie z jednej, lecz jednocześnie z wielu cech promienio­wania.

Najprostszą i najdawniej już badaną informacją o obiektach astronomicznych jest kierunek ku nim. Kierunek promieni świe­tlnych docierających od jakiegoś ciała niebieskiego jedynie w przybliżeniu określa nam, gdzie to ciało się znajduje. Ruch Zie­mi powoduje bowiem, iż ciała niebieskie widoczne są w nieco in­nych miejscach na niebie niż te, w których byłyby obserwowane, gdyby Ziemia nie poruszała się względem tych ciał. To zjawisko zależności obserwowanego kierunku ciał niebieskich od prędkości obserwatora, zwane zjawiskiem aberracji światła, od­grywa wprawdzie niewielką rolę, musi być jednak uwzględniane przy dokładnych pomiarach. Z kolei załamanie promieni świe­tlnych w czasie ich przejścia przez atmosferę Ziemi, tzw. zjawi­sko refrakcji, powoduje, iż ciała niebieskie wydają nam się położone wyżej nad horyzontem, niż są w rzeczywistości. Zjawi­sko refrakcji jest najsilniejsze bezpośrednio nad widnokręgiem i to ono powoduje właśnie, że tarcza wschodzącego lub zachodzą­cego Słońca wydaje się nam owalna, spłaszczona w kierunku pionowym. Ale największe kłopoty związane z wyznaczaniem kie-

runków ciał niebieskich wynikają stąd, że ich obrazy otrzymy­wane przy użyciu wszystkich przyrządów są rozmyte. Nawet punktowe źródło światła obserwowane przez najdoskonalszy te­leskop widziane jest jako plamka o pewnym promieniu; tak­że jako plamka zostanie ono sfotografowane na kliszy umiesz­czonej w ognisku tego przyrządu. Rozmiary tej plamki są tym mniejsze, im większa jest średnica obiektywu teleskopu. Dlatego między innymi astronomowie budują teleskopy o dużych rozmia­rach obiektywu. Dopiero przy użyciu takich instrumentów można często stwierdzić, iż to, co brane było za pojedynczy obiekt, jest w rzeczywistości układem dwóch ciał leżących na niebie bardzo blisko siebie. Ta zdolność rozdzielcza teleskopów jest .tym gorsza, im większa jest długość fali odbieranego promieniowania. I tak np. przy użyciu teleskopu o dwumetrowej średnicy możemy (ob­serwując w zakresie promieniowania widzialnego) rozdzielić dwa obiekty, których kątowa odległość na niebie przekracza 0”,07, z taką też dokładnością moglibyśmy przy użyciu tego teleskopu wyznaczać położenie ciał na niebie. Ale radioteleskop o tej samej średnicy zupełnie nie nadawałby się do wykrywania położeń radioźródeł. Dwa punktowe radioźródła, odległe od siebie o 30®, byłyby widoczne jako jeden wielki obszar nieba, z którego płyną do nas fale radiowe. Dlatego buduje się wielkie teleskopy radio­we, stosuje się ich układy o rozmiarach kilku kilometrów, a nawet — w celu uzyskania bardzo wysokiej zdolności rozdzie­lczej — wykorzystuje się jednoczesne obserwacje radiotelesko­pami umieszczonymi na różnych kontynentach. Widzimy więc, że nawet tak łatwy, jak mogłoby się wydawać, pomiar kierunku, w którym znajduje się ciało niebieskie, wymaga czasami zasto­sowania bardzo skomplikowanej techniki obserwacyjnej.

Bardzo istotnych wiadomości o źródle promieniowania dostar­cza nam pomiar oświetlenia. Jeżeli znamy odległość świecącego obiektu, możemy wówczas wyznaczyć moc jego promieniowania, tzn. dowiedzieć się, ile energii w każdej sekundzie ciało to wysy­ła w przestrzeń. Stąd możemy wnioskować o procesach, które muszą zachodzić we wnętrzu tego ciała, by ta ilość energii mogła być wyzwolona. Ale możemy także przeprowadzić odwrotne ro­zumowanie. Jeżeli znamy skądinąd moc promieniowania obiektu, to wówczas możemy na podstawie pomiaru oświetlenia tym pro­

mieniowaniem wyznaczyć jego odległość. Tego rodzaju postępo­wanie jest łatwe, jeżeli przestrzeń między nami i obserwowanym ciałem jest pusta. Lecz idealnej próżni nigdzie nie ma. Nawet bardzo rozrzedzony ośrodek może znacznie osłabić światło, które przebiega przezeń długą drogę. I dlatego w celu wyznacze­nia odległości ciała niebieskiego musimy znać wielkość tego osłabienia.

Z pomocą mogą nam tu przyjść pomiary promieniowania w różnych barwach. Ustawiając na drodze wiązki świetlnej kolej­no odpowiednie filtry przepuszczające jedynie światło o długo­ściach fali z określonych przedziałów widma, np. promienio­wanie fioletowe, niebieskie lub żółte, możemy zmierzyć oświetle­nie w tych barwach. Gdybyśmy znali rozkład widmowy światła emitowanego przez obserwowane ciało (a jest on określony przez właściwości fizyczne tego ciała), to wyznaczenie zmiany jego bar­wy (albo dokładniej, niejednakowego osłabienia światła w róż­nych barwach), spowodowane rozproszeniem w ośrodku znajdu­jącym się na drodze, którą światło przebywa, mogłoby posłużyć do wyznaczenia grubości optycznej tego ośrodka, a więc jedno­cześnie do oceny tego osłabienia w każdej z barw z osobna. W za­pylonej okolicy, w ośrodku przemysłowym, światło daleko poło­żonych latarń ulicznych jest bardziej czerwone niż światło takich samych latarń znajdujących się blisko nas. I ta zmiana barwy może być wykorzystana przez nas do oceny grubości optycznej ośrodka, przez który światło przechodziło. Podobnie, promieniowa­nie gwiazd przenika na swej drodze ośrodek międzygwiazdowy, w którym prócz gazu znajdują się ziarna pyłu. Powodują one sil­niejsze rozproszenie światła niebieskiego niż czerwonego, obserwu­jemy więc gwiazdy jako czerwieńsze, niż są one w rzeczywistości. Ponieważ w wielu przypadkach możemy niezależnie wyznaczyć rzeczywiste barwy gwiazd, więc po porównaniu ich z obserwo­wanymi możemy otrzymać wielkość zmiany barwy. Ta informa­cja o ośrodku między gwiazdą a obserwatorem wykorzystywana jest do oceny osłabienia promieniowania w ośrodku w którejko­lwiek z barw. Jeżeli znamy moc promieniowania gwiazdy, war­tość oświetlenia jej promieniowaniem oraz uwzględnimy (w po­dany wyżej sposób) osłabienie światła w ośrodku międzygwiaz- dowym, możemy stąd wyznaczyć osłabienie tego oświetlenia

spowodowane jedynie tym, iż gwiazdę oglądamy z określonej odległości (tak jakbyśmy patrzyli na nią w pustej przestrzeni). A ponieważ wiadomo, iż oświetlenie maleje w próżni odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości obiektu, więc w ten spo­sób można obliczyć odległość obserwowanej gwiazdy. Jest to bar­dzo często stosowana przez astronomów metoda pomiaru odle­głości gwiazd.

Widma promieniowania obiektów astronomicznych otrzymuje się przy użyciu spektrografów, których różne rodzaje dostoso­wane są do poszczególnych zakresów widma promieniowania ele­ktromagnetycznego. Obserwuje się tu na tle widma ciągłego, w którym natężenie stosunkowo wolno zmienia się z długością fali, widmo liniowe, cechujące się zwiększeniem (linie emisyjne) lub zmniejszeniem (linie absorpcyjne) w stosunku do widma ciągłego natężenia w wąskich przedziałach długości fali. Rozkład natęże­nia w widmie ciągłym zależy od mechanizmu promienio­wania, tzn. od sposobów emisji promieniowania przez świecącą materię. Mechanizm promieniowania określa ogólny charakter widma ciągłego. I tak np. bardzo ważną cechą określającą wy­gląd widma jest temperatura ciała świecącego. Mówiąc najogól­niej, ciała gorętsze emitują promieniowanie bardziej krótkofalo­we. Z tego powodu gwiazdy gorętsze są bardziej niebieskie, chłod­niejsze — bardziej czerwone.

Z temperaturą obiektu świecącego związane jest także wid­mo liniowe jego promieniowania. Każdy atom może znajdo­wać się w jednym z wielu stanów energetycznych, z których każdy określony jest przez inne rozmieszczenie elektronów w po­włoce elektronowej atomu. W najprostszym, modelowym opisie atomu elektrony mogą obiegać jądro tylko po niektórych, dozwo­lonych orbitach (rys. 5a). W wyniku przeskoku elektronu z wy­żej leżącej orbity na znajdującą się niżej wydziela się kwant o energii równej różnicy energii poziomów, między którymi prze­skok nastąpił, i odpowiadający określonej długości fali (rys. 5b). W widmie promieniowania gazu, w którym znajduje się wiele takich samych atomów, obserwuje się określoną linię emisy­jną. A więc w celu pojawienia się linii emisyjnej konieczne jest istnienie wielu atomów, w których elektrony znajdują się na tej samej orbicie, skąd następować ma ich przeskok na orbitę

leżącą niżej. Ponieważ rozmieszczenie elektronów w powłoce elektronowej zależy od temperatury ośrodka, przeto właśnie temperatura decyduje o tym, jakie linie w widmie światła tego ośrodka mogą się pojawiać. Oczywiście rozkład poziomów ener­getycznych w atomach różnych pierwiastków jest różny. Dlatego widmo liniowe świecącej materii zależy też od jej składu chemi­cznego.

Światło przechodzące przez materię może oddawać jej fotony, których energia zużywana jest na wzbudzanie atomów (przesko­ki elektronów z niżej leżących na wyżej położone orbity). W ten sposób tworzą się w widmie linie absorpcyjne, których układ •kreślony jest także przez skład chemiczny i temperaturę eśrodka.

Z obserwacji widma promieniowania ciał niebieskich można wyciągnąć również innego rodzaju ważne informacje. Mianowicie w wyniku ruchu źródła światła względem obserwatora położenie linii ulega zmianie. Jest to tzw. zjawisko Dopplera. Li­nie w widmach ciał zbliżających się do nas są przesunięte ku fioletowi, oddalających się — ku czerwieni, przy czym wielkość przesunięcia AA linii, której długość fali wynosi l, jest — przy prędkościach radialnych v_r (tzn. prędkościach zbliżania lub odda­lania się) obiektu względem obserwatora dużo mniejszych od prędkości światła — dana wzorem:

Wykorzystanie zjawiska Dopplera jest w astronomii głównym źródłem informacji o prędkościach radialnych ciał niebieskich.

I wreszcie stwierdzenie polaryzacji obserwowanego promienio­wania świadczy o istnieniu jakiegoś czynnika, który powoduje, iż pewien kierunek jest wyróżniony. Czynnik ten może działać w samym obiekcie świecącym bądź też na drodze między źród­łem światła i obserwatorem. I tak np. promieniowanie emitowane przez swobodne elektrony poruszające się z dużymi prędkościami w silnym polu magnetycznym jest spolaryzowane w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku linii sił pola magnetycznego. Jest to tzw. promieniowanie synchrotronowe docierające do nas od wielu radioźródeł.

A

c

V24

Wszystkie wymienione cechy promieniowania (jego kierunek, natężenie, rozkład widmowy, polaryzacja) mogą być stałe lub w miarę upływu czasu ulegać zmianom, które świadczą o przemia­nach zachodzących w obiektach świecących (i ewentualnie w ośrodku znajdującym się między źródłem światła i obserwatorem).

ZIEMIA

Ziemia oazą życia

W odległości ok. 150 milionów kilometrów, pomiędzy orbita­mi Wenus i Marsa, jako jedna z mniejszych planet obiega Słońce Ziemia — jedyne w Układzie Słonecznym ciało, na którym istnie­je życie.^Wiele różnorakich i niezależnych przyczyn musiało się złożyć na to, by powstały warunki sprzyjające takim przemianom spotykanych we Wszechświecie prostych związków organicznych, by mogła rozpocząć się ewolucja organizmów żywych, której wy­tworem jest człowiek, ii dlatego, mimo istnienia zapewne wielu układów planetarnych wokół gwiazd w naszej Galaktyce, a w układach tych — wielu planet o podobnych do Ziemi warunkach, pojawienie się życia, a zwłaszcza cywilizacji istot rozumnych, musi być czymś zupełnie wyjątkowym i niesłychanie rzadkim, j Być może nawet, iż cywilizacja ziemska jest najwyżej rozwiniętą cy­wilizacją w naszej Galaktyce, a niewykluczone, iż jest w Galak­tyce cywilizacją jedyną. '

W ogromnych przestrzeniach, na których przebycie promień świetlny zużywa kilkadziesiąt tysięcy lat, w całkowitej prawie ciemności lub w niezwykłym blasku krążą setki miliardów gwiazd, ich planet i satelitów. Każde z tych ciał kiedyś się narodziło, osiąga swój okres rozkwitu, a w przyszłości przeistoczy się w obiekt niewidoczny przez najsilniejsze teleskopy. Wiele z nich przeżywa swe życie spokojnie, inne wciąż się zmieniają, kurczą i pęcznieją, pulsują, rozbłyskują, wybuchają. Być może, iż wśród tego świata kłębiącej się i płonącej lub spokojnej i zimnej, ale zawsze nieświadomej swego istnienia materii, wokół jednej za­ledwie gwiazdy — Słońca — krąży planeta, na której ewolucja materii doprowadziła do powstania istoty myślącej — istoty, któ­ra ten świat próbuje poznać, zrozumieć, by później go posiąść.

Ten pogląd o naszym osamotnieniu w Galaktyce nie jest prze­jawem nowej formy antropocentryzmu, lecz ma głębsze podsta­wy, niż mogłoby się to na pierwszy rzut oka wydawać. Nie sposób przedstawić tu w pełni argumentów przemawiających za tym poglądem, dlatego przytoczę je w znacznym uproszczeniu. Opie­rają się one na ocenie (wprawdzie dość niepewnej), że czas po­trzebny ludzkości na dotarcie do wszystkich planet w Galaktyce, które nadają się do zamieszkania, wynosi ok. 2 min lat. Za tyle lat ludzie prawdopodobnie dotrą w okolice każdej gwiazdy w naszej Galaktyce i osiądą na tych planetach, na których warunki będą sprzyjały życiu człowieka. Ocenę tego okresu uzyskuje się, jeżeli przyjąć, że pojazdy kosmiczne będą się poruszać z prędkoś­cią rzędu 0,1 prędkości światła, co — po wprowadzeniu w silni­kach rakietowych napędu jądrowego, zamiast używanego obecnie chemicznego — wydaje się osiągalne. A więc (gdyby rozumowanie to było słuszne) czas, który upływa od momentu powstania cy­wilizacji do momentu skolonizowania przez nią całej Galaktyki, byłby rzędu paru milionów lat. Ponieważ jednak Ziemia nie jest skolonizowana przez istoty pochodzące spoza Ziemi, oznacza to, iż w Galaktyce nie istnieje cywilizacja starsza niż kilka milionów lat. A jakże małe jest prawdopodobieństwo tego, że po 15 miliar­dach lat trwania Galaktyki, przez które nie rozwinęła się żadna cywilizacja, teraz niezależnie i prawie równocześnie (bo w od­stępie nie przekraczającym kilku milionów lat) powstałyby dwie: nasza i owa hipotetyczna? Rozumowanie to nie wyklucza oczy­wiście z całą pewnością istnienia innych cywilizacji w Galaktyce (zwłaszcza iż z przyczyn biologicznych, psychologicznych i socjo­logicznych mogłyby mieć one inne kierunki i tempo rozwoju), lecz wskazuje, iż istnienie ich jest bardzo mało prawdopodobne.

Oczywiście nie każda forma życia, która pojawi się we Wszech- świecie, musi po wielu przemianach doprowadzić do powstania cywilizacji istot rozumnych. I dlatego odkrycie przez naszych potomków prostszych organizmów żywych na wielu planetach krążących wokół gwiazd naszej Galaktyki jest w pełni prawdo­podobne. Zwłaszcza że różnorodność form, w jakich życie się przejawia, może być znacznie bogatsza niż ta, z którą spotykamy się na Ziemi. Wszędzie jednak powstanie życia, a zwłaszcza roz­wój bardziej złożonych organizmów, wymaga spełnienia przez

środowisko długiego łańcucha warunków o charakterze chemicz­nym i fizycznym. I dlatego Ziemia należy — z tego punktu wi­dzenia — do szczególnych, osobliwych ciał w naszej Galaktyce.

Wiele pozornie bardzo odległych od bezpośredniego oddziały­wania na organizmy żywe cech Słońca i Ziemi musiało pojawić się niezależnie, by mogło zaistnieć życie na Ziemi. Gdyby np. Ziemia nie miała ciekłego jądra albo z powierzchni Słońca nie spływałaby w przestrzeń materia, gdyby Słońce nie było gwiazdą pojedynczą albo atmosfera Ziemi była zbyt gruba, gdyby Ziemia była znacznie bliżej lub znacznie dalej od Słońca niż jest, albo wreszcie gdyby Słońce znajdowało się w centrum Galaktyki, to każda z tych przyczyn z osobna uniemożliwiłaby powstanie lub unicestwiłaby życie na Ziemi.

By lepiej zrozumieć rolę tych czynników, musimy się zdobyć na wysiłek dokonania trochę bardziej systematycznego przeglądu cech fizycznych Ziemi i Słońca.

Kształt i rozmiary Ziemi

Dziś nikt nie podaje w wątpliwość kulistego (prawie) kształ­tu Ziemi. Jej zdjęcia wykonane z pojazdów kosmicznych (fot. 1) i powierzchni Księżyca (fot. 2) obiegły prasę wszystkich krajów, prezentowane były w telewizji, publikowane w wielu książkach. Linie lotnicze i morskie opasują Ziemię we wszystkich kierun­kach. Dlatego na plan dalszy zeszły argumenty dawniej przyta­czane: kolistość linii horyzontu na otwartych obszarach, np. na morzu, kołowy kształt cienia Ziemi widoczny w czasie zaćmienia na tarczy Księżyca itp. Obecnie aktualne jest zagadnienie prze­ciwne: jak dalece kształt Ziemi odbiega od kuli. Odpowiedź na to pytanie wymaga bardzo dokładnych pomiarów Ziemi.

' Już pierwszy pomiar obwodu Ziemi, wykonany w III w. p.n.e. przez greckiego astronoma i geografa Eratostenesa z Cyreny, opierał się na obserwacjach astronomicznych (rys. 6). Eratostenes zauważył, iż w lecie, w południe promienie słoneczne padają pio­nowo na powierzchnię Ziemi w Syene (docierają nawet do dna głębokich studni). Jednocześnie w położonej o ok. 800 km na pół­noc Aleksandrii kierunek promieni słonecznych tworzy z pionem

kąt 7° 10' (kąt ten jest różnicą szerokości geograficznych obu miejscowości). Przyjmując, iż Ziemia jest kulista, a promienie słoneczne biegną równolegle, można z tych danych obliczyć obwód Ziemi. O wielkiej staranności, z jaką Eratostenes wykonywał swe pomiary, może świadczyć fakt, iż wyznaczona przez niego długość obwodu Ziemianie odbiega od przyjmowanej obecnie więcej niż

o parę procent.J

Wartość osiągnięcia Eratostenesa nie polega jednak na dokład­ności pomiaru nie mającego sobie równego przez prawie 2 ty­siące lat — aż do chwili pomiarów długości południka ziemskiego w XVII w. Eratostenes stworzył metodę używaną w geodezji do dziś; wprawdzie studnia lub gnomon zostały zastąpione przez ra­dioteleskop lub laser, lecz istota metody nie uległa zmianie. Polega ona na pomiarze odległości między punktami na powierzchni Zie­mi i wyznaczeniu współrzędnych geograficznych tych punktów.

Pierwszy z tych problemów rozwiązuje się metodami t r i a n- g u 1 a c j i. Po bardzo dokładnym pomiarze długości pewnego odcinka (tzw. bazy) na powierzchni Ziemi, zawartego między dwo­ma punktami A i B, tworzy się tzw. sieć triangulacyjną. Polega to na wyborze na Ziemi szeregu punktów (A_t, A₂, ..., B_lt B_t...) i pomiarze kątów między odcinkami je łączącymi (rys. 7). Przy użyciu wzorów trygonometrycznych można wyznaczyć położenie wszystkich punktów sieci, a w szczególności odległość między

w i mtm muf

dowolnymi dwoma z nich (np. A_n i B_n). W celu uzyskania wię­kszej dokładności, a także objęcia pomiarami większej powierz­chni, wiąże się ze sobą w jedną wiele sieci triangulacyjnych (w których każda ma własną bazę), biorąc niektóre z punktów A_k, B_k jako wspólne dla różnych sieci. Bardzo dokładne pomiary położe­nia punktów na powierzchni Ziemi, a tym samym ich wzaje­mnych odległości, uzyskuje się obecnie metodami tzw. t r i a n- gulacji satelitarnej. Wykorzystuje się tu jednoczesne pomiary kierunku ku widocznemu z kilku punktów obserwacyj­nych sztucznemu satelicie.

Położenie na powierzchni Ziemi określają współrzędne geograficzne. Są nimi dwa kąty: szerokość i długość geogra­ficzna. W celu ich określenia używa się dwu pojęć: osi obrotu Ziemi oraz płaszczyzny równika ziemskiego. Odbiciem obrotu Ziemi jest dobowy obrót sfery niebieskiej wraz ze wszystkimi ciałami na niej się znajdującymi. Powoduje on wschody i zachody ciał niebieskich. Wszystkie gwiazdy na niebie zataczają okręgi wokół prostej zwanej osią świata, która przebija sferę nie­bieską w dwu punktach — biegunach niebieskich (rys. 8). W Polsce widzimy jedynie północny biegun niebieski, w pobliżu którego (w odległości 1°14') znajduje się Gwiazda Polarna — ostatnia w dyszlu gwiazdozbioru Małego Wozu (rys. 9). Oś obrotu Ziemi przechodzi przez środek Ziemi oraz bieguny niebieskie. A więc jej orientacja w przestrzeni jest wyznaczona, gdy określimy położenie bieguna niebieskiego. Oś Ziemi przebija powierzchnię Ziemi w dwu punktach zwanych biegunami geograficznymi. Obserwator znajdujący się na biegunie geograficznym ma dokładnie nad sobą (jak mówią astronomowie

— w zenicie) biegun niebieski. Przechodzącą przez środek Ziemi płaszczyznę prostopadłą do osi Ziemi nazywamy pła­szczyzną równika, przecina ona powierzchnię Ziemi wzdłuż równika ziemskiego. Natomiast płaszczyzny prze­chodzące przez oś Ziemi przecinają jej powierzchnię wzdłuż południków. Szerokością geograficzną nazywa­my kąt, jaki tworzy w danym miejscu powierzchni Ziemi kierunek pionu z płaszczyzną równika. Kierunek pionu określa siła ciężko­ści, a więc szerokość geograficzna odzwierciedla dynamiczne wła­ściwości Ziemil^W celu wyznaczenia kształtu Ziemi przeprowa­dzono dokładne pomiary długości łuków południków w różnych miejscach na Ziemi. Okazało się, iż długości łuków południka łączącego punkty, których szerokości geograficzne różnią się o 1°, nie są jednakowe — są większe w okolicach biegunów niż przy równiku. Oznacza to, że Ziemia nie jest kulą, lecz jest spłaszczona w okolicy biegunów. W pierwszym przybliżeniu może być ona aproksymowana elipsoidą obrotową, którfej krótsza oś skierowana jest ku biegunom, dłuższa zaś leży w płaszczyźnie równika. Pro­mień równikowy Ziemi (6378 km) jest o 21 km większy od jej promienia biegunowego (6357 km).

Spłaszczenie Ziemi jest wynikiem jej obrotu. Kształt Ziemi ustalał się pod wpływem sił działających na tworzącą ją materię. Jeżeli zaniedbamy oddziaływanie innych ciał Układu Słonecznego, gdyż ich wpływ na kształt Ziemi jest niewielki, to będziemy mogli traktować Ziemię jako ciało odosobnione, w któ­rym dominuje siła własnej grawitacji (skierowana ku wnętrzu Ziemi) oraz wynikająca z obrotu siła odśrodkowa (prostopadła do osi obrotu Ziemi). Wypadkowa obu tych sił — siła ciężkości jest mniejsza na równiku niż na biegunie. Powoduje to, iż ta sama masa waży na biegunie o ok. 3% więcej niż na równiku. W cza­sach, gdy Ziemia była jeszcze płynna, mogła łatwo dostosowywać się do tego rozkładu sił i jej powierzchnia przybierała taki kształt, by była prostopadła w każdym miejscu do kierunku siły ciężko­ści (powierzchnię prostopadłą w każdym punkcie do siły tam działającej nazywamy powierzchnią ekwipotencja-

1 n ą, dlatego mówi się, że powierzchnia ciała ciekłego przybiera kształt powierzchni ekwipotencjalnej). Zastygła skorupa utrwa­liła ten obraz Ziemi sprzed miliardów lat. Obecnie bardzo powolne zmniejszanie się prędkości obrotu Ziemi, wskutek przede wszy­stkim przypływowego oddziaływania Księżyca i Słońca, prowa­dzi do zmian rozmieszczenia masy w jej wnętrzu, co z kolei po­woduje konieczność ustawicznych, choć bardzo niewielkich zmian kształtu skorupy ziemskiej.

Podobnie, jak badano kształt przekroju południkowego Ziemi, wyznaczano kształt jej przekroju równikowego. Konieczna jest w tym celu znajomość długości geograficznej szeregu miejscowo­ści na Ziemi. Długością geograficzną nazywamy kąt dwuścienny między płaszczyzną południka przechodzącego przez daną miejscowość i płaszczyzną południka zerowego, za który od roku 1884 uznano południk przechodzący przez obserwatorium astronomiczne w Greenwich na przedmieściu Londynu. Długość geograficzną wyrażamy często w mierze czasowej: godzinach, minutach i sekundach (np. długość geograficzna Warszawy wy­nosi l^h24^m dług. wsch.). Kąt pełny równa się 24^h. Różnica dłu­gości geograficznych dwu miejscowości jest równa odstępowi cza­su, który upływa między przejściami tej samej gwiazdy przez płaszczyzny południków obu tych miejscowości. Z tego powodu

wyznaczenia długości geograficznej wymagają obserwacji astro­nomicznych i pomiarów czasu.

Obecnie stosuje się jeszcze jedną metodę badań kształtu Ziemi. Obserwacje ruchu sztucznych satelitów w czasie wielu obiegów wokół Ziemi dostarczają informacji o polu grawitacyjnym, a tym samym o rozkładzie masy wewnątrz Ziemi oraz o kształcie jej powierzchni.

Wszystkie te badania prowadzą do coraz lepszego poznania bryły Ziemi. Jej powierzchnia, zwana geoidą, określana jako jedna z powierzchni ekwipotencjalnych, znana jest z dokładnością rzędu metra. Ale jednocześnie wraz ze wzrostem precyzji pomiarów coraz trudniejszy staje się jej opis, gdyż coraz więcej szczegółów musi on zawierać. A przecież w rzeczywistości Ziemia tak mało się różni od kuli. Gdyby wykonać model Ziemi wielkości niewiel­kiej piłki o średnicy 13 cm, to spłaszczenie biegunowe wynosiłoby zaledwie pół milimetra, a szczyty Himalajów lub największe głę­bie Pacyfiku nie przekraczałyby dziesiątej części milimetra.

Zatrzymaliśmy się tak długo na sposobach pomiaru rozmiarów globu ziemskiego, gdyż stanowią one podstawę całej sekwencji metod wyznaczania odległości do ciał niebieskich. Do tych naj­bliższych, wchodzących w skład Układu Słonecznego stosuje się nawet metodę analogiczną do wyżej omówionej. Jako „bazę” wy­znacza się na Ziemi odległość między dwoma obserwatoriami, a następnie mierzy się kierunek, w którym widać dany obiekt z każdego z obserwatoriów. Wystarcza to już do obliczenia odległo­ści od tego ciała niebieskiego. Ostatnio najdokładniejsze wyniki wyznaczenia odległości w Układzie Planetarnym otrzymano mie­rząc czas, którego potrzebuje sygnał radiowy lub laserowy na do­tarcie do badanego ciała i po odbiciu od niego na powrót do obserwatora.

Prawo powszechnego ciążenia i masa Ziemi

Jak zważyć Ziemię? Jak zważyć inne ciała niebieskie? Pytania te wiążą się ze sobą. Badania astronomiczne umożliwiają jedynie pomiar stosunków mas badanych obiektów do masy Ziemi. Innymi słowy, astronom może jedynie powiedzieć, ile razy badane ciało

ma masę większą (lub mniejszą) od masy Ziemi. Aby więc móc wyrażać masę ciał niebieskich w kilogramach, trzeba przedtem znać masę Ziemi.

Do pomiaru masy Ziemi wykorzystuje się prawo grawitacji. Prawo to, sformułowane w XVII w. przez Isaaca Newtona, nosi także nazwę prawa powszechnego ciążenia, gdyż rządzi ono zarówno ruchem odległych planet, jak i spadkiem ciał na Ziemię. Słynna jest opowieść o tym, jak widok spadającego z drzewa jabłka doprowadził Newtona do wniosku, iż między Ziemią i wszystkimi znajdującymi się na niej ciałami działa siła przycią­gania, która powoduje ich spadek na Ziemię. Skoro jednak Ziemia nie jest wyróżnionym ciałem we Wszechświecie (a to było wia­dome od czasów Kopernika), to już tylko krok do konkluzji, iż wszystkie ciała wzajemnie się przyciągają. Oczywiście Newton opierał się na znacznie głębszych przesłankach o oddziaływaniach ciał niż jedynie obserwacja spadającego jabłka. Znano już wów­czas prawa ruchu planet sformułowane przez Keplera na podsta­wie analizy wieloletnich obserwacji dróg tych ciał na niebie. Z praw Keplera można już wydedukować, jak zależą oddziaływa­nia między Słońcem i planetami od ich wzajemnej odległości. Ale nawet gdyby anegdota o spadającym jabłku nie była prawdziwa, to i tak jedynie geniuszowi Newtona przypisać trzeba, iż wyniki tego rodzaju prostych obserwacji potrafił uogólnić i sformułować uniwersalne prawo, które przez ponad dwa stulecia przetrwało nie zmienione i dopiero w XX w. znalazło swe rozwinięcie w po­staci teorii względności. Prawo powszechnej grawitacji Newtona orzeka, że Jkażde dwa ciała przyciągają się wzajemnie siłą pro­porcjonalną do iloczynu ich mas i odwrotnie proporcjonalną do kwadratu odległości między nimi:

_ „ «i»**

F-G —

gdzie m_t i oznaczają masy obu ciał, r — odległość między nimi, F — siłę, z jaką na siebie działają, natomiast G jest współ­czynnikiem proporcjonalności, zwanym stałą grawitacji.

Ponieważ siły działające na jakiekolwiek ciało wpływają na jego ruch, przeto każde ciało za pośrednictwem sił grawitacyjnych oddziaływa na zachowanie się wszystkich innych. Jeżeli Czytel­

nik tej książki przejdzie do sąsiedniego pokoju, spowoduje już tym samym zmianą rozkładu sił działających na najbardziej od­ległe ciała niebieskie i wpłynie na ich przemieszczanie się w prze­strzeni. Oczywiście wpływ ten będzie nikły, gdyż oddziaływania sił przyciągania grawitacyjnego szybko maleją wraz ze wzrostem odległości, a ponadto masy ciał niebieskich są znacznie większe od masy człowieka, ale wpływ ten istnieje.

Wprowadzone przez Newtona do fizyki pojęcie siły pozwoliło mu w sposób prosty i ścisły zarazem sformułować podstawowe prawa ruchu ciał, nazwane później prawami dynamiki Newtona. Prawa te stosują się zarówno do ruchu pojazdów i lotu owadów, jak i biegu ciał niebieskich. Brzmią one:

I prawo — jeżeli na ciało nie działa żadna siła lub siły działa­jące równoważą się nawzajem, wówczas ciało porusza się ruchem jednostajnym po linii prostej;

II prawo — przyspieszenie a ruchu ciała jest wprost proporcjo­nalne do siły F działającej na nie i odwrotnie proporcjonalne do jego masy m:

_ F m

III prawo — jeżeli jedno ciało oddziałuje na drugie jakąś siłą, to to drugie ciało oddziałuje na pierwsze siłą równą co do war­tości, lecz przeciwnie skierowaną.

Z prawa powszechnego ciążenia oraz praw dynamiki wynika, iż nie tylko Ziemia przyciąga spadające jabłko, lecz także jabłko przyciąga Ziemię. I obie te siły są jednakowe! A więc także Zie­mia spada na jabłko. Ale przyspieszenia w tym ruchu różnią się znacznie. Przyspieszenie ruchu jabłka jest tyle razy większe od przyspieszenia ruchu Ziemi w kierunku jabłka, ile razy masa Ziemi jest większa od masy jabłka. Z tego powodu jedynie ruch jabłka w kierunku Ziemi może być zaobserwowany. Jeśli chcemy być ściśli, to gdy mówimy o ruchu ciał (tak jak w tym przypadku mówimy o ruchu jabłka i Ziemi), należy zawsze określić układ odniesienia, względem którego mierzymy ruch. Ze względu na prostotę opisu najwygodniej używać układu odniesienia zwią­zanego ze środkiem masy ciał albo gdy jedno z ciał ma masę znacznie większą niż pozostałe — z ciałem najmasywniejszym.

Obserwacje spadku ciał nie wystarczały Newtonowi do uza­sadnienia słuszności prawa powszechnego ciążenia (a tym bardziej praw dynamiki). Mogły one jedynie być pierwszym impulsem do sformułowania tego prawa i podstawą do postawienia hipotezy

o jego słuszności. Natomiast sprawdzenie tej hipotezy wymagało jeszcze wykazania, iż za pomocą prawa grawitacji można wyja­śnić prawidłowości ruchu ciał niebieskich. Pierwszym testem tego rodzaju były badania ruchu Księżyca. Jeżeli przyjmiemy, że Księ­życ obiega Ziemię po okręgu ze stałą prędkością (które to zało­żenie jest w pierwszym przybliżeniu dopuszczalne), to wówczas siłą dośrodkową utrzymującą Księżyc na kołowej orbicie jest siła grawitacyjnego oddziaływania między Ziemią i Księżycem. Gdyby tej siły nie było (gdyby np. nagle zanikły oddziaływania grawi­tacyjne między ciałami), Księżyc odbiegłby od Ziemi wzdłuż sty­cznej do jego obecnej orbity. To właśnie przyciąganie przez Zie­mię utrzymuje Księżyc na jego orbicie. Taki wniosek płynie z prawa Newtona. Należy więc sprawdzić zgodność tego wniosku z obserwacjami. Znając odległość Księżyca od Ziemi r i okres jego obiegu T, można obliczyć przyspieszenie dośrodkowe potrze­bne do takiego zakrzywienia toru Księżyca, by — tak jak to jest w rzeczywistości — poruszał się on wokół Ziemi. Przyspieszenie to jest proporcjonalne do kwadratu prędkości kątowej Księżyca co i do jego odległości od Ziemi:

Prędkość kątową Księżyca łatwo można obliczyć, gdyż w ciągu jednego okresu obiegu T Księżyca wokół Ziemi obiega on kąt 360°, co wyrażone w mierze łukowej wynosi 2n (ji = 3,14... jest stosunkiem obwodu koła do jego średnicy). A więc:

Stąd możemy obliczyć przyspieszenie dośrodkowe Księżyca:

a_d = a>\

(1)

2 Tl

co =

T

(2)

471®

(3)

Ponieważ znamy zarówno T (27,32 dnia), jak i 1 (384 402 km), możemy obliczyć a_d (0,272 cna/s²).

To przyspieszenie dośrodkowe Księżyca powinno, w myśl praw Newtona, być równe przyspieszeniu, jakiego doznaje nasz sate­lita wskutek przyciągania przez Ziemię, a więc:

(4)

gdzie F jest siłą grawitacyjną działającą między Księżycem i Zie­mią, a m masą Księżyca. Ale ponieważ:

F = G-

Mm

(M jest masą Ziemi), więc

M

^Gv

(5)

(6)

Aby skorzystać z powyższego wzoru, powinniśmy znać masę Ziemi oraz wartość stałej grawitacji. Wielkości te jednak wyznaczymy dopiero później. Także Newton nie znał ich, gdy sprawdzał słu­szność swych praw. Aby ominąć tę trudność, zwróćmy uwagę, iż łatwo jest zmierzyć wielkość przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni Ziemi, tzn. przyspieszenia g, z którym spadają na Ziemię przedmioty upuszczone swobodnie. Wartość przyspieszenia na powierzchni Ziemi znana już była od czasów Galileusza i wy-

nosi 9,81

Obecnie możemy wyrazić je przy użyciu prawa

powszechnej grawitacji wzorem analogicznym do wzoru (6):

skąd

g = G-j- (7)

n

GM=gr\ (8)

gdzie r_z oznacza promień Ziemi. A więc podstawiając ten wynik do wzoru (6) otrzymujemy wzór na przyspieszenie ruchu Księ­życa wywołane oddziaływaniem grawitacyjnym Ziemi:

iSi

(9)

#«/«

i i

Wniosek ten, iż przyspieszenie w ruchu Księżyca jest tyle razy mniejsze od przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni Ziemi, ile razy kwadrat odległości Księżyca jest większy od kwadratu promienia Ziemi, wynika bezpośrednio z prawa grawitacji Newto­na, według którego siła jest odwrotnie proporcjonalna do kwa­dratu odległości. Ponieważ znamy wszystkie wielkości występu­jące po prawej stronie wzoru (9), możemy obliczyć:

a, = 0,270-^-

i stwierdzić, iż a_c=a_d z dokładnością do l'/o. Różnica spowodowa­na jest przyjęciem upraszczających założeń o kształcie orbity. W ścisłych rachunkach powinniśmy także uwzględnić ruch Ziemi i rozpatrywać obieg Księżyca i Ziemi wokół wspólnego środka masy. Zgodność (w ramach przyjętych założeń) wniosków wyni­kających z prawa powszechnej grawitacji i praw dynamiki New­tona z wynikami obserwacyjnymi stanowiła ważki argument za poprawnością tych praw. Dalszych argumentów za ich stosowal­nością do opisu ruchu i oddziaływań między ciałami niebieskimi dostarczyła konfrontacja ich z prawami Keplera. Okazało się, że z prawa powszechnego ciążenia i praw dynamiki Newtona można uzyskać uogólnienie praw Keplera, które stosuje się do ruchu do­wolnych dwu ciał powiązanych siłą grawitacji, między innymi do biegu komet, przybywających w okolice Słońca spoza Układu Planetarnego, lub ruchu dwóch składników tworzących podwój­ny układ gwiazd. Te uogólnione prawa przyjmują następujące sformułowania:

I prawo Keplera — w ruchu względnym dwu ciał, powiąza­nych jedynie siłami grawitacji, każde z nich porusza się po krzy­wej stożkowej (elipsie, paraboli, hiperboli), w której ognisku znaj­duje się drugie ciało;

II prawo Keplera — promień wodzący łączący oba ciała zakreśla w równym czasie równe pola;

III prawo Keplera — stosunek trzeciej potęgi półosi wielkiej a orbity eliptycznej do kwadratu okresu obiegu P jest proporcjo­nalny do sumy mas S + m₂ obu ciał:

a⁸ G(m_Ł + m_s)

~F 4n*

gdzie n = 3,14...

Dynamika newtonowska wystarcza do opisu przebiegu wielu zjawisk astronomicznych. W szczególności można przy jej użyciu przewidzieć ruch planet w Układzie Słonecznym na wiele lat naprzód; jedynie ruch Merkurego wyłamuje się w obserwowalny sposób spod jej reguł. Zawodzi ona także, gdy rozważamy masy­wne obiekty o bardzo dużej gęstości lub próbujemy opisać prze­lot cząstek promieniowania kosmicznego z prędkościami zbliżony­mi do prędkości światła. Również próby stworzenia spójnego mo­delu Wszechświata jako całości wymagają ogólniejszej teorii niż newtonowska.

Ale wróćmy do naszego problemu pierwotnego, do wyznacze­nia masy Ziemi. Można się już domyślić z tego, co zostało powie­dziane, że pomiar masy Ziemi sprowadza się do wyznaczenia siły, z jaką przyciąga ona znajdujące się na niej ciała. Pomysł jest pro­sty, wystarczy porównać siły przyciągania przez Ziemię oraz przez jakieś inne ciało o znanej masie (lub uznanej za jednostko­wą). Ale od pomysłu do jego realizacji droga niełatwa. Wszystkie ciała, których można by użyć do takiego porównania, mają masę znikomą w porównaniu z masą Ziemi, a więc i siły przez nie wy­wołane są znikome w porównaniu z siłą ciężkości. Dlatego do tego rodzaju pomiaru potrzebna jest bardzo czuła waga (rys. 10). Na obu jej szalkach kładzie się jednakowe odważniki tak, by pozosta­

ła ona w równowadze. Jeżeli teraz pod jedną szalą umieścimy dało o znanej masie, to przyciągnie ono znajdujący się na wadze odważnik i dla zachowania równowagi będziemy musieli dodat­kowo obciążyć drugą szalę. Siła, z jaką Ziemia przyciąga ten do­datkowy ciężarek, równa jest sile, z jaką ustawione pod szalą cia­ło przyciąga stojący na szali odważnik. Jeżeli pod szalę wagi wto­czymy kulę żelazną o średnicy 1 m, a na szalach ustawimy odwa­żniki dziesięciokilogramowe, to masa ciężarka będzie wynosić za­ledwie ok. tysięcznej części grama. Dokładność, z jaką wyznaczy­my jego masę, określa nam dokładność pomiaru masy Ziemi. Zna­leziona w ten sposób masa Ziemi wynosi 6*10²⁴kg (dokładniej 5,978-10« kg).

Wnętrze Ziemi

Najgłębsze wiercenia powierzchni Ziemi można porównać za­ledwie do zadrapań naskórka. Cienka, ok. 30-kilometrowej gru­bości, chropowata skorupa pokrywa niedostępne bezpośrednim obserwacjom wnętrze naszej planety. Jak paradoks brzmi, iż nie­jednokrotnie możemy uzyskać znacznie bardziej szczegółowy ob­raz tego, co zachodzi na odległych ciałach niebieskich, niż tego, co się dzieje parę tysięcy kilometrów pod nami. jAle i tu naukowcy nie pozostają bezradni. Podobnie jak ciało ludzkie możemy (nie naruszając go) prześwietlić promieniami Roentgena i jak zwartą bryłę metalu możemy badać obserwując sposób przenikania przez

nią odpowiedniego rodzaju promieniowania lub fal, tak Ziemię można „prześwietlić” przy użyciu fal sejsmicznych.¹ Na­turalne ruchy w skorupie ziemskiej, uskoki, trzęsienia ziemi lub wywołane przez człowieka wybuchy na Ziemi albo pod jej powie­rzchnią powodują rozchodzenie się fal sejsmicznych, o prędkoś­ciach i sposobach rozprzestrzeniania się zależnych Od właściwości warstw, przez które przechodzą (rys. 11). Część fal sejsmicznych wzbudzonych w jakimś miejscu biegnie w skorupie w warstwie powierzchniowej, część przenika całą bryłę Ziemi, przechodzi przez jej jądro, ulegając załamaniu lub odbiciu na granicy między warstwami o różnych właściwościach. Pojedyncze źródło staje się przyczyną sekwencji drgań rejestrowanych przez aparaty sej­smiczne w obserwatoriach geofizycznych rozsianych po całej kuli ziemskiej. Charakter tych drgań, ich amplitudy, okresy, sposób zanikania dostarczają informacji o budowie wewnętrznej naszej planety.

Tego rodzaju badania doprowadziły do wykrycia istnienia czte­rech zasadniczych warstw we wnętrzu Ziemi (rys. 12). Pierwsza z nich najbardziej zewnętrzna — tworząca lądy i dźwigająca oce­any — skorupa o niejednakowej grubości, wynoszącej średnio 30 km, i gęstości 2,7 g/cm³, utworzona przede wszystkim ze skał granitowych i bazaltowych spoczywa na 3000-kilometrowej gru­bości płaszczu uformowanym ze skał o gęstości ok. 5 g/cm³. Zawarte wewnątrz jądro jest ciekłe, gorące i bardzo gęste. Głównymi jego składnikami są prawdopodobnie roztopione żelazo, nikiel i kobalt. Rozróżnia się dwie jego części: jądro zewnę-

t r z n e o grubości ok. 2100 kra i gęstości 11 g/cm³ oraz jądro wewnętrzne, będące położoną środku Ziemi kulą o pro­mieniu ok. 1200 km i gęstości 14 g/cmO Mogłoby się zdawać, że istnienie ciekłego jądra głęboko we wnę­trzu Ziemi nie ma większego wpływu na to, co dzieje się na jej powierzchni. Tak jednak nie jest. W obracającym się ciekłym ją­drze, gorętszym wewnątrz, chłodniejszym przy powierzchni, po­wstają wielkoskalowe ruchy materii obejmujące swym zasięgiem całe jądro Ziemi. Strugi ciekłego żelaza płyną z wnętrza ku powie­rzchni jądra, a następnie spływają w dół.. Obrót Ziemi jest przy­czyną zbaczania tych strumieni w kierunku równoleżnikowym (jest to to samo zjawisko, które powoduje zbaczanie rzek na po­wierzchni Ziemi). W wyniku tego w jądrze Ziemi wytwarza się złożona sieć olbrzymich strumieni materii opływających po skom­plikowanych torach wnętrze jądra. W rozżarzonej materii poru­szają się swobodne elektrony i dodatnie jony (odarte z części ele­ktronów atomy) żelaza, niklu, kobaltu i innych pierwiastków. Na ich ruch oddziaływa ziemskie pole magnetyczne przenikające w głąb wnętrza Ziemi, zmuszając elektrony do ruchu po innych to­rach niż jony. Ale i na odwrót, prądy elektryczne, którymi są poruszające się po nieco innych drogach strumienie elektronów i dodatnich jonów, powodują powstanie pola magnetycznego (po­dobnie jak w laboratorium wokół przewodnika, przez który pły­nie prąd elektryczny). To właśnie zjawisko, zwane zjawis­kiem dynama, podtrzymuje istnienie trwałego pola mag­netycznego Ziemi. W ten sposób położone w głębi nasze­go globu ciekłe jądro jest przyczyną rozpościerającego się daleko w przestrzeń pola magnetycznego. A pole to, jak zobaczymy, two­rzy puklerz chroniący nas przed szkodliwymi promieniami kos­micznymi. (

Gazowa otoczka Ziemi \

Milionowa część masy Ziemi występuje w postaci gazu. Miesza­nina azotu (ok. 78°/o), tlenu (ok. 21%), argonu (ok. l°/o) i w mnie­jszych ilościach innych składników (zwana powietrzem) cienkim płaszczem otacza Ziemię. Większość masy atmosfery sku-

piona jest w jej najniżej leżącej warstwie, rozciągającej się do wysokości ok. 10 km nad powierzchnią Ziemi — w troposfe- r z e (rys. 13), w której zachodzą główne procesy decydujące o po­godzie, tworzą się chmury, wieją wiatry. Troposfera działa jak urządzenie klimatyzacyjne na powierzchni Ziemi: zachodząca w niej cyrkulacja mas powietrza powoduje przenoszenie ciepła | obszarów bardziej nagrzanych do chłodniejszych, zawarta w niej para wodna i dwutlenek węgla przeciwdziałają nadmiernemu wy- promieniowaniu ciepła z powierzchni Ziemi. Ważną rolę odgrywa ta warstwa w rozprowadzaniu wody na Ziemi; powstająca nad zbiornikami wodnymi para wodna rozprzestrzenia się poprzez tro- posferę nad lądami, a następnie w postaci deszczu i śniegu opada na ziemię, by z powrotem strumieniami i rzekami spływać do je­zior, mórz i oceanówjs

Nad troposferą rozpościerają się dalsze rozległe warstwy atmo­sfery nieporównanie już rzadsze, ale odgrywające jednak nie

mniej istotną rolę w tworzeniu warunków panujących na powie­rzchni naszej planety. Gęstość powietrza maleje szybko z wysoko­ścią nad powierzchnią Ziemi, od wartości ok. 1 kg/m³ do wartości ok. 10~* kg/m³ na wysokości 50 km, 10^-7 kg/m³ na wysokości 100 km i ok. 10“¹² kg/m³ — na wysokości 400 km nad Ziemią (tzn. bilion razy mniej niż przy powierzchni). Jeden centymetr sześ­cienny powietrza, pobrany przy powierzchni Ziemi, zająłby na tej wysokości objętość sześcianu o stumetrowych bokach. Mimo małej gęstości warstwy leżące nad troposferą bardzo wydajnie pochła­niają w wielu dziedzinach widma elektromagnetycznego promie­niowanie docierające do Ziemi, a także określają sposób rozcho­dzenia się fal radiowych. Materia zawarta w najwyżej położo­nej części atmosfery jest zjonizowana. Mieszanina swobodnych elektronów i dodatnich jonów porusza się tam pod silnym dzia­łaniem ziemskiego pola magnetycznego. Gdybyśmy jako atmo­sferę potraktowali tę materię rozproszoną przy Ziemi, która bie­rze udział w ruchu Ziemi, zarówno obrotowym, jak i postępowym wokół Słońca, to musielibyśmy atmosferę utożsamić z magne- t o s f e r ą Ziemi, tzn. obszarem przenikniętym działaniem zie­mskiego pola magnetycznego. O magnetosferze będziemy jesz­cze mówili. Tu warto sobie uświadomić, że Ziemia wraz z otacza­jącą ją atmosferą porusza się w materii międzyplanetarnej — roz­rzedzonym ośrodku wypływających z wielkimi prędkościami ze Słońca gorących gazów. Tę spływającą ze Słońca rozproszoną materię, wypełniającą całą przestrzeń Układu Planetarnego, mo­żemy traktować jako zewnętrzne warstwy atmosfery Słońca. Pla­nety zatopione w nich wraz ze swymi atmosferami obiegają Słoń­ce po eliptycznych orbitach. Nic więc dziwnego, że między atmo­sferą słoneczną i górnymi częściami atmosfer planet występują oddziaływania o bardzo złożonej naturze: istnieją oddziaływania magnetyczne, następuje przepływ materii z atmosfery Słońca do atmosfer planet i w kierunku przeciwnym, towarzyszy temu prze­kazywanie energii. Wprawdzie bezpośredni wpływ atmosfery Słoń­ca na atmosferę Ziemi ma w dolnych, gęstych częściach ziem­skiej atmosfery tylko ograniczone znaczenie, decyduje on jednak

o stanie i właściwościach jej warstw górnych.

Widzimy więc, że atmosfera Ziemi jest bardzo zróżnicowana: poszczególne jej części leżące na różnych wysokościach nad Zie­

mią cechują sią całkowicie odmiennymi właściwościami. Wynika to nie tylko | faktu, iż gęstość gazu i jego ciśnienie zmienia sią z wysokością, lecz także z tego, że sposoby dopływu energii do atmosfery są na różnych poziomach różne. Powoduje to wytwo­rzenie się w atmosferze szeregu warstw o odmiennych właściwo­ściach termicznych, optycznych, chemicznych i elektrycznych.

Przenikanie światła przez atmosferę Ziemi

Słońce jest głównym, dominującym dawcą energii docierają­cej do Ziemi. Wysyła ono promieniowanie w pełnym zakresie wi­dma elektromagnetycznego. Jednak prawie cała energia emito­wana przez Słońce zawarta jest w promieniowaniu o długościach fal z przedziału od ok. 0,2 ¡xm do 2 ¡*m (rys. 14); znaczna jego część

— to promieniowanie widzialne. Taki właśnie rozkład widmowy promieniowania słonecznego spowodowany jest tym, iż tempera­tura tych warstw atmosfery Słońca, które widzimy jako jego po­wierzchnię, wynosi ok. 6 tys. K. Pozostałe rodzaje promieniowa­nia Słońca (rentgenowskie, nadfioletowe, podczerwone i radiowe) niosą znacznie mniej energii.

Nie całe promieniowanie słoneczne dociera do powierzchni Ziemi. Część jego zostaje pochłonięta już w przestrzeni między­planetarnej, część w atmosferze ziemskiej. Tak się jednak złożyło, iż atmosfera ziemska jest przenikliwa dla promieniowania w tej

dziedzinie widma elektromagnetycznego, w której najwydajniej świeci Słońce. Około 80^#/o promieniowania widzialnego, gdy pada ono pionowo na atmosferę, dociera do powierzchni Ziemi. Przy ukośnym padaniu promieni światło, które musi wówczas przebi­jać się przez grubszą warstwę powietrza, osłabione jest oczywiście bardziej. To właśnie jest przyczyną, iż ciała niebieskie znajdujące się blisko horyzontu są mniej jasne niż wówczas, gdy znajdują się nad naszymi głowami w pobliżu zenitu; nawet na Słońce chy­lące się ku zachodowi możemy patrzyć gołym okiem. Zjawisko osłabienia światła przy przejściu przez atmosferę, tzw. eks­tynkcja atmosferyczna, spowodowane jest częściowo rozproszeniem światła, a częściowo jego pochłanianiem.

Rozpraszanie światła na cząsteczkach powietrza zale­ży silnie od długości fali promieniowania; dużo bardziej rozpro­szone jest światło niebieskie niż światło czerwone. Właśnie roz­proszone niebieskie światło słoneczne nadaje bezchmurnemu nie­bu kolor błękitny. Z tego powodu obiekty astronomiczne widzia­ne z Ziemi wydają się nam bardziej czerwone, niż widziane spo­nad atmosfery Ziemi. Natomiast rozproszenie na dużych ziarnach kurzu rozpylonego w powietrzu nie zależy już tak silnie od bar­wy światła, powoduje jedynie ogólne osłabienie świecenia — cia­ła niebieskie widzimy wówczas jako słabsze. Ten fakt, że zależ­ność wielkości rozpraszania światła od długości fali promieniowa­nia (a więc wielkość zmiany barwy ciał na skutek rozpraszania)- określona jest przez wielkość elementów rozpraszających (atomów,, cząsteczek, ziaren pyłu itp.), wykorzystuje się w astronomii, jak to później zobaczymy, do oceny rozmiarów elementów rozpra­szających. W ten sposób na przykład wyznaczono rozmiary ziaren, pyłu w materii międzygwiazdowej.

Pochłanianie jest przyczyną całkowitej nieprzezroczy- stości atmosfery ziemskiej w rozległych przedziałach widma ele­ktromagnetycznego. I tak np. cząsteczki ozonu — O3 — składa­jące się z trzech atomów tlenu, pochłaniają rozległe pasmo pro­mieniowania o długościach fal od ok. 0,24 nm do ok. 0,3 (im, zwane pasmem Hartleya. Leżąca na wysokości od 25 do 50 km warstwa o podwyższonej gęstości ozonu, tzw. ozonosfera. (pokrywająca się w zasadzie ze stratosferą), mimo iż występuje w niej zaledwie jedna milionowa część tlenu w cząsteczkach trój—

atomowych, nie przepuszcza zupełnie do Ziemi promieniowania w obrębie pasma Hartleya (fot. 5). Bardziej krótkofalowe pro­mieniowania nadfioletowe, rentgenowskie i gamma pochłonięte zostają przez azot i tlen już w wyżej leżących warstwach atmo­sfery. Od 0,3 (im do ok. 2 ¡im rozciąga się obszar przepuszczalno­ści atmosfery ziemskiej, jest to tzw. optyczne okno atmo­sferyczne (rys. 15). Natomiast promieniowanie podczerwone

o długościach fali od ok. 2 ugra aż do ok. 1 mm (10* (im) pochłania­ne jest przez parę wodną i dwutlenek węgla. W tej dziedzinie widma jest jednak parę przedziałów, w obrębie których promie­niowanie podczerwone dociera do powierzchni Ziemi. W tych długościach fali astronomowie mogą badać z Ziemi promieniowa­nie podczerwone ciał niebieskich; są to tzw. podczerwone okna atmosferyczne.

Z kolei promieniowanie o długościach fali większych od 1 mm (10* filii), przenika przez całą atmosferę Ziemi. Otwiera się tu radiowe okno atmosferyczne, w którym astronomo­wie mogą z Ziemi obserwować radiowe świecenie ciał niebies­kich. Ograniczone jest ono ze strony fal długich na skutek nie- przepuszczalności jonosfery ziemskiej. Jonosfera rozpoście­ra się od wysokości ok. 50—60 km nad powierzchnią Ziemi. Jest to ta część atmosfery, w której znacząca już część atomów

i cząsteczek powietrza jest zjonizowana. Mamy tam więc do czynienia z mieszaniną cząsteczek i atomów neutralnych, z jo­nizowanych oraz swobodnych elektronów, a także jonów ujem­nych (tzn. atomów lub cząsteczek mających nadmiar elektro­nów w swych powłokach elektronowych). Przechodzące przez ośrodek fale elektromagnetyczne oddziaływają z cząsteczka­mi naładowanymi elektrycznie. Ze względu na małą masę ele­ktronów, ich oddziaływanie z falami elektromagnetycznymi jest silniejsze. Zostają one pobudzone do drgań absorbując przy tym energię docierającej fali. W wyniku tego fale o długościach wię­kszych od pewnej długości krytycznej nie są przez taki ośrodek przepuszczane (odbijają się od jonosfery). Wartość krytycznej dłu­gości fali zależy od gęstości elektronów w ośrodku. Im większa gęstość elektronów, tym niższa krytyczna długość fali. Z tego po­wodu do powierzchni Ziemi docierają z kosmosu jedynie fale ra­diowe o długościach nie przekraczających kilkunastu metrów.

Atmosfera ziemska jest, jak widzimy, przenikliwa tylko w pe­wnych przedziałach widma elektromagnetycznego. Obserwacje ciał niebieskich mogą być dokonywane z Ziemi jedynie w obrę­bie okien atmosferycznych. Dochodzące z kosmosu promieniowa­nie rentgenowskie, krótkofalowe promieniowanie nadfioletowe, większość promieniowania podczerwonego i radiowego muszą być rejestrowane sponad atmosfery. Ziemia oglądana z zewnątrz przy użyciu przyrządów rejestrujących promieniowanie spoza okien atmosferycznych wydawałaby się otoczona, podobnie jak Wenus lub Jowisz, grubą, nieprzezroczystą atmosferą zakrywającą kom­pletnie stałą powierzchnię naszej planety. Gwiazdy, Księżyc, Słońce możemy widzieć z Ziemi jedynie dzięki przezroczystości atmosfery w optycznej części widma. Gdyby optycznego okna atmosferycznego nie było, ilość widzialnego promieniowania przy powierzchni Ziemi byłaby znikoma — na Ziemi, niezależnie od pory doby, panowałby mrok. Natomiast energia słoneczna po­chłaniana w górnych warstwach atmosfery docierałaby do Ziemi w postaci termicznego świecenia atmosfery. Jego rozkład widmo­wy określony byłby przez temperaturę powietrza; byłoby to więc promieniowanie podczerwone, którego maksimum przypadałoby na fale o długościach ok. 10 (im. Gdyby w tych warunkach moż­liwe było powstanie istot żywych, to ich zmysł wzroku dostoso-

wany musiałby być do odbioru podczerwieni. Oto przykład, w jaki sposób skład chemiczny naszej atmosfery i jej grubość deter­minowały ewolucją organizmów żywych na Ziemi.

Warstwy atmosferyczne

-¡światło słoneczne napotyka na swej drodze w atmosferze różne warunki na różnych wysokościach nad powierzchnią Ziemi. W niektórych miejscach jest ono silnie pochłaniane, w innych prze­chodzi prawie bez stratj Nic więc dziwnego, że tam, gdzie energia promieniowania Słońca jest absorbowana przez gaz, atmosfera jest cieplejsza, na innych wysokościach — chłodniejsza. W ten sposób tworzą się w atmosferze leżące kolejno nad sobą warstwy

o na zmianę rosnącej i malejącej z wysokością temperaturze powietrza.

Otaczająca nas troposfera (rys. 13) rozciąga się do wysokości 10—15 km. Pobiera ona ciepło przede wszystkim od powierzchni Ziemi nagrzanej światłem słonecznym. W wyniku wydajnych ruchów konwekcyjnych ciepło to wynoszone jest do góry i przenoszone nad chłodniejsze obszary Ziemi. Znajdujące się w troposferze cząsteczki pary wodnej i dwutlenku węgla po­chłaniają znaczną część energii słonecznego promieniowania pod­czerwonego — to drugi sposób dopływu ciepła do tej najlepiej nam znanej warstwy atmosfery. Ale mimo tych sposobów ogrze­wania temperatura w troposferze maleje dość szybko i w górnych jej częściach panuje już spory mróz: od —40 do —60°C. Ciśnienie atmosferyczne jest tam już kilkakrotnie niższe niż przy powierz­chni Ziemi, co uniemożliwia człowiekowi przebywanie w tych re­gionach bez zabezpieczającego jego ciało kombinezonu* Oto jak wąski, ograniczony właściwie tylko do dolnej części troposfery, jest obszar, który człowiek może traktować jako środowisko swego naturalnego bytowania.

Ponad troposferą, w stratosferze, temperatura zaczyna Posnąć wraz z wysokością nad powierzchnią Ziemi. Dzieje się to wskutek pojawienia się na tych wysokościach ozonu. Docierające tam jeszcze nadfioletowe promieniowanie słoneczne powoduje roz­bijanie niewielkiej wprawdzie, ale już wystarczającej liczby

dwuatomowych cząsteczek tlenu na pojedyncze atomy. Te swobo­dne atomy tlenu atakują cząsteczki i łączą się z nimi w trójato- mowe cząsteczki tlenu — cząsteczki ozonu. \W wyższych warst­wach atmosferycznych na skutek nadmiaru promieniowania nad­fioletowego cząsteczki ozonu łatwo ulegają rozbiciu, a mniejsza gęstość ośrodka utrudnia łączenie sią cząsteczek dwuatomowych z atomami tlenu.^ W niższe warstwy atmosferyczne dociera za mało promieniowania, które jest przyczyną rozpadu tlenu dwu- atomowego na jednoatomowy, a więc jest za mało budulca dla cząsteczek trójatomowychi co więcej, już utworzone cząste­czki ozonu mogą łatwo ulegać rozbiciu w zderzeniach z innymi cząsteczkami powietrza, których ilość (a więc i częstość zderzeń), im bliżej Ziemi, tym jest większa, i Dlatego tworzy się | warstwa

o podwyższonej gęstości ozonu, zwana ozonosferą, a maksi­mum gęstości ozonu przypada na wysokości ok. 25—30 km nad powierzchnią Ziemi. \Wskutelc pochłaniania promieniowania sło­necznego przez ozon ta warstwa atmosfery się ogrzewa i dlatego temperatura w stratosferze rośnie, a w najwyższych jej partiach osiąga znów znośne dla człowieka wartości ok. 0°C (pamiętajmy jednak, że dzieje się to na wysokości ok. 50 km nad Ziemią, gdzie ciśnienie jest tysiąckrotnie niższe niż na Ziemi).

Wyżej, w mezosferze rozciągającej się od ok. 50 do ok. 85 km nad Ziemią, temperatura powietrza znów maleje do prawie 200 K (—70°C). Gęstość materii i ciśnienie są tam już tysiące i dzie­siątki tysięcy razy mniejsze niż na powierzchni Ziemi, lecz skład chemiczny powietrza niewiele różni się od normalnego. Głównymi składnikami pozostają dwuatomowe azot i tlen, brak jedynie w znaczniejszych ilościach tych cząsteczek, które wydajnie pochła­niały światło słoneczne w warstwach niżej leżących: ozonu, dwu­tlenku węgla, pary wodnej. I to właśnie jest przyczyną spadku temperatury w mezosferże. Natomiast prawie niezmienny skład chemiczny w całej dolnej części atmosfery ziemskiej (tzw. homo- sferze), aż do wysokości 80—90 km, jest zachowany dzięki pionowym ruchom materii, powodującym mieszanie się mas powietrza.

Do całej homosfery dociera za mało wysokoenergetycznego nad­fioletowego promieniowania słonecznego, by mogło ono powodo­wać wydajne rozbijanie dwuatomowych cząsteczek azotu i tlenu na

pojedyncze atomy. Dopiero wheterosferze, powyżej 85km nad Ziemią, cząsteczki azotu i tlenu są na tyle często bombardo­wane wysokoenergetycznymi fotonami promieniowania słoneczne­go, iż liczba pojedynczych atomów tych pierwiastków szybko ro­śnie (już na wysokości ok. 115 km nad powierzchnią Ziemi ilość tlenu jednoatomowego dorównuje ilości tlenu dwuatomowego). Ten proces rozbijania cząsteczek wiąże się z jednoczesną abso­rpcją padającego promieniowania. Część energii fotonu atakujące­go cząsteczkę tlenu (lub azotu) zostaje zużyta na rozerwanie czą­steczki, pozostała część energii tego fotonu zostaje uniesiona jako energia kinetyczna atomów powstałych z rozbicia cząsteczki i dla­tego te pojedyncze atomy poruszają się szybciej (mają większe energie) niż atomy i cząsteczki istniejące w ośrodku. Zderzając się z nimi, przekazują swą energię i w ten sposób procesowi rozpadu towarzyszy przepływ energii z promieniowania do gazu. Jest to ba­rdzo często spotykany w astronomii mechanizm ogrzewania materii przez promieniowanie, mechanizm polegający na rozbijaniu przez fotony większych cząsteczek ośrodka na kilka mniejszych fra­gmentów, które unoszą część energii fotonu, by w zderzeniach przekazać ją ośrodkowi. Rozbicie większych cząstek na mniejsze może następować wskutek dysocjacji cząsteczek wieloatomowych na pojedyncze atomy lub jonizacji atomów prowadzącej do po­wstania | każdego atomu pary cząstek: dodatniego jonu i swobod­nego elektronu. To właśnie pochłanianie promieniowania w w dalekim nadfiolecie w procesie fotodysocjacji cząsteczek tlenu

i azotu powoduje ponowny wzrost temperatury w dalszych częś­ciach heterosfery. W jej wyższych warstwach coraz większą rolę odgrywa absorpcja promieniowania jonizującego atomy azotu

i tlenu, a także docieranie w pobliżu biegunów magnetycznych z przestrzeni międzyplanetarnej szybkich cząstek promieniowania kosmicznego. Oba te czynniki powodują, że temperatura w hete- rosferze stale rośnie z wysokością, i to szybciej nad biegunami niż nad równikiem. W tych górnych częściach atmosfery, mimo iż gęstość jest tam miliardy razy mniejsza niż przy powierzchni Ziemi, zachodzi wiele bardzo ważnych zjawisk. Dzieje się tak dla­tego, iż w wyniku jonizacji ośrodek silnie oddziałuje z polem ma­gnetycznym.

Starożytni rozróżniali cztery żywioły: ziemię, wodę, powietrze

i ogień. Gdybyśmy chcieli tłumaczyć te pojęcia na język współ­czesny, mówilibyśmy o stanach skupienia: ziemia to ciała stałe, woda to ciecze, powietrze to gazy. Ogień oznaczałby czwarty stan skupienia — plazmę — stan, w którym materia jest zjonizowana, składa się z mieszaniny jonów obdarzonych dodatnim ładunkiem elektrycznym i ujemnych elektronów poruszających się wśród nich z dużą szybkością. Właśnie i tego rodzaju materią mamy do czynienia kilkadziesiąt i kilkaset kilometrów nad powierzchnią Ziemi. Ta część ziemskiej atmosfery, w której pod wpływem nad­fioletowego promieniowania słonecznego dochodżi do wybicia z powłok elektronowych atomów pojedynczych elektronów, nosi nazwę j onosfery.

Choć znajduje się wysoko nad naszymi głowami i choć niewi- widoczna jest gołym okiem, jonosfera daje jednak znać o swoim istnieniu na falach radiowych. To właśnie dzięki niej możemy od­bierać odległe radiostacje. Wysyłane przez nie fale radiowe ule­gają odbiciu od jonosfery i załamaniu w niej, niekiedy wielokro­tnemu, ażeby ostatecznie trafić do naszego odbiornika (rys. 16).

I dlatego stan jonosfery, gęstość zawartych w niej elektronów, wy­sokość nad powierzchnią Ziemi — zależne od wielu czynników,

między innymi od aktywności Słońca, także od pory doby — mają istotny wpływ na słyszalność dalekich stacji nadawczych.

Jonosfera jest tą warstwą atmosferyczną, przez którą przebie­gają orbity większości sztucznych satelitów; (fot. 4) w szczegól­ności wszystkie wokółziemskie loty załogowe odbywały się w jo- nosferze. W tej warstwie atmosfery umieszczane są też pierwsze orbitalne stacje kosmiczne. Ze znajdującej się w jonosferze orbity parkingowej startowały pojazdy na Księżyc, stąd wyruszy czło­wiek na inne ciała niebieskie. Na wyniesienie sztucznego satelity dc jonosfery poprzez niżej leżące gęstsze warstwy atmosfery zie­mskiej potrzebuje rakieta zaledwie jednej minuty. Krótki jest tak­że czas przebywania w tych warstwach sprowadzanych na Zie­mię pojazdów kosmicznych. Natomiast czas pracy tych urządzeń w jonosferze wynosi miesiące i lata. To właśnie w jonosferze wy­szedł pierwszy człowiek poza statek w przestrzeń kosmiczną.

I dlatego jonosfera staje się drugim (poza przylegającym bezpo­średnio do powierzchni Ziemi) obszarem coraz systematyczniej- szej działalności człowieka.

Właśnie ta warstwa, choć zawiera już niewiele materii (gęstość w niej jest miliony i miliardy razy mniejsza niż przy powierz­chni Ziemi), jest sceną najbardziej chyba widowiskowych proce­sów. Padające promieniowanie słoneczne powoduje rozbijanie cząsteczek na pojedyncze atomy. Wysokoenergetyczne fotony bom­bardując powłoki elektronowe cząsteczek i atomów wybijają z nich elektrony. Wpadające do jonosfery cząstki promieniowania kosmicznego są przyczyną jeszcze gwałtowniejszych procesów: powodują one niejednokrotnie rozbijanie jąder atomów, które spotykają na swej drodze. Swobodne elektrony poruszające się w ośrodku przy napotkaniu jonów lub atomów neutralnych łączą się z nimi i tworzą w ten sposób z powrotem neutralne atomy lub jony ujemne. W ten sposób powstaje mieszanina cząsteczek i ato­mów neutralnych, dodatnich i ujemnych jonów oraz swobodnych elektronów. Poza tym przez ośrodek ten z olbrzymimi prędkościa­mi, zbliżonymi do prędkości światła, pędzą cząstki powstałe z roz­padu jąder bombardowanych promieniami kosmicznymi.

Odmienne warunki fizyczne panujące w jonosferze na różnych wysokościach powodują, że rozróżniamy w niej kilka warstw. W warstwie D — leżącej najniżej, na wysokości 80—90 km nad

powierzchnią Ziemi — gęstość swobodnych elektronów jest rzędu tysiąca na centymetr sześcienny. Wyżej (100—120 km nad Ziemią) leży warstwa E, w której gęstość elektronów jest już stokrotnie większa. Największa gęstość elektronów (ok. 1 min na 1 cm³) wy­stępuje w warstwie F (150—300 km nad powierzchnią Ziemi). Wyżej, wraz ze spadkiem gęstości atmosfery, maleje także gęstość swobodnych elektronów.

Plazma jonosferyczna przeniknięta jest ziemskim polem mag­netycznym (rys. 17). Podobnie jak wokół sztabki magnetycznej, tak i wokół Ziemi rozciąga się obszar, w którym działają siły ma­gnetyczne. Znane jest doświadczenie ze sztabką magnesu ukrytą pod kartką kartonu, na której rozsypane są opiłki żelazne. Ukła­dają się one wzdłuż linii łączących oba bieguny magnesu. Linie te wskazują kierunek działania siły magnetycznej i noszą nazwę linii sił pola magnetycznego. Także w okolicy Ziemi można wy­znaczać kierunek linii sił pola magnetycznego. Kierunek ten na

powierzchni Ziemi wskazuje igła busoli. Linie sił pola magnetycz­nego sięgają jednak daleko w przestrzeń; przebiegają też przez jonosferę ziemską.

Na cząstkę naelektryzowaną (elektron, proton, jon dodatni lub ujemny) poruszającą się w polu magnetycznym działa siła prostopadła zarówno do kierunku ruchu tej cząstki, jak i do kie­runku pola magnetycznego. Pod wpływem tej siły cząstka doznaje przyspieszenia, które powoduje, że tor jej przestaje być prosto­liniowy. Cząstka, która poruszałaby się prostopadle do linii sił pola magnetycznego, w wyniku doznawanego przyspieszenia zakreśli­łaby okrąg: obiegałaby ona jedną z linii sił pola magnetycznego. Wielkość okręgu, po którym poruszałaby się ta cząstka, zależy od natężenia pola magnetycznego, od ładunku cząstki, od jej masy

i prędkości. Im szybciej biegnie cząstka, im jest ona masywniej- sza, tym promień tego okręgu jest większy. Im pole magnetyczne jest silniejsze, im ładunek elektryczny cząstki większy, tym pro­mień tego okręgu jest mniejszy. Natomiast na ruch cząstki biegną­cej wzdłuż linii sił pola magnetycznego pole to nie wpływa. Po­nieważ ruch każdej cząstki można rozłożyć na ruchy w kierunku prostopadłym i w kierunku równoległym do pola magnetycznego, zatem każda cząstka naładowana elektrycznie, poruszająca się w polu magnetycznym będzie biegła wzdłuż spirali owiniętej wo­kół jednej z linii sił (rys. 18). Gdyby nie interesował nas dokładny opis ruchu cząstki, gdybyśmy na przykład spojrzeli na nią z do­statecznie dużej odległości, to wówczas nie zaobserwowalibyśmy zakreślonych przez nią zwojów spirali, lecz wydawałoby się nam, że biegnie ona wzdłuż jednej z linii sił pola magnetycznego. W ten sposób pole magnetyczne więzi znajdującą się w nim plazmę ka- nalizując jej ruch wzdłuż kierunku linii sił.

H

Warto jednak zauważyć, że również poruszająca się w polu mag­netycznym materia wpływa na kierunek linii sił pola magnety­cznego. Jeżeli w polu magnetycznym płynie strumień materii zło­żonej z elektronów i dodatnich jonów, to ponieważ cząstki te mają przeciwne ładunki elektryczne, przyspieszenia, jakich będą one doznawały ze strony pola magnetycznego, skierowane będą w przeciwnych kierunkach. Elektrony zaczną się systema­tycznie poruszać względem jonów — a to oznacza przepływ prądu elektrycznego w ośrodku. Jak wiadomo z doświadczeń przeprowadzonych w laboratoriach, wokół przewodnika, w któ­rym płynie prąd elektryczny, rozbudowuje się pole magne­tyczne; namagnesowana igła odchyla się wówczas od kieru­nku północy. To samo zjawisko wystąpi w plazmie. W wyniku przepływu prądu wytworzy się w ośrodku dodatkowe pole mag­netyczne, które dodając się do pierwotnego pola zmodyfikuje je w ten sposób, że linie sił zmienią swój kształt tak, jak gdyby zostały uniesione przez przepływającą materię.

Przedstawione tu oddziaływanie pola magnetycznego z mate­rią nosi często nazwę „wmrożenia plazmy w pole magnetyczne” lub też „wmrożenia pola magnetycznego w plazmę”. Dobrym modelem mechanicznym wmrożenia plazmy w pole magnety­czne jest wyobrażenie sobie linii sił pola magnetycznego jako strun, a elektronów i jonów jako koralików nawleczonych na te struny. Jeżeli przesuniemy lub powyginamy cały układ strun, to spowo­dujemy tym samym przemieszczenie się koralików w przestrzeni. W ten sposób zmiany pola magnetycznego powodują ruch wmro- żonej w nie materii. Energia pola magnetycznego przekształca się w energię ruchu (energię kinetyczną) cząstek. I na odwrót, je­żeli wprowadzimy koraliki w ruch, pociągną one za sobą i powy­ginają struny, na które są nanizane. Naprężenie strun przeciw­działać będzie dalszemu ruchowi koralików w kierunku poprze­cznym do strun. W tym przypadku energia kinetyczna cząstek hamowanych przez pole magnetyczne zostaje zamieniona w ener­gię pola magnetycznego.

W ten właśnie sposób oddziałuje pole magnetyczne z materią w jonosferze. W dolnych warstwach jonosfery, gdzie gęstość ma­terii jest jeszcze duża, pole magnetyczne łatwo poddaje się wie­jącym tam wiatrom. Zmiany pola magnetycznego wywołane

w tych warstwach przenikają do warstw leżących wyżej, by tam z kolei wpływać na ruch już znacznie rzadszego gazu. Omówione zjawisko nosi nazwę dynama i motoru jonosferycz- n e g o i jest przykładem często we Wszechświecie spotykanego przekazywania energii mechanicznej pomiędzy dwoma odległymi obszarami powiązanymi między sobą polem magnetycznym.

Magnetosfera

Im wyżej, im dalej od powierzchni Ziemi, tym oddziaływanie pola magnetycznego na zachowanie się materii jest większe. Dzieje się tak z trzech powodów. Po pierwsze, stopień jonizacji szybko rośnie z wysokością; coraz mniej napotykamy tam czą­stek neutralnych. Po drugie, gęstość plazmy szybko maleje (po­cząwszy od wysokości 200—300 km nad Ziemią) i tym samym słabiej wpływa ona na pole magnetyczne, a łatwiej się mu pod­daje. Po trzecie, w miarę oddalania się od powierzchni Ziemi natężenie ziemskiego pola magnetycznego spada znacznie wol­niej niż gęstość materii.

Blisko Ziemi jej pole magnetyczne przypomina pole wytwo­rzone przez małą (oczywiście odpowiednio silną) sztabkę mag­nesu umieszczonego w pobliżu środka Ziemi. Pole takie nosi nazwę pola dipolowego. Jednak dalej od Ziemi, kilkadzie­siąt tysięcy kilometrów od jej powierzchni, jest ono już znacznie zdeformowane przez wpadający na nie wiatr słoneczny.

Wiatr słoneczny, czyli silny strumień cząstek stale wy­pływających z powierzchni Słońca, jest plazmą, składa się z czą­stek naelektryzowanych: elektronów oraz jąder wodoru — protonów, jąder helu — cząstek a, a także mniejszej liczby jąder cięższych pierwiastków. Niesie on ze sobą swoje pole magne­tyczne wyniesione z zewnętrznych warstw Słońca. Ale zjawisko wmrożenia plazmy w pole magnetyczne nie pozwala wiatrowi sło­necznemu wnikać do magnetosfery Ziemi. Z tego powodu wiatr słoneczny napiera jedynie na nią, rozbija się o nią i spływa, podobnie jak wiatr wpadający na stojące samotnie drzewo. Ko­rona drzewa uchyla się wówczas pod naporem wiatru, jest z jed­nej strony zgniatana, a gałęzie wyciągane są, skręcane i uno-

57

... ł l W i V V V'

/ ... I Y \ v V ' > \ \ vt

szone w przeciwnym kierunku. Podobnie i magnetosfera Ziemi jest zniekształcana przez wiatr słoneczny. Jej linie sił nie przy­pominają już charakterystycznego rysunku dipola. Na dziennej stronie globu Ziemi, na tej na którą pada wiejący ze Słońca wiatr, pole magnetyczne jest sprasowane (magnetosfera rozciąga się tam do odległości sześćdziesięciu kilku tysięcy kilometrów od Ziemi), po stronie nocnej linie sił ciągną się nawet na miliony kilometrów. W takt zmian natężenia wiatru słonecznego (jego gęstości, prędkości) zmienia się ziemska magnetosfera. Czasami jest ona większa, kiedy indziej pod naciskiem wiatru kurczy się.

Wiatr słoneczny wpada na magnetosferę Ziemi z prędkością większą niż prędkość rozchodzenia się w nim dźwięku. Z punktu widzenia obserwatora unoszonego przez wiatr, Ziemia wraz ze swą magnetosferą pędzi przez materię wiatru słonecznego, po­dobnie jak samolot naddźwiękowy przez powietrze. Jest to przy­czyną, że u czoła magnetosfery tworzy się fala uderzeniowa (rys. 19). Niezaburzony wiatr słoneczny napotyka na swej dro-

dze, jeszcze przed dotarciem do magnetosfery, falą uderzeniową, za którą gęstość wiatru nagle znacznie wzrasta. Jest ona dla wiatru pierwszym zwiastunem Ziemi. Dopiero na powierzchni tej fali zmienia on nagle kierunek, by ominąć stojącą mu na przeszkodzie magnetosferę. Dalej przepływ wiatru wzdłuż brze­gów magnetosfery staje się burzliwy, pełen wirów i zafalowań. Unoszona przez niego nocna strona magnetosfery trzepocze jak chorągiew na wietrze.

W tej wnęce przestrzeni ograniczonej zmieniającymi się stale brzegami magnetosfery zawarta jest cała materia poruszająca się wraz z Ziemią w Układzie Planetarnym. Z jednym wy­jątkiem — poza zasięgiem magnetosfery, czasami tylko przez nią przechodząc, biegnie wraz z Ziemią Księżyc. Ale nawet materia zawarta w magnetosferze nie jest na stałe związana z Ziemią. Cząstki obdarzone ładunkiem elektrycznym mogą po­woli uchodzić wzdłuż otwartych linii sił pola magnetycznego po nocnej stronie Ziemi. Możliwe jest także zjawisko odwrotne. Do magnetosfery mogą docierać z zewnątrz nowe cząstki. Aby mogły one wtargnąć do magnetosfery Ziemi, zakrzywienie ich toru przez ziemskie pole magnetyczne musi być niewielkie, muszą się więc bardzo szybko poruszać, nacierać na Ziemię ze znacznie więk­szymi prędkościami niż wiatr słoneczny. Takie cząstki wyrzuca­ne są ze Słońca podczas zachodzących na nim wybuchów, takie cząstki zawiera też promieniowanie kosmiczne dopływające do Ziemi z odległych rejonów naszej Galaktyki.

Magnetosfera stanowi więc osłonę ochraniającą Ziemię od większości atakującego ją promieniowania korpuskularnego przy­chodzącego ze Słońca i przestrzeni kosmicznej. Strzeże ona przed ujemnym wpływem nadmiernego napromieniowania życie na Ziemi. Ale nie jest to osłona całkowicie szczelna. Do jej wnętrza docierają cząstki o największych energiach (największych pręd­kościach). Część z nich chwytana jest w głębi magnetosfery przez pole magnetyczne Ziemi. Tworzą one w magnetosferze, na wy­sokości 15 tys.—25 tys. km nad Ziemią, pas o podwyższonej gęstości cząstek. Pas ten od nazwiska swego odkrywcy nosi na­zwę zewnętrznego pasa Van Allena (rys. 20). Inne cząstki, te najbardziej energetyczne, docierają głębiej do atmo­sfery i już w jej górnych częściach — w jonosferze, zderzają

się z jądrami znajdujących się tam atomów, rozbijając je na rozpryskujące się we wszystkich kierunkach drobniejsze części. Produkty tego rozpadu, różnego rodzaju cząstki elementarne i jądra atomowe, bombardują znowu jądra innych atomów atmo­sferycznych, powodując ich rozpad. Proces ten powtarza się wie­lokrotnie. W ten sposób pierwotne promieniowanie kosmiczne staje się przyczyną powstania promieniowania wtórnego w po­staci kaskady cząstek, której ostatni stopień dociera do powierz­chni Ziemi. Wśród cząstek zrodzonych z rozbicia jąder atomo­wych w atmosferze znajdują się też obojętne elektrycznie n e- u t r o n y. Nie niosąc ładunku elektrycznego, neutrony mogą bez zakłóceń ze strony pola magnetycznego poruszać się w prze­strzeni i te z nich, które wyrzucane są ku górze, mogą docierać na znaczne wysokości ponad powierzchnię Ziemi. Ale neutrony są cząstkami nietrwałymi. Po upływie ok. 15 minut od momentu powstania rozpadają się na protony, elektrony i neutrina. Te ostatnie opuszczają otoczenie Ziemi, natomiast dalszy piono­wy ruch protonów i elektronów zostaje wstrzymany przez pole magnetyczne. W ten sposób około 3500—4000 km nad powie­rzchnią naszej planety tworzy się wewnętrzny pas Van Allena, rozciągający się nad ziemskim równikiem magne­tycznym.

Aby ten opis oddziaływania promieniowania korpuskularnego na Ziemię uczynić pełniejszym, należy wspomnieć o napływa­jącym ze wszystkich kierunków strumieniu neutrin. N e u t r i­

na — cząstki o znikomej (zerowej) masie, pozbawione ładunku elektrycznego — odznaczają sią niezwykłą przenikliwością. Z ła­twością przenikają na wskroś glob ziemski, nie mówiąc już

o jego atmosferze i magnetosferze, potrafią nawet „przestrzelić” całą gwiazdą napotkaną na swej drodze. Dlatego powstając w ter­mojądrowych reakcjach w.e wnętrzu gwiazd, bez trudu prze­dostają się poprzez ich warstwy zewnętrzne i mkną dalej bez przeszkód w przestrzeni kosmicznej. Te, które trafiają w Ziemię, przebiegają swobodnie przez wszystko, co napotykają: ludzi, zwie­rzęta, różne przedmioty. Dlatego też niezwykle trudno jest wy­kryć w naszym otoczeniu obecność tych cząstek przybyłych ze Słońca i z jąder odległych gwiazd.

Ziemia i kosmos

Mimo iż Ziemia odgrodzona jest od innych ciał niebieskich olbrzymimi odległościami, to jednak znajduje się pod przemo­żnym ich działaniem. Jedynie ruchy tektoniczne, wybuchy wul­kanów i słaby (jak na kosmiczne warunki) strumień ciepła z wnę­trza Ziemi są przejawami jej własnej aktywności. Wszystko, co poza tym dzieje się na jej powierzchni, co zachodzi w jej atmo­sferze, co rozgrywa się w głębinach oceanów, wszystkie zachodzące przemiany i procesy, aż do najbardziej rozwiniętych, jakimi były powstanie i ewolucja życia — wszystko to ożywiane jest energią docierającą z kosmosu, uwarunkowane oddziaływaniami grawi­tacyjnymi i elektromagnetycznymi innych ciał niebieskich oraz docierającym od nich promieniowaniem korpuskularnym. Zie­mia znajduje się w obszarze wypełnionym materią płynącą ze Słońca, w rozszerzającej się stale, wypływającej w przestrzeń atmosferze Słońca, w której wraz ze swymi atmosferami biegną wszystkie planety.

Atmosfera Ziemi i wytwarzane w jądrze naszego globu prądy elektryczne, będące źródłem ziemskiego pola magnetycznego, sprawiły, iż wokół Ziemi powstała osłona, która odcina od nas to, co mogłoby być szkodliwe, co spowodować by mogło zagrożenie dla istniejącego na powierzchni Ziemi życia. Tak więc bardzo różnorakie i niezależne od siebie czynniki spowodowały wytwo-

rżenie się na Ziemi warunków, w których istnienie wysoko zor­ganizowanego życia stało się możliwe.

Jak zobaczymy jeszcze dalej, wiele tych czynników ma swe źródła w odległych ciałach niebieskich. Jednak najsilniejszy wpływ na to, co teraz dzieje się na Ziemi, na warunki na niej obecnie panujące, ma najbliższa nam gwiazda, centralne ciało Układu Planetarnego — Słońce. Dlatego właśnie jemu poświę­cimy następny rozdział tej książki.

SŁOŃCE

Słońce ożywia Ziemię

W mitach wielu ludów Słońce było czczone jako naczelne bóstwo dobra i siły, źródło życia i dostatku. W rzeczywistości Słońce jest głównym dostawcą energii dla wszelkich zjawisk zachodzących na Ziemi. Wszystkie zjawiska meteorologiczne, ruchy mas powietrza i wód, wahania temperatury są bezpośred­nimi skutkami dopływu energii słonecznej, wymiany jej między różnymi, niekiedy bardzo odległymi obszarami na Ziemi lub magazynowania w atmosferze, wodach i powierzchniowej war­stwie skorupy ziemskiej.

Fotosynteza, czyli tworzenie się w roślinach związków organicznych pod wpływem światła, jest podstawą życia na Zie­mi. Prowadzi ona do magazynowania słonecznej energii świetlnej przetworzonej w energię chemiczną złożonych cząsteczek związ­ków organicznych. O skali tego zjawiska może świadczyć fakt, że każdej doby powstaje w roślinach na Ziemi kilkaset milionów ton nowych substancji organicznych. Tworzą one podstawowy budulec roślin i spożywających je zwierząt. Większość z nich zostaje następnie rozłożona w roślinach i zwierzętach, a zawarta w nich energia jest wykorzystywana na podtrzymanie procesów życiowych. W ten sposób praźródłem energii wszystkich prze­jawów życia: wzrostu organizmów żywych, ich rozmnażania się, rozwoju i ruchu jest energia świetlna docierająca do Ziemi ze Słońca.

Także wykorzystywane przez ludzkość zasoby energii są przede wszystkim pochodzenia słonecznego. Zmagazynowana przed milionami lat energia słoneczna jest obecnie wyzwalana podczas spalania węgla, ropy naftowej i ich przetworów i w ten sposób wykorzystywana do ogrzewania mieszkań i fabryk, do

napędzania pojazdów i maszyn albo — po przetworzeniu na energią elektryczną — rozsyłana krajowymi i międzynarodowymi sieciami energetycznymi do odległych miejsc, tam gdzie akurat jest na nią zapotrzebowanie. Nawet elektrownie wodne zawdzię­czają swe działanie Słońcu. Przecież właśnie ogrzewana przez Słońce woda z mórz, jezior i podmokłych terenów lądowych paruje, unosi się do atmosfery, w postaci chmur i obłoków prze­pływa nad obszary lądów, by po skropleniu jako deszcz lub śnieg opaść z powrotem na Ziemię. Powstające w ten sposób strumie­nie górskie i potoki spływają w doliny, łączą się w rzeki, które przegradzane zaporami zasilają sztuczne zbiorniki wodne. Wy­pływająca z nich woda porusza olbrzymie turbiny, a te napędza­ją zainstalowane w elektrowniach dynama wytwarzające prąd elektryczny; nagromadzona w zbiornikach energia potencjalna wody przekształcona zostaje w energię elektryczną. Ale źródłem tej energii potencjalnej była praca, jaką promieniowanie słonecz­ne wykonało, aby przenieść wodę z niżej leżących od zapory obszarów do źródeł rzek. Jedynie działanie elektrowni atomowych i przypływowych (wykorzystujących wywołane przypływami ru­chy wód morskich), których moc niewiele jak dotąd waży w ogól­nym bilansie energetycznym ludzkości, nie opiera się na wykorzy­stywaniu energii słonecznej, aczkolwiek należy zauważyć, że nawet elektrownie przypływowe wyzyskują energię dostarczaną także przez ciała niebieskie, a siłownie jądrowe rozpad złożonych jąder atomowych wytwarzanych we wnętrzach gwiazd.

Zaledwie mała część energii promieniowania Słońca padające­go na Ziemię bierze udział w omówionych wyżej przemianach. Prawie trzecia część światła słonecznego przechodzi przez atmo­sferę, odbija się od powierzchni Ziemi i wraca w przestrzeń. Z pozostałych dwu trzecich energii słonecznej większość pochła­niana jest już w atmosferze, bierze udział w jej ogrzewaniu, jest przyczyną zachodzących tam zjawisk, a po cyklu przemian emitowana jest w podczerwonej części widma. Podobne są losy światła słonecznego absorbowanego przez wody mórz i oceanów oraz cienką, powierzchniową warstwę skorupy ziemskiej. Jedy­nie znikoma ilość energii słonecznej, pobierana przez rośliny i zwierzęta, jest wykorzystywana w procesach życiowych, a jej zaniedbywalny ułamek może być w nich magazynowany.

Zauważmy wreszcie, że na Ziemię pada zaledwie drobna część światła wysyłanego przez Słońce we wszystkich kierunkach. Gdybyśmy wyobrazili sobie Słońce w postaci pomarańczy o śre­dnicy 10 cm, to Ziemia byłaby ziarnkiem maku obiegającym tę pomarańczę w odległości ok. 10,5 m. I jedynie znikoma część ogólnego strumienia światła wypływającego z naszej pomarań­czy — Słońca, ta, która na swej drodze napotyka owo ziarnko maku — Ziemię, jest motorem napędzającym to wszystko, co dzieje się wokół nas: coroczną przemianę pór roku, topnienie lodów i śniegów, ogrzewanie mórz, lądów i powietrza, cyrkula­cję wody i pary wodnej, ruch wiatrów, wzrost roślin, kwitnie­nie kwiatów, owocowanie krzewów i drzew, rozwój zwierząt i ludzi. Dopiero uzmysłowiwszy to sobie możemy zrozumieć, jak potężnym źródłem energii jest Słońce.

Słońce jako generator energii

Łatwo możemy zmierzyć moc promieniowania wysyłanego ze Słońca w przestrzeń. Podstawowa metoda pomiaru polega na wyznaczeniu tzw. stałej słonecznej. Stała słoneczna jest to ilość energii promieniowania słonecznego, która pada w jednostce czasu na jednostkę powierzchni ustawionej tuż poza atmosferą ziemską prostopadle do kierunku Słońce-Ziemia. Po­miaru dokonuje się oczywiście na powierzchni Ziemi (najlepiej w górskim obserwatorium) i następnie jego wynik poprawia się uwzględniając energię pochłoniętą w leżących nad obserwato­rium warstwach atmosferycznych. Tak zmierzona wartość stałej słonecznej S = 1,95 kalorii na centymetr kwadratowy na mi­nutę, tzn. ok. 1360 J/(m²*s).

Gdyby warstwa wody metrowej grubości pokrywająca Zie­mię pochłaniała całe padające na nią światło słoneczne i nic nie emitowała z powrotem, to zostałaby ogrzana od tempera­tury 0°C do stanu wrzenia w ciągu dwu tygodni. Energia pro­mieniowania słonecznego zbierana z powierzchni kwadratu o bo­ku 6,5 m (znów, gdyby mogła być wykorzystana w całości) wystarczyłaby do zastąpienia silnika samochodowego o mocy 80 koni mechanicznych. Energia słoneczna padająca na całą

Ziemię, skupiona w jednym miejscu, ogrzałaby do temperatury topnienia i stopiłaby w ciągu sekundy kulę żelazną o średnicy 300 m (objętość 19 razy większa od Pałacu Kultury i Nauki w Warszawie). Ta ogromna ilość energii padającej na Ziemię wy­raża się liczbą 1,734-10¹⁷ J/s.

Ziemia otrzymuje jedynie niespełna dwumiliardową część świa­tła \v\ promieniowanego przez Słońce. Jest to ta część, która wy­siana z naszej pomarańczy-Słońca padnie na znajdujące się w od­ległości ponad 10 m od niej ziarnko maku. Znając odległość Ziemi od Słońca, możemy wyznaczyć ilość energii wypromie- niowanej co sekundę ze Słońca. Jest to olbrzymia ilość 3,82-10²⁶ J/s. Olbrzymia — oczywiście — jak na warunki ziemskie, gdyż jak się przekonamy, istnieją gwiazdy, które świecą tysiące, a na­wet miliony razy jaśniej od Słońca. Zogniskowana energia sło­neczna wystarczyłaby do stopienia całej bryły Ziemi w ciągu niespełna 6 godzin.

Wypływ energii ze Słońca oznacza, iż traci ono masę. Zgodnie z wykrytą przez Einsteina równoważnością masy m i energii E:

E = mc²

gdzie c oznacza prędkość światła. W myśl tej zależności wypro- mieniowywana co sekundę ze Słońca masa wynosi 4,2 min ton, co odpowiada wyporności 42 morskich statków stutysięczników. Czterdzieści dwa takie stutysięczniki w każdej sekundzie wypły­wają z powierzchni Słońca, a należałoby tu jeszcze doliczyć ma­sę promieniowania korpuskularnego Słońca (która jest jednak ok. 10 razy mniejsza od masy promieniowania elektromagnety­cznego). Ta strata masy nie jest jednak zauważalna w czasie życia Słońca. Gdyby jej tempo było niezmienne, to Słońce stra­ciłoby w ten sposób l°/o swojej masy dopiero po 100 mld lat. Jest to czas znacznie dłuższy od wieku Słońca i Galaktyki. Oczywi­ście ta ocena utraty masy przez Słońce odnosi się do jego obec­nego stanu, gdy jest ono z dawna ukształtowaną gwiazdą zmie­niającą swe właściwości bardzo powoli. Wprawdzie w okresie formowania się z gazowo-pyłowego obłoku duże ilości materii mogły dopływać do Słońca i z powrotem wypływać z niego, ale po tym okresie narodzin masa tego ciała pozostaje już niemal nie zmieniona.

Reakcje termojądrowe we wnętrzach gwiazd

Jedynymi znanymi źródłami energii, które mogłyby działać wewnątrz gwiazd z omawianą wyżej, ogromną wydajnością przez miliardy lat, są reakcje termojądrowe. Warunki pa­nujące w gwiazdach podobnych do Słońca sprzyjają zachodzeniu tych reakcji.

O tym, co dzieje się w niedostępnych obserwacjom wewnętrz­nych częściach gwiazd, wnioskujemy jedynie na podstawie roz­ważań teoretycznych. Bezpośrednie obserwacje światła gwiazd dostarczają nam informacji o ich atmosferach, czyli o tych ich zewnętrznych warstwach, z których dociera do nas promienio­wanie. Z tych obserwacji możemy wnioskować o składzie che­micznym badanej gwiazdy (a co najmniej o składzie chemicznym jej atmosfery), o panującej w atmosferze temperaturze, ciśnie­niu, przyspieszeniu grawitacyjnym. Możemy także wyznaczyć obserwacyjnie, przynajmniej w odniesieniu do niektórych gwiazd, ich cechy globalne: ich jasność (moc promieniowania), masę, promień. Znajomość tych danych służy astronomom do konstru­owania teoretycznego modelu budowy wnętrza gwiazdy. Polega ono na podaniu niesprzecznego z obecną wiedzą fizyczną, takiego opisu wnętrza gwiazdy, który wyjaśniałby fakty obserwowane w jej atmosferze. Postępowanie to polega na rozwiązaniu (przy użyciu szybko liczących maszyn matematycznych) układu równań róż­niczkowych, z których każde opisuje pewien związek fizyczny zachodzący na każdym poziomie w gwieździe między wielkościa­mi charakteryzującymi właściwości materii, takimi jak gęstość, temperatura, ciśnienie i ilość przepływającej energii.

Takie rozważania teoretyczne pozwalają nam wnioskować, iż w centrum Słońca (i gwiazd do niego podobnych) temperatura osiąga wartość rzędu kilkunastu milionów kelwinów, a gęstość ok. 100 g/cm^s. W gwiazdach masywniejszych temperatury cen­tralne są jeszcze wyższe. W wysokich temperaturach, rzędu mi­lionów stopni, cząstki materii tworzącej jądro gwiazdy poruszają się z dużymi prędkościami. Są one już praktycznie całkowicie zjonizowane, a więc mamy tam do czynienia z mieszaniną jąder atomów wodoru — protonów, jąder atomów helu — cząstek a, pewnej niewielkiej liczby jąder cięższych pierwiastków oraz

uwolnionych z powłok elektronowych wszystkich tych atomów swobodnych elektronów. W gwiazdach podobnych do Słońca naj­więcej napotykamy protonów, a następnie cząstek a. Wszystkie te jądra atomowe obdarzone są ładunkiem elektrycznym jednego znaku (dodatniego), oddziaływają więc na siebie siłą elektrosta­tyczną odpychającą. Utrudnia ona zbliżenie się jąder na odległość dostatecznie małą, by mogły zachodzić między nimi reakcje ją­drowe. Siły odpychające są tym większe, im większy ładunek elektryczny niosą jądra, a więc im większe są ich liczby atomo­we. Z tego powodu reakcje termojądrowe między jądrami pier­wiastków cięższych są trudniejsze do zrealizowania niż reakcje między jądrami lżejszymi. Czynnikiem sprzyjającym zachodze­niu reakcji między jądrami znajdującymi się w ośrodku jest wy­soka temperatura. W wysokiej temperaturze szybko poruszające się naprzeciw siebie jądra mogą łatwiej przezwyciężyć odpycha­jącą je od siebie siłę elektryczną i zbliżyć się na odległość, w któ­rej może już zajść między nimi reakcja (rys. 21). Dlatego właśnie w centralnych częściach gwiazd, w wysokiej tempera­turze, dochodzi do reakcji termojądrowych. Ponieważ wodór jest najobficiej występującym pierwiastkiem, a jednocześnie jest to pierwiastek o najniższej liczbie atomowej (najmniejszym ładun­ku jądra), reakcje, w których uczestniczy wodór, są w gwiazdach podobnych do Słońca najwydatniejsze.

Najpopularniejszym typem takich reakcji jest łączenie się czterech jąder wodoru w jądro helu. Ponieważ w wyniku reak­cji łączna ltóba nukleonów, ładunek elektryczny, jak i spin cząstek reagujących ze sobą muszą być takie same jak cząstek

powstających w wyniku zajścia reakcji, przeto oprócz jądra helu zostają wydzielone jeszcze dwa pozytony (cząstki o takiej samej masie jak elektrony, lecz o przeciwnym ładunku elektrycznym) unoszące nadmiar dodatniego ładunku elektrycznego oraz dwa neutrina (konieczne ze wzglądu na zachowanie spinu). Reakcję tę możemy zapisać symbolicznie przy użyciu wzoru:

4iH->jHc + 2e+ + 2v + y

W powyższym wzorze wskaźniki przed symbolami wodoru H i helu He oznaczają: górny — liczbę masową, tj. liczbę nukleonów (protonów i neutronów łącznie), dolny — liczbę atomową, tj. liczbę protonów (a więc ładunek elektryczny) w jądrze, e+ ozna­cza pozyton, v — neutrino, a | — energię wypromieniowaną w czasie reakcji.

Pozytony wydzielone podczas tej reakcji napotykają na swej drodze swobodne elektrony. W czasie takiego spotkania para elektron-pozyton zamienia się w energię, która wyzwala się w po­staci kwantu promieniowania y zasilającego pole promieniowa­nia w ośrodku. Natomiast neutrina, wyrzucane z rozmaitymi prędkościami, odznaczają się niezwykle wysoką przenikliwością i nie oddziaływając z materią gwiazdy opuszczają ją. Są to jedy­ne cząstki, które mogą docierać do nas z wnętrza gwiazd, pozwa­lają więc nam „zajrzeć” do jąder gwiazd. Dlatego obecnie wiąże się duże nadzieje z obserwacjami strumieni neutrin docierających do Ziemi, gdyż być może w przyszłości dostarczą nam one bez­pośrednich informacji o procesach zachodzących w jądrach gwiazd. Obserwacje strumienia neutrin są jednak niezwykle trudne. Sygnalizowane w początkach lat siedemdziesiątych pomiary wskazujące na słabszy strumień neutrin docierających do nas ze Słońca, niż wynikałoby to z rozważań teoretycznych (fakt, który gdyby okazał się prawdziwy, zmusiłby nas do gruntownej zmia- ny wyobrażeń o wnętrzu tej gwiazdy i przebiegu w niej reakcji jądrowych), zdają się w świetle późniejszych badań być obar­czone znacznymi błędami obserwacyjnymi. Dlatego astronomo­wie oczekują na wyniki dalszych prac prowadzonych w tym za­kresie zarówno w dziedzinie obserwacji, jak i teorii. Dopiero one pozwalą rozstrzygnąć, czy obecny opis wnętrza najbliższej nam gwiazdy (a tym samym innych gwiazd) jest w pełni poprawny.

Neutrina opuszczające gwiazdę unoszą ze sobą część energii wyzwolonej w czasie reakcji termojądrowych, w których powsta­ły. Oznacza to, że energia ta jest natychmiast tracona przez gwiazdę, nie wzbogaca jej pola promieniowania ani nie wpływa na jej ogrzanie. Jeśli więc podczas zachodzących reakcji termo­jądrowych wydziela się duża liczba neutrin o dużych energiach, to znaczna część energii wyzwolonej w czasie tych reakcji na­tychmiast z gwiazdy ucieka. Z tego powodu warunki panujące w jądrze gwiazdy bardzo silnie zależą od ilości i energii powsta­jących neutrin. Ubytek energii w Słońcu na skutek wynoszenia jej przez neutrina jest nieznaczny, ale w niektórych bardziej zaawansowanych ewolucyjnie gwiazdach ten proces „chłodze­nia” wnętrza gwiazdy przez neutrina może odgrywać istotną rolę.

Zapisana wyżej reakcja przemiany wodoru w hel nie przebie­ga nigdy bezpośrednio. Trudno jest przecież doprowadzić do spo­tkania dwu odpychających się cząstek. O ileż więc trudniej było­by spowodować zderzenie się czterech poruszających się niezale­żnie w przestrzeni protonów! Zdarzenie takie jest na tyle mało prawdopodobne, że jego wystąpienie możemy w naszych rozwa­żaniach pominąć. Także zaniedbywalne jest prawdopodobieństwo jednoczesnego zderzenia trżech cząstek. A zatem reakcja przemia­ny wodoru w hel może być realizowana w przyrodzie jedynie w wyniku zajścia cyklu reakcji, z których w każdej będą brać udział tylko dwie cząstki. Rozważa się dwa typy cyklów przemia­ny wodoru w hel odgrywających istotną rolę w produkcji energii w gwiazdach. Jednym z nich jest cykl protonowy (zwany także cyklem proton-proton lub cyklem p-p), w którym reakcje zachodzą między jądrami izotopów wodoru i helu, drugim jest cykl węglowo-azotowy (zwany także cyklem C-N lub C-N-O), w którym oprócz protonów i cząstek a biorą także udział jako katalizatory jądra izotopów węgla, azotu i tlenu.

Cykl protonowy jest przedstawiony schematycznie na str. 71. Ramkami kropkowanymi obwiedzione zostały symbole cząstek wchodzących do reakcji, ramkami kreskowanymi — produkty po­wstające w wyniku realizacji całego cyklu. Jądra znajdujące się poza ramkami także występują w ośrodku i biorą udział w re­akcjach cyklu. Ich liczba określona jest przez tempo reakcji,

I

w wyniku których powstają, oraz reakcji, w których zostają przekształcone w jądra bardziej złożone. Jak z tego schematu wynika, cykl protonowy przebiega w wyniku zachodzenia na­stępujących reakcji: dwa zderzające się protony przekształcają się w jądro deuteru (ciężkiego wodoru) składające się z jednego protonu i jednego neutronu z jednoczesnym wypromieniowaniem pozytonu i neutrina. Jądro deuteru w reakcji i protonem prze­kształca się w jądro helu lekkiego (dwa protony i jeden neutron) oraz wypromieniowany zostaje kwant y. Dwa spotykające się ją­dra lekkiego helu dają w wyniku cząstkę a oraz dwa protony. Do reakcji cyklu weszło 6 protonów, w jego wyniku powstały cząstka a, 2 protony, 2 pozytony, 2 neutrina oraz kwanty pro­mieniowania Y- A więc netto z 4 protonów utworzyły się: cząstka a oraz 2 pozytony, 2 neutrina i promieniowanie, jak to opisuje ostatni wzór.

Możliwe są także nieco inne przebiegi cyklu protonowego za­chodzące w gwieżdzie równolegle do opisanego wyżej. Biorą w nich udział jako katalizatory jądra berylu i litu lub berylu i toru. Grają one jednak mniejszą rolę w produkcji energii.

Drugi cykl, węglowo-azotowy, jest przedstawiony na str. 72. Jądro węgla w spotkaniu z protonem przekształca się w jądro nie-

trwałego izotopu azotu z wy- promieniowaniem kwantu y. Jądro azotu *₇³ N rozpada się po pewnym czasie samorzut­nie na jądro węgla C oraz i pozyton i neutrino. Tak po­wstałe jądro węgla || C w re- I akcji z protonem daje jądro ! trwałego azotu ^N; nadwyż- [ ka energii zostaje wypro- i mieniowana w postaci kwan- ¹ tu y. Kwant y jest emitowa- I ny także w następnej reakcji, i kiedy to jądro azotu ata- I kowane przez proton prze- I kształca się w nietrwałe ją- ■ dro tlenu 'J O. W wyniku roz­padu jądra tlenu g| O powsta­je jądro azotu N, pozyton i neutrino. Zderzenie jądra *|Ń z protonem prowadzi do ponownego powstania ją­dra węgla li — takiego sa­mego, jakie weszło do pier­wszej reakcji cyklu — i cząstki a. W wyniku realizacji całego cyklu liczba jąder poszczególnych izotopów węgla, azotu i tlenu nie ulega zmianie. Ilość poszczególnych izotopów tych pierwia­stków określana jest przez tempo wchodzących w skład cyklu reakcji termojądrowych. A ponieważ tempo każdej z tych reakcji w inny sposób zależy od warunków panujących w ośrodku, przeto względne ilości jąder poszczególnych izotopów także przez te warunki (przede wszystkim przez temperaturę ośrodka) są okreś­lone. Natomiast w wyniku realizacji cyklu zmienia się zawartość wodoru (która maleje) i zawartość helu (która rośnie).

Wydajność obu tych cyklów przemian termojądrowych zależy od temperatury panującej w ośrodku. Im wyższa temperatura, tym łatwiej dochodzi do reakcji między jądrami, a więc tym wię­cej energii promieniuje każdy element materii. Ponieważ w cy­

klu węglowo-azotowym reakcje zachodzą między jądrami o wię­kszym ładunku elektrycznym niż w cyklu protonowym, przeto wydajność cyklu węglowo-azotowego bardziej zależy od tempe­ratury niż wydajność cyklu protonowego. Ta odmienna zależność od temperatury powoduje, że cykl protonowy jest wydajniejszy w temperaturach kilku lub kilkunastu milionów kelwinów (jak to jest w Słońcu), natomiast w temperaturach wyższych więcej energii daje cykl węglowo-azotowy.

Powstająca w wyniku reakcji cyklu protonowego lub węglowo- -azotowego cząstka a ma masę mniejszą od wchodzących do re­akcji cyklu i protonów. Różnica ich mas (zwana czasem defe­ktem lub niedoborem masy) jest niewielka, wyraża się liczbą 5’10~²⁶ g. Ale to właśnie ta zanikająca w czasie reakcji masa przekształca się w energię i jest w postaci kwantów y wypro- mieniowywana. Znając defekt masy, możemy bez trudu ob­liczyć ze wzoru E—mc² energię powstającą w wyniku jednokro­tnego Najścia cyklu przemiany wodoru w hel: wynosi ona 4-10^-12J. Dla wyobrażenia sobie tej wartości możemy podać, że na podnie­sienie na Ziemi łebka szpilki na wysokość 1 mm trzeba byłoby wyzyskać energię wyzwoloną w czasie przemiany 40 tys. proto­nów na 10 tys. cząstek a.

Z tych pojedynczych reakcji przemiany wodoru w hel, jak rze­ka z niezliczonych maleńkich źródełek, rodzi się potężny strumień energii Słońca. Jednak na razie nie przypomina on tego, który obserwujemy z Ziemi. Nie światło widzialne, lecz promieniowanie y o długościach fali milion razy krótszych (rzędu 10~V^m) składa się na niego. Długą i pełną przeszkód drogą promieniowanie to będzie musiało się przebijać przez gwiazdę, by zmienione nie do poznania dotrzeć do jej powierzchni.

Droga promieniowania przez gwiazdę

Spróbujmy teraz odbyć podróż wraz z kwantem energii zro­dzonym we wnętrzu gwiazdy ku jej powierzchni. Mimo iż gęstość materii w środku gwiazdy takiej jak Słońce nie jest zbyt wysoka (zaledwie ok. 10 razy większa od gęstości rtęci w warunkach zie­mskich) i mimo tego. że jest ona gazem złożonym ze swobodnie

poruszających się jąder atomowych, elektronów, a także jonów cięższych pierwiastków zawierających jeszcze (zwłaszcza w wyż­szych warstwach gwiazdy) pewną liczbę elektronów w swych po­włokach elektronowych, ośrodek ten stanowi bardzo szczelną za­porę dla przepływu promieniowania przez gwiazdę. Tak jak od­dzielnie stojące drzewa nie pozwalają nam wejrzeć w głąb lasu, tak we wnętrzu gwiazdy swobodne jądra atomowe, jony i elek­trony powstrzymują biegnące po liniach prostych fotony, które podążając ku powierzchni gwiazdy oddziaływają z napotkanymi na swej drodze cząstkami.

Niekiedy fotony zostają jedynie odchylone od swej drogi, zmie­niają kierunek swego biegu. Dzieje się to podczas spotkań ze swo­bodnie lecącymi elektronami. Już sam ten proces powodowałby, iż droga kwantu w gwieżdzie byłaby znacznie dłuższa od promie­nia gwiazdy. Przecież zamiast biec prosto ku jej powierzchni, musi on teraz co chwila zbaczać, cofać się, kluczyć. Jego szlak podobny jest do drogi człowieka poruszającego się z zawiązanymi oczyma w tłumie zapełniającym olbrzymi plac. Co chwila będzie się on natykał na kogoś, zmieniał kierunek i wiele czasu upłynie, zanim w swej wędrówce oddali się od środka placu.

Jednak w innych przypadkach spotkanie z cząstką ośrodka może mieć znacznie przykrzejsze dla fotonu skutki. Nie tylko jego kie­runek, ale nawet jego indywidualne cechy mogą ulec zmianie. Dzieje się tak, gdy foton napotka elektron przebiegający w po­bliżu jądra jakiegoś atomu lub gdy na drodze fotonu znajdzie się jon jakiegoś pierwiastka. W obu tych przypadkach foton może zostać pochłonięty. W pierwszym z nich energia fotonu zostanie zużyta na przyspieszenie elektronu względem jądra, w drugim

— na wyrwanie elektronu z powłoki elektronowej jonu i wyrzu­cenie go z pewną szybkością w przestrzeń. Foton przestaje wów­czas istnieć, jego energia przekształcona zostaje na energię kine­tyczną elektronów, a więc na energię wewnętrzną ośrodka. Prze­biegające w pobliżu siebie elektrony wymieniają między sobą energię, poruszające się szybciej na ogół przekazują ją lecącym wolniej. Energia fotonu, który śledzimy, została w ten sposób rozdrobniona pomiędzy dużą liczbę elektronów. Nie ma już fo­tonu, ale jest jego energia sprawiedliwie rozdzielona między cząstki ośrodka. W ten sposób strumień promieniowania wpływa

na warunki energetyczne panujące w gwieździe. Ale po upływie pewnego czasu może zajść proces odwrotny do tych, które uśmierciły nasz foton. Elektron w pobliżu jądra atomowego może zmienić swój ruch albo nawet może zostać schwytany przez jądro lub jon i wyemitować nadwyżkę energii w przestrzeń. Oczywiście energia zrodzonego w ten sposób fotonu zależy od energii elektronu, a kierunek jego ruchu może być dowolny. Oznacza to, że rozkład widmowy promieniowania emitowanego w każdym miejscu gwiazdy jest określony przez panujące tam warunki termiczne. W ten sposób ustala się wzajemna zależność między cechami promieniowania i materii, przez którą ono prze­pływa. Ale wróćmy do naszego fotonu, którego los śledziliśmy. W pewnej chwili został on pochłonięty przez materię, energia jego rozdzielona między różne cząstki, a następnie po upływie pewnego czasu znowu wysłana w dalszą drogę, ale teraz zawarta już w innych fotonach, rozbiegających się we wszystkie strony od miejsca, które było sceną tego dramatu. Przez chwilę trans­port niesionej w promieniowaniu energii został powstrzymany, została ona zmagazynowana w postaci energii wewnętrznej gwia­zdy, by następnie — znów jako promieniowanie — podążyć ku powierzchni.

W pobliżu środka Słońca droga swobodna fotonu między dwo­ma kolejnymi wychwytami go przez materię jest rzędu setnych części milimetra i wzrasta powoli w warstwach wyżej leżących, by tuż pod atmosferą Słońca osiągnąć długość rzędu 100 km. Każda porcja energii wyzwolonej w reakcjach termojądrowych w centrum Słońca zaledwie jedną tysięczną część swego czasu płynie w postaci promieniowania ku powierzchni, przez cały pozostały zaś okres przekształcona w energię termiczną oczekuje na moment, w którym po spotkaniu się elektronu i jonu wypro- mieniowana zostanie w dalszą podróż, zwykle nie dłuższą niż 1 mm. Błądząc tak poprzez Słońce, zanim dotrze do jego atmo­sfery, każda porcja energii przebywa drogę, która wyprostowana równa byłaby rozmiarom Galaktyki. Nic dziwnego, że musi upły­nąć bardzo wiele lat, zanim będzie mogła ona zostać wypromie- niowana w przestrzeń międzyplanetarną. Światło, które w tej chwili dociera do naszego oka, opuściło powierzchnię Słońca 500 s (trochę ponad 8 minut) temu; tyle czasu zużyło na przebycie

dzielących nas od Słońca 150 min km. Ale energia, którą to światło niesie, wyzwolona została w głębinach naszej macierzy­stej gwiazdy- w rozgrywających się tam przemianach wodoru w hel 40 milionów lat temu; tyle czasu potrzebowała na przedarcie się przez gwiazdę o promieniu zaledwie 700 tys. km! Wtedy gdy powstawała w reakcjach termojądrowych, nie tylko nie było człowieka na Ziemi, ale nawet nie ukształtowały się jeszcze mał­py człekokształtne.

Oprócz przedstawionego wyżej sposobu przenoszenia energii przez promieniowanie możliwy jest w niektórych warstwach gwiazdy inny mechanizm. Mianowicie tam, gdzie temperatura spada bardzo szybko w miarę oddalania się od centrum gwiazdy i w ten sposób tworzą się niedaleko od siebie leżące jedna nad drugą warstwy znacznie różniące się temperaturą, pojawiają się w materii energiczne prądy wznoszące. Jest to zjawisko analo­giczne do obserwowanego nad ogniskiem unoszenia się rozgrza­nego powietrza ku górze, ku warstwom chłodniejszym. Tam, w wyżej leżących, zimniejszych warstwach, napływająca materia przekazuje swe ciepło otoczeniu, ogrzewa je, sama zaś — już ochłodzona — spływa z powrotem w dół (rys. 22). W ten sposób wraz z materią przenoszona jest energia, cyrkulacja gazu umo­żliwia transport ciepła poprzez gwiazdę. Tego rodzaju konwe­kcja materii szczególnie łatwo rozwija się w tych warstwach gwiazdy, w których główne jej składniki — wodór i hel — są częś­ciowo zjonizowane. Wówczas w unoszącym się i ochładzającym elemencie gazu następuje rekombinacja w neutralne atomy, czemu towarzyszy wydzielanie się energii powodujące dodatkowe

podgrzanie tego elementu gazu, a to właśnie sprzyja jego dalsze­mu ruchowi ku górze. W Słońcu taki obszar znajduje się też pod fotosferą i dlatego niektóre jego przejawy dają się obserwować jeszcze w atmosferze słonecznej.

Fotosfera — widzialna część Słońca

Po przebyciu swej długiej drogi poprzez gwiazdę energia do­ciera do jej warstw zewnętrznych. W pewnej chwili wyemito­wany foton mija już coraz rzadziej rozmieszczone w wyższych warstwach cząstki i atomy i uchodzi w przestrzeń. Po ponad

8 minutach może paść na Ziemię i zostać przez nas zaobserwo­wany. Światło słoneczne docierające do naszych oczu pochodzi z zewnętrznej, zaledwie ok. 300-kilometrowej grubości warstwy Słońca. Nazywamy ją fotosferą. Ponieważ rozkład widmowy płynącego przez gwiazdę promieniowania określony jest przez właściwości ośrodka, który je ostatnio emitował, przeto widmo obserwowanego przez nas światła słonecznego uformowane zo­staje w fotosferze. Jest więc ono kopalnią informacji właśnie

o tej warstwie Słońca.

Maksimum natężenia promieniowania słonecznego przypada na fale elektromagnetyczne o długości ok. 0,5 jim. Maksimum to znajduje się akurat w tym obszarze widma, w którym atmo­sfera ziemska jest przezroczysta. Dlatego właśnie tak wiele świa­tła słonecznego dociera do powierzchni Ziemi i dlatego tylko możemy widzieć tarczę Słońca. Z tych też powodów zmysł wzro­ku ludzi i zwierząt reaguje na promieniowanie z tego przedziału widmowego.

Na tle emisyjnego widma ciągłego promieniowania słoneczne­go obserwujemy w dziedzinie widzialnej szereg linii absorpcyj­nych. Widmo to nosi nazwę widma Fraunhofera (fot. 3). Istnienie linii absorpcyjnych umożliwia nam poznanie składu chemicznego fotosfery Słońca.

W celu rozszyfrowania tej wizytówki Słońca, jaką jest widmo jego promieniowania, musimy się zastanowić, w jaki sposób się ono tworzy. Barwa światła wydobywającego się z otwartego pie-j ca hutniczego świadczy o temperaturze zawartej w nim materii.

Przy niższych temperaturach znajdującego się w piecu mate­riału światło ma barwę czerwoną, w miarę wzrostu temperatury staje się ono coraz bardziej białe. Podobnie, znając barwę światła słonecznego lub długość fal elektromagnetycznych o maksymal­nym natężeniu, możemy wnioskować o temperaturze fotosfery słonecznej. Innym niezależnym sposobem wyznaczenia tempera­tury fotosfery Słońca jest pomiar jej jasności powierz­chniowej, czyli mocy promieniowania opuszczającego jed­nostkę jej powierzchni. Im wyższa jest temperatura we wnętrzu pieca hutniczego, tym więcej światła wydostaje się przez jego otwarte drzwi — tym więcej światła wypływa z jednostki po­wierzchni. Jasność powierzchniowa jest w przypadku cieplnego promieniowania ciał proporcjonalna do czwartej potęgi tempera­tury, a więc bardzo szybko wzrasta, gdy rośnie temperatura świe­cącego ciała. Zależność tę wykorzystuje się do oceny, jak gorąca jest fotosfera. Ponieważ wiemy, ile promieniuje całe Słońce, oraz znamy jego promień, możemy bez trudu obliczyć jego ja­sność powierzchniową. Każdy centymetr kwadratowy powierz­chni Słońca wysyła w przestrzeń tyle światła, co 63 stuwatowe żarówki, tzn. 6.34-10³ J/(cm²-s). Wyznaczona na tej podstawie temperatura fotosfery wynosi 5770 K. Temperatura obliczona tą metodą nosi nazwę temperatury efektywnej. Oczywiście temperatura w fotosferze nie jest stała, lecz maleje ku górze, temperatura efektywna może jednak być traktowana jako pewnego rodzaju średnia. To właśnie temperaturę efekty­wną fotosfery ma się na myśli, gdy się mówi, że temperatura (powierzchni) Słońca wynosi prawie 6 tys. kelwinów. Niewiele gorętsze są najgłębsze warstwy Słońca, które jeszcze możemy widzieć (z których promieniowanie bezpośrednio do nas dociera). Natomiast temperatura najwyżej leżących warstw fotosfery, na granicy ze znajdującą się nad nią chromosferą, wynosi ok. 4500 K. Jest to, jak później zobaczymy, najchłodniejszy obszar w Słońcu. Wyżej jest znowu goręcej.

W tych umiarkowanych, jak na warunki astronomiczne, tem­peraturach, 4,5—6 tys. K główne składniki fotosfery słonecznej

— wodór i hel — nie są zjonizowane. Swobodne elektrony znaj­dujące się w ośrodku zostały wyrwane z powłok elektronowych

atomów cięższych pierwiastków. Są to te elektrony, które krą­żyły z dala od jąder po zewnętrznych orbitach, i dlatego powią­zane były z jądrami atomów siłami elektrostatycznymi znacznie słabiej niż pozostałe. W przypadku przyłączenia elektronu do atomu lub jonu zostaje wyemitowany foton, którego energia zależy od energii przyłączającego się elektronu. Pewną niespo­dzianką tutaj może być fakt, że w procesie tym główną rolę gra­ją atomy wodoru z dwoma elektronami w powłoce elektronowej, tzw. ujemne jony wodoru, H~. Ujemne jony są w gazach zja­wiskiem dość rzadkim, materia w obiektach astronomicznych, tak przecież różniących się od siebie pod względem warunków fizycznych, występuje zwykle w postaci neutralnych atomów i dodatnich jonów (oraz swobodnych elektronów). Zresztą nawet w fotosferze jeden ujemny jon wodoru przypada na milion ato­mów wodoru. Ale prawie wszystkie fotony docierające do nas ze Słońca emitowane były ostatnio właśnie w tym procesie łą­czenia się elektronu z atomem w ujemny jon wodoru. Ujemne jony wodoru absorbują bardzo silnie promieniowanie dochodzą­ce do fotosfery z głębi Słońca. To one właśnie są przyczyną, że fotosfera, mimo iż gęstość jej jest niewielka, porównywalna z gęstością atmosfery ziemskiej na wysokościach 60—100 km nad poziomem morza (10~⁷—10^-9 g/cm³), ma zaledwie 300 km gru­bości. Foton biegnący z większej głębokości napotyka na swej drodze ujemny jon wodoru, rozbija go, a energia fotonu zostaje zużyta na wyrwanie jednego z elektronów oraz odrzucenie za­równo jego, jak i atomu wodoru od miejsca spotkania. Zaniknął foton, rozpadł się ujemny jon, pozostał neutralny atom i swo­bodny elektron. Po jakimś czasie każdy z nich znajdzie sobie towarzysza, powstanie znów ujemny jon wodoru oraz wysłany w przestrzeń foton, który być może dotrze do naszego oka. Fo­tony emitowane podczas tworzenia się ujemnych jonów wodoru mają energię zawartą w szerokim przedziale; energia ta zależy od energii kinetycznej swobodnych elektronów przyłączających się akurat do neutralnych atomów wodoru. Z tego właśnie powo­du opisane oddziaływanie promieniowania z ujemnymi jonami wodoru prowadzi do ukształtowania się widma ciągłego promie­niowania słonecznego. W tworzeniu widma ciągłego biorą oczy­

wiście także udział jony (dodatnie) innych pierwiastków; emisja fotonów następuje podczas łączenia się tych jonów ze swobodny­mi elektronami. Jednak wpływ tych jonów na widmo ciągłe jest znacznie mniejszy od jonów wodorowych.

Nie wszystkie fotony przebiegające przez fotosferę są równo­uprawnione. Niektóre z nich, te, których energia równa jest róż­nicy energii między poziomami energetycznymi atomów (i jo­nów) znajdujących się w fotosferze, mogą być przez te atomy pochłaniane. Następuje wówczas wzbudzenie atomu — przeskok elektronu z niższej na wyższą orbitę elektronową. Po chwili ele­ktron wraca na swoją dawną, niżej leżącą orbitę i zostaje wysła­ny foton o tej samej energii co ten, który zapoczątkował ten proces, ale w innym na ogół kierunku. To oddziaływanie pro­mieniowania z atomami ośrodka powoduje, że niektóre fotony,

o ściśle określonych energiach, napotykają na swej drodze przez fotosferę znacznie większe przeszkody niż fotony o innych ener­giach. Ich droga swobodna pomiędzy dwoma kolejnymi wychwy­tami przez atomy gazów tworzących fotosferę jest bardzo krótka, szlak ich jest więc łamaną składającą się z wielu drobnych odcin­ków, ich tor w fotosferze znacznie się wydłuża. Nic więc dziw­nego, że prawdopodobieństwo napotkania przez te właśnie fotony ujemnego jonu wodorowego jest znacznie większe niż przez fotony o innych energiach. Prowadzi to do ubytku tych fotonów w promieniowaniu słonecznym. W widmie promieniowania Słoń­ca pojawia się niedobór fotonów o energiach równych energiom potrzebnym do wzbudzenia atomów w fotosferze, tworzą się li­nie absorpcyjne. W ten sposób formuje się widmo Fraunhofera. Obserwowany w nim rozkład linii absorpcyjnych i ich natężenia świadczą o występowaniu w fotosferze atomów zdolnych do absorpcji fotonów o energiach odpowiadających liniom, tzn. o gę­stościach atomów poszczególnych pierwiastków znajdujących się w określonych stanach wzbudzenia. W ten sposób poznano skład chemiczny fotosfery Słońca. Na milion atomów wodoru występuje w niej 80 tys. atomów helu, 640 atomów tlenu, 400 atomów wę­gla, 120 atomów azotu, a dalej: krzemu 40, neonu 37, magnezu 32, żelaza 24 i siarki 16 atomów. W fotosferze słonecznej wykryto większość pierwiastków występujących na Ziemi, a wśród nich

L Ik

wapń, nikiel, argon, sód, glin. Stwierdzono także obecność nie­których cząsteczek (przede wszystkim związków nienasyconych), jak np. CN, OH, CH, NH. Głównymi składnikami są jednak, jak widzimy, wodór (73,8% masy) i hel (23,6%), pozostałe pierwia­stki stanowią jedynie niewielką domieszkę.

Energia wyzwolona w środku Słońca przepływa przez foto­sferę w postaci promieniowania. Nie oznacza to, że fotosfera słoneczna jest całkowicie spokojna. Dostrzegamy w niej ciemne plamy i jasne pochodnie pojawiające się obficie w pewnych od­stępach czasu (fot. 6). Ale te zjawiska aktywności słonecznej omówimy później. Natomiast nawet w okresie minimum akty­wności słonecznej, gdy plam jest mało i pojawiają się rzadko, powierzchnia fotosfery nie jest jednorodna. Obserwowana w do­statecznie dużym powiększeniu, podobna jest do powierzchni go­tującego się w garnku ryżu. Pojawiają się na niej jaśniejsze pla­mki, tzw. granule (fot. 7), unoszą się ku górze (wskazuje na to przesunięcie dopplerowskie linii w widmach otrzymywanego od nich promieniowania) i po paru minutach zanikają. Ich roz­miary zawierają się w granicach od ok. 200 km do 2 tys. km. Nie są to więc obiekty małe; na Ziemi najmniejsze z nich pokry­wałyby spore województwo, większe objęłyby znaczną część Eu­ropy. Takie bąble rozgrzanej materii wypływają z prędkością około pół kilometra na sekundę spod fotosfery, przebijają się przez nią ku górze, ochładzają się i wkrótce zanikają. Tempera­tura granul jest o ok. 100° wyższa od temperatury pozostałych obszarów fotosfery.

Mówiliśmy już, że tuż pod fotosferą Słońca znajduje się obszar konwektywny, w którym zachodzi energiczna cyrkulacja materii. Gorące strumienie gazu płyną ku górze, ochłodzone spadają z po­wrotem w dół. To właśnie niektóre z największych strug gazu kłębiącego się pod fotosferą przebijają się przez nią i widoczne są jako granule. Niosą one jednak ze sobą niewielką część energii przepływającej przez fotosferę; większość przenosi promienio­wanie. Ale właśnie te konwekcyjne ruchy granul są przyczyną bardzo wydajnego ogrzewania się leżących ponad fotosferą warstw atmosfery Słońca: chromosfery i korony.

Leżące nad fotosferą warstwy atmosfery Słońca są już właś­ciwie przezroczyste dla płynącego i wewnątrz promieniowania. Tylko znikoma część światła widzialnego jest absorbowana nad fotosferą i następnie ponownie emitowana w chromosferze i ko­ronie. Nic więc dziwnego, że warstwy te na ogół nie są widoczne okiem nieuzbrojonym. Jedynie w czasie zaćmienia Słońca, wów­czas gdy tarcza Księżyca zasłania całą fotosferę słoneczną, na jej brzegu, tuż przed fazą zaćmienia całkowitego lub tuż po niej, można dostrzec skrawek świetlistej obwódki — widocznej z pro­filu chromosfery słonecznej. Wokół zaćmionej tar­czy Słońca lśni rozległa nieregularna, o postrzępionych kształ­tach korona słoneczna (fot. 8). Jej jasność spada w miarę oddalania się od tarczy Słońca, korona ku brzegowi staje się coraz bledsza, aż wreszcie zanika na tle nieba. Obserwacje koro­ny można przeprowadzić także przy użyciu koronografu — przyrządu, który imituje zaćmienie Słońca. Na specjalnej prze­słonie usuwa się w nim promienie biegnące z fotosfery i w ten sposób można badać światło dochodzące jedynie z korony.

Wszystko, co mówiliśmy dotychczas, odnosi się do światła wi­dzialnego. Ilość promieniowania dochodzącego z fotosfery w tej dziedzinie widma znacznie przewyższa ilość otrzymywaną od chromosfery i korony. Z tego powodu nikną one w blasku tarczy Słońca. Ale w niektórych innych dziedzinach promieniowania właśnie te wyższe warstwy atmosfery Słońca przejmują rolę foto­sfery. W dalekim nadfiolecie promieniowanie o długościach fali krótszych od ok. 0,17 |xm, płynące z fotosfery, jest absorbowane w chromosferze i koronie (dla tego promieniowania warstwy te są znacznie mniej przezroczyste niż dla promieniowania widzial­nego) i następnie powtórnie emitowane z nich w przestrzeń. Gdyby nasze oko czułe było na promieniowanie z tego zakresu widma i gdybyśmy mogli patrzeć na Słońce spoza ziemskiej atmosfery, to wówczas jako powierzchnię Słońca widzielibyśmy chromosferę czy nawet koronę. Podobnie, słoneczne promienio­wanie radiowe wywodzi się z chromosfery i korony.

Widmo promieniowania otrzymywanego z dolnych warstw chromosfery Słońca, tuż przed lub tuż po fazie całkowitego za­

ćmienia, przypomina widmo promieniowania fotosfery. Występuje w nim prawie ten sam układ linii widmowych, co świadczy

0 podobnych warunkach panujących w dolnej chromosferze i foto­sferze. Zasadnicza różnica tkwi natomiast w tym, że widmo chromosfery jest widmem emisyjnym, linie absorpcyjne w świetle fotosfery są tu liniami emisyjnymi. Fakt ten znajduje łatwe wyjaśnienie. Światło chromosfery, które otrzymujemy w czasie zaćmień Słońca tuż spoza fotosfery, jest światłem rozpro­szonym — światłem, które wskutek oddziaływania z atomami

1 jonami ośrodka skierowane zostało w bok, do oka obserwatora. A więc właśnie promieniowanie o długościach fali odpowiada­jących liniom widmowym, dla których nieprzezroczystość materii chromosferycznej jest szczególnie duża, będzie absorbowane w chromosferze i następnie emitowane we wszystkich kierunkach, a tym samym będzie go więcej docierać do obserwatora patrzą­cego z boku na chromosferę niż promieniowania o innych dłu­gościach fali. Jest to dokładnie to samo zjawisko, które powo­duje, że wskutek rozproszenia światła w oświetlonym z jednej strony naczyniu z gazem, znajdującym się w laboratorium, eks­perymentator znajdujący się z boku tego naczynia rejestruje pojawienie się świecenia gazu, w którego widmie występują emi­syjne linie właściwe składowi chemicznemu i temperaturze za­wartego w naczyniu gazu.

Jednak widmo promieniowania otrzymywanego z górnych warstw chromosfery zmienia się istotnie. Pojawiają się w nim coraz liczniej oprócz linii wodoru — linie helu oraz linie zjonizo- wanych w coraz większym stopniu pierwiastków cięższych od wodoru i helu. Te fakty świadczą o wzroście temperatury wraz z wysokością w chromosferze. Ale ich interpretacja nie jest by­najmniej łatwa. Aby pobudzić hel do świecenia, trzeba jego ato­mom dostarczyć kwantów o tak wysokiej energii, że atomy wo­doru byłyby już pod ich wpływem żjonizowane. A więc nie po­winniśmy obserwować jednocześnie linii wodoru i helu. Podobne rozumowanie można by przeprowadzić biorąc pod uwagę linie innych pierwiastków. W celu rozwikłania tego (pozornego) para­doksu zmuszeni jesteśmy przyjąć, że warunków panujących w chromosferze nie można opisać podając dla każdego jej poziomu jednej wartości temperatury. Musimy przyjąć, że obszary górą-

cego i nieco chłodniejszego (o temperaturach poniżej 10 tys. K) gazu są ze sobą przemieszane. Z jednych, tych chłodniejszych

— otrzymujemy promieniowanie z limami wodoru, z innych, go­rętszych — z liniami helu. Ponieważ takie współwystępowanie na jednym poziomie obszarów gorących i chłodniejszych nie może być trwałe, przeto muszą w chromosferze występować gwał­towne ruchy materii, strumienie gazu przenoszące materię chłod­ną lub gorącą z jednego poziomu na inny, powodujące, że obser­wujemy zawsze przemieszanie materii chłodnej i gorącej.

Przyczyna tych gwałtownych ruchów materii w chromosferze i koronie słonecznej tkwi pod fotosferą. Przedzierające się z głębi Słońca przez fotosferę granule docierają do podstawy chromo- sfery. Coraz rzadszy ośrodek stawia im coraz mniejszy opór. Gaz dolnej chromosfery coraz łatwiej daje się rozkołysywać pod wpływem chaotycznie napierających na niego mas. Podobna do wzburzonego w czasie sztormu morza chromosfera przecinana jest biegnącymi ze wszystkich stron falami. W niektórych miej­scach gęstsza, ale i chłodniejsza materia z pogranicza fotosfery i chromosfery w olbrzymich bryzgach wypryskuje na wysokość kilku lub kilkunastu tysięcy kilometrów nad powierzchnię foto­sfery. Te ogniste fontanny gazu, z których część pomieściłaby w sobie cały glob ziemski, powodują, że oglądana z Ziemi chromo­sfera wygląda jak olbrzymie płonące rżysko. Wzbudzone u spodu chromosfery fale, z początku podobne do zwykłych fal dźwięko­wych lub fal na pełnym morzu, przenikają do jej warstw wyż­szych i do korony. Atmosfera słoneczna jest tam coraz rzadsza i dlatego, podobnie jak na przybrzeżnych płyciznach, nadbiegające fale piętrzą się, załamują i rozbijają na coraz drobniejsze wiry. Energia przynoszona przez te fale przekształca się w energię kine­tyczną powstających wirów, by po ich zaniku zamienić się w energię ruchów cieplnych cząstek ośrodka. Tak w wielkim skró­cie przedstawić można sposób ogrzewania się górnych warstw atmosfery Słońca. Wyobrażać sobie można jedynie, jak potężne zjawiska akustyczne towarzyszyć muszą tej podróży fal dźwię­kowych przez chromosferę i koronę słoneczną. Mimo tego że je­dynie znikoma część energii wyzwolonej w reakcjach termoją­drowych wewnątrz Słońca dociera w postaci energii mechanicz­nej do tych warstw, wystarcza ona do ogrzania ich do tempera­

tury setek tysięcy i milionów stopni. Na podstawie oceny tempe­ratury uzyskanej w wyniku analizy słonecznego promieniowania nadfioletowego, rentgenowskiego i radiowego uzyskujemy war­tości od 10 tys. K blisko dolnej granicy chromosfery, do 100 tys. i więcej w jej górnych częściach oraz jednego lub dwu milionów kelwinów w koronie. Oczywiście materia w nich jest zjonizo- wana, większość atomów cięższych pierwiastków jest pozbawio­na kilku lub nawet kilkunastu elektronów. Tak wysoka tempe­ratura chromosfery i korony wywołana jest małą gęstością tych warstw (w koronie zaledwie miliard atomów na centymetr sze­ścienny), wskutek czego nie są one w stanie dostatecznie szybko wypromieniowywać docierającej do nich energii.

Wysoka temperatura korony słonecznej i niewielkie możliwoś­ci wypromieniowywania są przyczynami wytworzenia się w niej innego sposobu wypływu nagromadzającej się energii. Nie ograni­czona niczym z zewnątrz, utrzymywana jedynie przez słoneczne pole grawitacyjne, rozgrzana korona rozpręża się w przestrzeń unosząc zawarte w niej ciepło. Gaz z korony, pod wpły­wem ciśnienia, rozpędza się coraz bardziej, aż do prędkości kilku­set kilometrów na sekundę, przemiatając — pod nazwą wiatru słonecznego — cały Układ Planetarny.

Z tego, co powiedzieliśmy, wynika, że najbardziej nietypową warstwą Słońca jest jego fotosfera. Jest to jedyna warstwa, w któ­rej materia jest mezjonizowana. Zarówno pod nią, jak i nad nią atomy wodoru, a następnie helu pozbawione są swych po­włok elektronowych. Fotosfera ma najniższą temperaturę ze wszystkich części Słońca, w zasadzie spokojna — otoczona jest obszarami turbulentnymi. Zaledwie 300-kilometrowej grubości (niespełna pół promila promienia słonecznego), dostarcza większoś­ci informacji o tym centralnym ciele naszego Układu. W astro­nomii bardzo często zdarza się, że dane obserwacyjne odnoszą się jedynie do niektórych, nietypowych cech badanego obiektu. Dlatego w poznaniu rzeczywistości, właśnie w astronomii bar­dziej niż w jakiejkolwiek innej nauce, bardzo ważną rolę gra staranna i krytyczna analiza i interpretacja uzyskanych wyników obserwacyjnych. Pozwalają one poznać, co dzieje się we wnętrzu Słońca, i pomagają zrozumieć, jakie procesy powodują obserwo­wane zachowanie się górnych warstw słonecznej atmosfery.

Aktywność Słońca

Na jasnej tarczy Słońca pojawiają się czasami ciemne p 1 a- m y. Największe z nich możemy obserwować nawet bez użycia jakichkolwiek przyrządów optycznych, przesłaniając jedynie oczy przyćmionym szkłem. Rozmiary tych tworów są znaczne, rzędu 10 tys. km, ale średnice niektórych sięgają nawet kilkudziesię­ciu tysięcy kilometrów. Występują także mniejsze, o wielkości tysiąca lub paru tysięcy kilometrów. Zwykle pojawiają się gru­pami. Często w grupie takiej dominują dwie plamy większe otoczone pewną liczbą drobniejszych. Nie są to twory zbyt trwa­łe. W ciągu krótkiego czasu zmieniają swój kształt i wielkość. Pojedyncze plamy zwykle zanikają po paru dniach od chwili pojawienia się, większe istnieją dłużej: kilkadziesiąt, aż do stu dni. Nawet w okresie największego natężenia występowania plam nie pokrywają one jednorodnie całej tarczy Słońca. Skupiają się w obrębie pasa leżącego wzdłuż równika słonecznego — wystę­pują nie dalej niż 500 tys. km od równika. Zjawisko to świadczy

o tym, że samo istnienie plam słonecznych, a co za tym idzie

— także innych przejawów aktywności słonecznej w całej atmosferze tej gwiazdy, związane jest z obrotem Słońca. Wszak położenie płaszczyzny równika słonecznego jest wyzna­czone przez obrót Słońca.

Liczba plam na tarczy Słońca zmienia się. Czasami prawie ich nie obserwujemy, kiedy indziej jest ich wiele. Wygodną miarą zaplamienia Słońca są liczby Wolfa. Liczba Wolfa jest sumą pomnożonej przez 10 liczby grup plam i liczby pojedyn­czych plam obserwowanych w danej chwili. W niektórych obser­watoriach liczby Wolfa oblicza się codziennie na podstawie sys­tematycznie wykonywanych obserwacji tarczy Słońca. Często w publikacjach astronomicznych podaje się średnie wartości liczb Wolfa z okresów miesięcznych i rocznych. Zestawienie średnich rocznych liczb Wolfa ujawniło interesującą zależność aktywno­ści Słońca od czasu (rys. 23). Kolejne maksymalne wartości średnich rocznych liczb Wolfa (a więc lata o największym wy­stępowaniu plam słonecznych) pojawiają się po sobie w odstępach mniej więcej jedenastoletnich. Z tego powodu mówimy o jedena­stoletnim cyklu aktywności słonecznej. Trzeba jednak pamiętać,

że długość cyklu znacznie się waha od ok. 8 do ok. 17 lat. Akty­wność Słońca nie jest więc zjawiskiem ściśle okresowym.

Położenie plam na tarczy Słońca zmienia się w czasie cyklu aktywności. W początkach cyklu, gdy jest ich niewiele, poja­wiają się z dala od równika, w odległości ok. 400 tys. km po obu jego stronach. W miarę wzrostu liczby plam powstają one coraz bliżej równika, w pobliżu którego zanikają ostatnie plamy po­przedniego cyklu. Niewielki wąski pas przy samym równiku wolny jest zazwyczaj od plam w czasie całego cyklu. Czasami dla zilustrowania zmian rozmieszczenia plam na tarczy Słońca używa się wykresu, na którym zaznacza się położenie plam w funkcji czasu. Wykres taki, ze względu na swój charakterys­tyczny wygląd, nosi nazwę „wykresu motylkowego” (rys. 24).

Na powierzchni plamy zwykle daje się rozróżnić dwa obszary: ciemniejszy, umieszczony centralnie „cień plamy” i otaczający go, nieco jaśniejszy „półcień” (fot. 9). Oczywiście plama wydaje się ciemna jedynie wskutek kontrastu z jasnością otaczającej ją fotosfery; jasność powierzchniowa fotosfery jest około pięcio­

krotnie większa od jasności powierzchniowej cienia plam. Mimo to jasność cienia plam przewyższa wszystko, z czym spotykamy się na Ziemi, z wyjątkiem wybuchów jądrowych. Ocena jasności plam pozwala na wyznaczenie ich temperatury; uzyskano wy­nik — ok. 4 tys. kelwinów (ok. 2 tys. stopni mniej niż otacza­jąca je fotosfera).

Jak gdyby w celu skompensowania niedoboru promieniowa­nia w plamach pojawiają się w ich otoczeniu jaśniejsze, a więc jednocześnie gorętsze od niezaburzonej fotosfery o parę tysięcy stopni, obszary o nieregularnych kształtach, tzw. pocho­dnie. Niektóre z nich widoczne są już na kilka tygodni przed wystąpieniem plam w obszarach aktywnych, inne zanikają do­piero po paru miesiącach po ustąpieniu plam. Pochodnie są naj­łatwiej dostrzegalne z dala od środka tarczy słonecznej, ich licz­ba w pobliżu środka tarczy wydaje się mniejsza. Świadczy to

o tym, że pochodnie są zjawiskami zachodzącymi w górnych warstwach fotosfery i dlatego w centrum tarczy, gdy sięgamy

wzrokiem do warstw głębszych (gorętszych), pochodnie znikają na tle tych warstw.

W obrębie plam obserwuje się silne pole magnetyczne. O ist­nieniu pola magnetycznego w ośrodku, który świeci, świadczy rozszczepienie linii widmowych na dwie lub więcej składowych w widmie promieniowania tego ośrodka. Jest to tzw. zjawisko Z e e m a n a. Rozszczepienie linii jest tym większe, im większe jest natężenie pola magnetycznego. Właśnie takie zeemanowskie rozszczepienie linii widmowych obserwujemy w widmie promie­niowania plam słonecznych. Na jego podstawie wykryto w pla­mach słonecznych pola magnetyczne o natężeniach paru tysięcy oerstedów (a więc tysiące razy silniejsze od ziemskiego).

Pojawienie się w jakimś miejscu fotosfery słonecznej silnego pola magnetycznego jest pierwszym objawem tworzenia się tam obszaru aktywnego. Pole to utrzymuje się także przez pewien czas już po zaniku plam w danym obszarze. Skłania to nas do wniosku, że przyczyną aktywności słonecznej są przemiany sło­necznego pola magnetycznego, a występowanie obszarów akty­wnych w pobliżu równika, że istotną rolę odgrywa oddziaływa­nie tych pól z obrotem Słońca.

Oddziaływanie to możemy wyobrazić sobie w następujący spo­sób. Słońce nie obraca się jak bryła sztywna. Obszary równiko­we obracają się szybciej niż położone w pobliżu biegunów. Z tego powodu poszczególne części Słońca przemieszczają się wzglę­dem siebie. Gdyby prądy elektryczne płynące we wnętrzu Słoń­ca wytworzyły pole magnetyczne, którego linie sił leżałyby w pła­szczyznach przechodzących przez bieguny Słońca, to po pew­nym czasie wskutek wmrożenia pola magnetycznego w mate­rię linie te unoszone przez niejednorodnie rotujący gaz zostałyby wygięte w pobliżu równika w kierunku obrotu Słońca (rys. 25). To wygięcie linii sił będzie oczywiście narastać z czasem. Pod powierzchnią Słońca, po obu stronach równika, wytwarza się coraz silniejsze pole magnetyczne. W pewnej chwili, gdy natę­żenie pola wzrośnie dostatecznie, staje się ono niestabilne i wy­dostaje poprzez warstwy podfotosferyczne i fotosferę nad po­wierzchnię Słońca. Wiązka linii sił w postaci olbrzymiej pętli, zakorzeniona z obu stron we wnętrzu Słońca, przebija w dwu miejscach fotosferę (tworzą się tam dwie plamy o przeciwnej

biegunowości pola magnetycznego) i przedostaje się do chromo­sfery i korony, gdzie w oddziaływaniu z materią zapoczątkowuje szereg zjawisk obserwowanych na Słońcu w czasie wzmożonej aktywności. Przedstawiony tu opis jest oczywiście bardzo sche­matyczny.

Pojawienie się silnego pola magnetycznego w obszarze konwe- ktywnym pod fotosferą tłumi ruchy materii w tej warstwie. Zostaje zablokowana bardzo wydajna droga transportu energii do leżącego wyżej obszaru fotosfery. Do plamy dopływa mniej energii z wewnątrz niż do sąsiednich miejsc fotosfery, stąd plama jest ciemniejsza. Siły magnetyczne w plamie rozpierają materię

na boki, gęstość w niej z tego powodu maleje. Jest więc ona ol­brzymim kraterem w Słońcu, o średnicy kilkunastu tysięcy i głębokości kilkuset kilometrów. Z jego brzegów, podtrzymywa­nych jedynie naporem pola magnetycznego, spływają ogniste języki gorącej plazmy.

Przenikające plamę linie sił pola magnetycznego sięgają wy­soko w atmosferę Słońca. Nie napotykając już tam znaczniejsze­go oporu rzadkiego ośrodka, łatwo, w wyniku drobnych nawet zmian konfiguracji w niżej leżących gęstszych warstwach, w cią­gu krótkiego czasu potrafią zmieniać swój kształt, przemieszczać się na znaczne odległości, pociągając z sobą materię (rys. 26). Wszystkim tym zmianom towarzyszy wzbudzanie prądów elek­trycznych w chromosferze i koronie słonecznej oraz pojawianie się pól elektrycznych, szybko niweczonych w olbrzymich wyła­dowaniach elektrycznych. Jak błyskawice w czasie burzy, roz­jarzają się w chromosferze nagłe rozbłyski (fot. 10). Wszy-

_11{1 (Pm ure żarno w 3110 śRflli

stko odbywa się tu jednak w innej niż na Ziemi skali. Rozbłysk taki trwa przez kilkanaście minut, ale największe widoczne są jeszcze po godzinie. By wyprodukować energię wyzwalaną pod* czas jednego rozbłysku (10^2S—10²⁵ J) należałoby zaprząc do pra­cy wszystkie elektrownie na świecie przez okres od kilkuset do kilkudziesięciu tysięcy lat (oczywiście przy założeniu ich obecnej mocy). Nic dziwnego, że temperatura korony ponad rozbłyskiem chromosferycznym gwałtownie rośnie do wartości 5 do 10 razy większej od jej zwykłej wartości. Nic także dziwnego, że z roz­błysku wyrzucane są z prędkościami zbliżonymi do prędkości światła cząstki promieniowania kosmicznego: elektrony, protony i inne cząstki elementarne, jądra atomowe i wysokoenergetyczne kwanty promieniowania y. Całkowita masa cząstek z różnymi prędkościami wyrzucanych z rozbłysku w przestrzeń we wszy­stkich kierunkach oceniana jest na parę miliardów ton. Niektóre z nich docierają do Ziemi, przebijają się przez jej magnetosferę i wnikają do atmosfery ziemskiej, gdzie ich zderzenia z atomami ośrodka rozjarzają nasze niebo wielobarwnymi zorzami po­larnymi. Większe, lecz powolniejsze obłoki cząstek wyrzuca­nych z rozbłysków słonecznych atakujące magnetosferę wywołują szybkie zmiany ziemskiego pola magnetycznego i są przyczyną zja­wiska znanego pod nazwą burz magnetycznych. Z ko­lei nadfioletowe i rentgenowskie promieniowanie rozbłysku pa­dając na jonosferę powoduje gwałtowny wzrost stopnia jonizacji, co natychmiast daje się odczuć jako zakłócenie łączności radio­wej na Ziemi. Tak wielkie są na odległej planecie skutki poje­dynczego wybuchu w atmosferze naszej gwiazdy.

Ale nie rozbłyski są najbardziej widowiskowym przejawem aktywności słonecznej. Ponad obszarami aktywnymi obserwuje się często olbrzymie fontanny gazu wyrzucanego z chromosfery na dziesiątki tysięcy kilometrów do korony. Te protuberan- c j e obserwowane na skraju tarczy słonecznej przybierają róż­norakie kształty gejzerów, pętli, drzew, mostów rozpiętych mię­dzy odległymi o setki tysięcy kilometrów obszarami na tarczy Słońca (fot. 11 i 12). Niekiedy pozostają nieruchome przez całe godziny lub nawet dni, kiedy indziej zmieniają się w oczach, a prędkości gazów w nich sięgają kilkunastu tysięcy kilometrów na sekundę. Gdyby Ziemia znalazła się w obszarze, w którym

rozbudowuje się protuberancja, to w ciągu kilkunastu lub kilku­dziesięciu minut cała otaczająca ją przestrzeń, aż po orbitę Księ­życa, wypełniłaby się pędzącą w górę, to znów spadającą w dół materią. Ruch gazów w protuberancji nie przypomina regularne­go wyrzutu, lotu i spadku w polu grawitacyjnym. Obserwuje się nagłe przyspieszenie niektórych części protuberancji, zmiany kierunku ich lotu, niespodziewane rozjaśnienia, często nierucho­mieją one na długie okresy, potem rozpływają się w otaczającym je ośrodku lub spadają z powrotem ku Słońcu. Niekiedy obser­wuje się rozszczepienie protuberancji na szereg wąskich włókien oddzielonych od siebie rzadszymi gazami korony. W ich zachowa­niu się widoczne jest oddziaływanie pola magnetycznego. Wyzwa­lające się spod ciężaru gęstej materii fotosferycznej linie pola magnetycznego poprzez obszary plam wypryskują w górę pory­wając z sobą materię z dolnej chromosfery. Stąd temperatura gazu w protuberancjach jest znacznie niższa niż w koronie, gdyż (jak w dolnej chromosferze) wynosi jedynie ok. 10 tys. K. Z kolei zmiany konfiguracji pola magnetycznego w koronie powodują ruch protuberancji, zmiany ich jasności. W niektórych przypad­kach rozpędzane polami magnetycznymi protuberancje słoneczne osiągają prędkości większe od prędkości ucieczki ze Słońca (617 km/s) i zawarta w nich materia uchodzi w przestrzeń między­planetarną.

Z tych powodów pojawienie się w jakimi obszarze Słońca pocho­dni i wzmożonego pola magnetycznego jest zwiastunem nie tylko przemian zachodzących w atmosferze Słońca, ale pozwala przewi­dywać nadchodzące wzburzenia ośrodka międzyplanetarnego i za­kłócenia naszej ziemskiej magnetosfery. Widzimy, jak wieloma niedostrzegalnymi nićmi powiązana jest Ziemia ze swą macie­rzystą gwiazdą, która nie tylko ogrzewa ją swymi promieniami i utrzymuje przy sobie siłą grawitacji, ale także bombarduje śmier­cionośnym strumieniem cząstek, przed którym Ziemia chronić musi swą powierzchnię ze wszystkim, co się na niej znajduje, do­statecznie gęstą (a jednocześnie wystarczająco cienką, by przepu­ścić światło) atmosferą i wytworzonymi w głębi globu polami ma­gnetycznymi.

UKŁAD PLANETARNY

Niesieni wiatrem

W swej podróży przez Słońce dotarliśmy do jego warstw ze­wnętrznych, do korony. Światło słoneczne w większości uszło już z fotosfery w przestrzeń, jedynie niewielka jego część została wy- promieniowana z chromosfery i korony. Ale z tych właśnie warstw pochodziło słoneczne promieniowanie rentgenowskie i f oraz z przeciwnego krańca widma — promieniowanie radiowe. Stąd także zostały wyemitowane cząstki promieniowania korpuskular- nego, rozpędzone do dużych prędkości w okresach wzmożonej ak­tywności.

Ale jak wiemy, nawet spokojna materia korony nie jest sta­tyczna. Korona pod wpływem panującego w niej ciśnienia roz­pręża się we wszystkich kierunkach, spływa w przestrzeń między­planetarną w postaci wiatru słonecznego. Każdy element materii przepływa przez nią w ciągu zaledwie pół roku; w tym czasie musi się ona odbudować na nowo z gazu dopływającego z chro­mosfery i fotosfery słonecznej, które z kolei są wciąż zasilane ma­terią z głębszych warstw Słońca. Opuśćmy teraz Słońce i wraz z wiatrem słonecznym udajmy się w podróż przez Układ Planetarny.

Z początku bliskość Słońca odczuwamy bardzo silnie. Obraca­jące się wraz z nim pole magnetyczne jest jeszcze dostatecznie duże, by zmuszać wiatr słoneczny do obrotu. Dlatego oddalając się coraz szybciej od Słońca, poruszamy się po rozwijającej się spirali. To oddziaływanie na wiatr słoneczny nie pozostaje bez wpływu na samo Słońce: opór wiatru powoduje za pośrednictwem pola magnetycznego hamowanie jego obrotu, a przynajmniej jego zewnętrznych warstw, w których linie sił są zakorzenione. Spo­walnianie obrotu jest zapewne najsilniejszym skutkiem działania wiatru słonecznego na swą macierzystą gwiazdę.

W gorącym gazie wiatru słonecznego w pobliżu Słońca panuje jeszcze tak duże ciśnienie, że gaz ten rozpędza się coraz bardziej. Oczywiście ciśnienie to jest duże jedynie jak na warunki panujące w przestrzeni międzyplanetarnej. W rzeczywistości niedaleko od powierzchni Słońca wynosi ono zaledwie stumilionową część ciś­nienia atmosferycznego, ale też i gęstość materii jest tam niewie­lka (zaledwie parędziesiąt milionów cząstek w każdym centyme­trze sześciennym). Nic więc dziwnego, że prędkość wiatru słone­cznego niedługo po starcie przewyższa prędkość dźwięku, który mógłby się w nim rozchodzić. Począwszy od tej chwili wszelkie zaburzenia gęstości gazu, które z jakichkolwiek powodów mogły­by powstać w wietrze słonecznym i które rozchodziłyby się z prę­dkością dźwięku, nie byłyby już w stanie dotrzeć z powrotem do Słońca. Wiatr nieodwracalnie unosiłby je z sobą w przestrzeń międzyplanetarną. Niedługo potem wiatr osiąga prędkość ok. 300— —400 km/s, ale panujące w nim ciśnienie maleje na tyle, że dalej nie jest już w stanie rozpędzać gazu. Dlatego dalej wiatr płynie 'ze stałą prawie prędkością, oddalając się od Słońca już tylko wskutek swej bezwładności.

Nasza podróż z wiatrem słonecznym przez przestrzeń między­planetarną nie jest jednak monotonna. Już po trzech i pół dobach, po przebyciu 58 min km, napotykamy najbliższą Słońca i jedno­cześnie jedną z najmniejszych planetę Układu Słonecznego — Merkurego. Choć ta pozbawiona atmosfery bryła skalna

o osiemnastokrotnie mniejszej od Ziemi masie wydaje się całko­wicie martwa i zupełnie nieciekawa, spotyka nas jednak pewna niespodzianka. W pobliżu powierzchni Merkurego naładowane elektrycznie cząstki wiatru słonecznego: protony, elektrony, cząs­tki a i jądra cięższych pierwiastków zostają nagle odchylone ze swej drogi i zmuszone do opłynięcia planety w pewnej odległo­ści od niej. To własne pole magnetyczne Merkurego, rozbudowane w magnetosferę podobną do ziemskiej, choć znacznie od niej mnie­jszą, nie dopuszcza do powierzchni planety strumienia płynących od Słońca cząstek.

Mijając Merkurego widzimy już przed sobą następną planetę naszego Układu — Wenus. Jej stała powierzchnia, pokryta wa­rstwą chmur, nie jest dostępna dla naszego oka. Widzimy jedy­nie górne, odbijające światło słoneczne warstwy jej atmosfery.

Rośnie nam ona w oczach z godziny na godzinę. Po pięciu i pół dobach od rozpoczęcia naszej wędrówki w koronie słonecznej, po przebyciu 108 min km przelatujemy w jej pobliżu. Rozmiarami i masą przypomina Ziemię, ale złożona w przeważającej części z dwutlenku węgla atmosfera Wenus nie zaprasza do lądowania. Poza tym pod tak grubą i nieprzezroczystą warstwą chmur musi przecież panować mrok i wysoka temperatura. Nie są to warunki zachęcające do odwiedzin.

Dlatego mijamy Wenus bez żalu, a w oddali widzimy już dzi­wny układ złożony z dwu ciał: większego i drugiego o promieniu w przybliżeniu czterokrotnie mniejszym. Po trzydziestu kilku godzinach jesteśmy w jego pobliżu. Upłynął tydzień od początku naszej podróży, przebyliśmy 150 min km. Otoczona polem mag­netycznym planeta chroni swą powierzchnię przed promieniowa­niem kosmicznym. Jej atmosfera, złożona głównie z azotu i tlenu, jest tak rzadka, że bez trudu możemy obserwować stałą powie­rzchnię planety. Jest ona raczej płaska, wysokość największych gór nie przekracza jednego promila średnicy planety, a 'znaczną jej część pokrywa woda. Obszary w pobliżu biegunów, a także wyższe wzniesienia pokryte są zamarzniętą wodą: lodem lub śnie­giem. Nad dużymi obszarami wiszą obłoki pary wodnej. Tempe­ratura przy powierzchni planety zawiera się na ogół w granicach od 250 do 310 K, ale bardzo szybko maleje z wysokością. Waru­nki panujące w cienkiej warstwie przypowierzchniowej dopusz­czają tworzenie się złożonych cząsteczek chemicznych. Jeżeli gdziekolwiek w Układzie Słonecznym istnieją warunki sprzyja­jące powstaniu życia, to właśnie tu, na powierzchni tej planety. Inna sprawa, to pytanie, czy te formy życia, jeśli powstały, zdą­żyły się rozwinąć do stanu, w którym pojawiły się cywilizowane istoty rozumne. Być może — tak. Ale nie przelatujemy dostatecz­nie blisko, by je móc dostrzec, mamy także za słabe przyrządy op­tyczne, by zauważyć na nieco zamglonej powierzchni planety wytwory istniejącej ewentualnie cywilizacji. Za to jej satelita, w pobliżu którego właśnie znajdujemy się, jest dobrze widoczny i z całą pewnością możemy stwierdzić — nie zamieszkany. Czyż jest więc prawdopodobne, byśmy byli świadkami zdarzenia, iż na obserwowanej przez nas planecie wytworzyła się już cywilizacja, która nie zdążyła jeszcze skolonizować innych bliskich ciał nie-

^ . - - —d

bieskich? Bez wątpienia, cywilizacja ta zaczęłaby ten proces od swego satelity. Przecież, gdyby nawet przyjąć, że czas, który upły­wa od powstania cywilizacji do momentu, gdy rozpoczyna ona obejmować we władanie sąsiednie obiekty astronomiczne, jest rzę­du aż miliona lat, to (biorąc pod uwagę wiek Układu Słonecznego

— kilka miliardów lat) prawdopodobieństwo, że na jakiejś plane­cie rozwinęła się cywilizacja, która nie skolonizowała jeszcze sa­telity tej planety, wynosi mniej niż jedna tysięczna. Nie możemy więc uznać tego zjawiska za niemożliwe, ale jest ono na tyle ma­ło prawdopodobne, że nie zasługuje na większą uwagę. Odnotuj­my więc jeszcze tylko nazwę planety — Ziemia, oraz nazwę jej satelity — Księżyc i udajmy się w dalszą drogę.

Dziesiątego dnia podróży mijamy następną planetę Układu Sło­necznego, mniejszą od dwu poprzednich — Marsa. Jego śre­dnica wynosi 53% średnicy ziemskiej, a masa zaledwie 11% masy Ziemi. Przez cienką atmosferę dostrzegamy szczegóły stałej brunatnoczerwonej powierzchni planety. Pokryta jest ona wielo­ma kraterami, olbrzymimi lejami pozostałymi po uderzeniach meteorów. Czasami obserwujemy, jak wiatr wznieca nad zna­cznymi obszarami burze pyłowe. Wówczas szczegóły tarczy pla­nety nikną pod tumanami brunatnego pyłu. Najbardziej jednak rzucają się nam w oczy otaczające bieguny czapy polarne. W tej chwili są one mniej więcej równej wielkości, ale gdybyśmy obserwowali je dłużej, zauważylibyśmy, że na przemian rozbu­dowują się i prawie zanikają wokół każdego z biegunów w rytm zmian pór roku, który na Marsie trwa 687 dni ziemskich. Słońce świeci tu już prawie dwa i pół razy słabiej niż na Ziemi. Nic więc dziwnego, że maksymalna temperatura na równiku w mar- I sjańskie południe dochodzi zaledwie do 10°C, a w zimie, zwła­szcza nad ranem, panuje siarczysty mróz — temperatura spada do —100°C. Ale są to już warunki, w których możliwa byłaby wegetacja życia, gdyby pojawiło się ono na tej planecie. Mijając Marsa obserwujemy jego dwa księżyce: Fobosa i Deimosa, obiegające szybko swą planetę w niewielkiej od niej odległości.

Niedaleko orbity Marsa napotykamy pierwsze pojedyncze bry­ły kamienne biegnące, podobnie jak planety, wokół Słońca. Z po­czątku jest ich niewiele, ale już po paru dniach kilka razy na dobę dostrzegamy ich maleńkie, oświetlone przez Słońce tarczki,

szybko — wskutek naszego ruchu w przestrzeni — przesuwające się na tle gwiazd. Gdy pojawiają się przed nami, jasność każdej z nich rośnie, a następnie, gdy oddalamy się od nich, maleje, aż wreszcie po upływie kilkudziesięciu minut giną za nami, gdzieś w pobliżu tarczy Słońca. Blask niektórych zmienia się gwałtownie w krótkich okresach czasu; zjawisko to łatwo możemy wyjaśnić, gdy przypadkiem przebiegamy w pobliżu jednej z brył — bez trudu dostrzegamy wtedy jej nieregularny kształt. Ciało to — nie­wielkie jak na warunki astronomiczne — szybko wiruje, a więc co chwila ukazuje nam inną swą powierzchnię, pod innym kątem wy­stawioną na promienie słoneczne. Ich nieregularne kształty są rezultatem zderzania się od czasu do czasu tych brył ze sobą i rozbicia na mniejsze elementy. To planetoidy — bryły obiegające Słońce po orbitach eliptycznych, w większości poło­żonych między orbitami Marsa i Jowisza, choć niektóre zapu­szczają się w kierunku Słońca na odległość nawet mniejszą niż Ziemia. Rozmiary planetoid nie przekraczają kilkuset kilometrów. Największa jest C e r e r a, o średnicy równej 770 km (w prze­kroju porównywalna z powierzchnią Polski). Większość znanych planetoid ma rozmiary kilku lub kilkudziesięciu kilometrów. Oczywiście jest wiele jeszcze mniejszych planetoid, ale nie do­strzegamy ich z Ziemi z powodu ich małego blasku.

Przed nami pojawia się teraz mglista plamka. W miarę jak się do niej zbliżamy, zaczynamy dostrzegać wyraźnie zarysowa­ne, jaśniejsze jądro składające się z kilku brył, otoczone poświa­tą słonecznego światła rozproszonego na otaczającym je pyle. To kometa. Pod wpływem promieniowania Słońca rozpoczął się już proces wytrącania z jej jądra pyłu i gazu, które zwiewane przez wiatr słoneczny rozbudowują się w ciągnący się na miliony kilometrów świecący warkocz. Po niedługim czasie przelatujemy w pobliżu jądra komety i wpadamy w jej warkocz. Chociaż spot­kanie to wyglądało z początku bardzo groźnie, nie odczuwamy teraz jego skutków. Niebo jest wprawdzie trochę rozjaśnione, ale dostrzegamy na nim wyraźnie gwiazdy. Materia kometarna w war­koczu jest bardzo rozrzedzona i nawet. niezbyt mocna osłona łatwo może nas chronić od zderzenia z mikroskopijnymi ziaren­kami pyłu. Mieliśmy oczywiście szczęście, że nie zderzyliśmy się z jądrem komety; taki bowiem wypadek mógłby definitywnie

zakończyć naszą podróż. Po ośmiu godzinach oddaliliśmy się już na odległość 10 min km od jądra komety, przebiegliśmy wzdłuż całego jej warkocza, ledwie nikłe jego ślady dostrzegamy jeszcze w naszym otoczeniu.

W dwudziestym ósmym dniu podróży od Słońca, osiemnaście dni po minięciu Marsa, zbliżamy się do największej planety Ukła­du Słonecznego — Jowisza, planety, której masa 318-krotnie przekracza masę Ziemi. Przelatujemy w odległości miliona kilo­metrów od jego środka. Rozmiary jego tarczy pokrytej grubą warstwą chmur sięgają 8°, jest więc ona piętnastokrotnie większa od tarczy Słońca obserwowanej z Ziemi. Dostrzegamy wyraźne spłaszczenie szybko obracającej się planety otoczonej cienkim pierścieniem. Okres obrotu w pobliżu równika wynosi zaledwie

9 godzin 51 minut, przy biegunach jest trochę dłuższy — 9 go­dzin 5G minut. Ten niejednorodny obrót świadczy, iż atmosfera planety jest gruba. Powoduje on, że niejednakowo zabarwione obłoki rozciągają się w postaci pasów wzdłuż równika. Położona w pobliżu równika czerwona plama na tarczy Jowisza jest bardzo charakterystyczną cechą tej planety. Atmosfera złożona z metanu, amoniaku i dwutlenku węgla ma bardzo niską tempe­raturę: ok. — 140°C. Pod tysiąckilometrowej grubości lub jeszcze grubszą, nieprzezroczystą warstwą chmur, na powierzchni pla­nety panuje wieczna ciemność. Jak przystało na największą pla­netę naszego Układu, Jowisz ma najsilniejsze ze wszystkich pla­net pole magnetyczne. Cząstki elektrycznie naładowane porusza­jące się w jego magnetosferze emitują silne promieniowanie synchrotronowe. Wokół Jowisza krąży 14 satelitów. Jest to naj­bogatszy układ satelitarny w Układzie Słonecznym. Dwa z tych satelitów — Ganimedes i Kallisto — mają średnice większe niż Merkury.

Oddaliliśmy się już bardzo od Słońca, na odległość 5,2 razy większą niż Ziemia. Przebyliśmy 778 min km. Spójrzmy teraz wstecz na Układ Słoneczny. Słońce jest już maleńką tarczą

o średnicy zaledwie 6', wygląda jak ziarnko grochu z odległości 5 m i daje niespełna 4% tego światła, co na Ziemi. W jego pro­mieniach gaśnie już Merkury, który nie oddala się od Słońca więcej niż na 4°15'. Ale Wenus możemy jeszcze widzieć — choć znajduje się ona od Słońca nie dalej niż 7°55'. Następnie Ziemia,

u której — podobnie jak u pozostałych planet znajdujących się bliżej Słońca niż my — moglibyśmy obserwować pojawianie się faz w czasie jej obiegu wokół Słońca. Wreszcie Mars, którego ma­ksymalna odległość od Słońca nie przekracza 16°20'. Wszystkie te planety przez mieszkańców Jowisza mogłyby być nazwane gwiazdami wieczornymi lub porannymi, podobnie jak Ziemianie nazywają Wenus Gwiazdą Wieczorną lub Poranną w zależności od tego, czy jest widoczna na niebie po zachodzie czy też przed wschodem Słońca.

Mijając Jowisza przelecieliśmy pomiędzy jego satelitami. Przed nami ciemna, pusta przestrzeń. Czarne niebo usiane gwiazdami. W oddali widzimy Saturna otoczonego jasnymi pierścieniami, gdzieś jeszcze dalej maleńki punkcik — to Uran. Dwu dalszych planet Układu Słonecznego już nie dostrzegamy. Czasami, z rzadka przemknie jeszcze obok nas planetoida, czasami zimne, ledwie widoczne jądro komety — niepozorne, nie ogrzane pro­mieniami Słońca nie zdążyło jeszcze ozdobić się świecącym war­koczem. Po dziesięciu dniach dalszej podróży gęstość otaczającej nas materii wiatru słonecznego spada do zaledwie jednego pro­tonu w dziesięciu centymetrach sześciennych. Za to coraz czę­ściej docierają do nas atomy wodoru przybywające do Układu Słonecznego z odległych obszarów przestrzeni między gwiazdowej. Wiatr słoneczny wtapia się w materię międzygwiazdową. Być może, proces ten nie jest tak łagodny, jak został tu opisany. Być może, na granicy między wiatrem słonecznym i gazem między- gwiazdowym wytwarza się fala uderzeniowa, stale podtrzymy­wana nacierającą od Słońca materią. Być może, za tą granicą two­rzy się obszar, w którym ruch gazu jest wybitnie chaotyczny, a splątane linie wleczonego z wiatrem pola magnetycznego stano­wią przeszkodę nie do przebycia dla niezbyt szybko poruszają­cych się cząstek materii nacierającej z zewnątrz.

Tu kończymy naszą podróż. Trzeba przyznać, że nie była mono­tonna. Udało się nam, poruszając się z wiatrem słonecznym, prze­lecieć w pobliżu wszystkich planet od Merkurego do Jowisza

i oglądać ich powierzchnie z niewielkiej, nie przekraczającej mi­liona kilometrów odległości. Oczywiście było to możliwe jedynie dzięki przypadkowi, wskutek szczególnego ustawienia w prze­strzeni wszystkich tych ciał niebieskich. Szansa takiego zdarzę-

nia, przy przypadkowym wyborze początkowego momentu na­szej podróży, była bardzo niewielka, bo zaledwie 1:5-10¹³. Ale w wyobraźni wszystko jest możliwe, nawet realizacja tak mało prawdopodobnej sytuacji. Teraz wróćmy do Słońca, by raz je­szcze, tym razem dokładniej, przyjrzeć się najbliższym kosmicz­nym sąsiadom naszej planety — Ziemi.

Merkury

Najbliższa Słońca planeta Układu — Merkury — należy do małych planet. Swymi rozmiarami przewyższa jedynie Plutona. Jej średnica wynosi zaledwie 4878 km, masa ok. 0,056 masy Zie­mi. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Merkurego jest ok. 2,88 razy mniejsze niż na Ziemi; człowiek, który na Ziemi waży 75 kG, na Merkurym ważyłby jedynie 26 kG. To niewiel­kie przyciąganie grawitacyjne oraz stosunkowo wysoka tempe­ratura planety (na półkuli zwróconej do Słońca ok. 600 K, na półkuli nocnej ok. 100 K) powodują, iż planeta właściwie po­zbawiona jest atmosfery. Cząsteczki gazu, który znalazłby się nad powierzchnią Merkurego, pod wpływem promieniowania słonecz­nego nabywałyby tak dużych prędkości, że szybko opuściłyby planetę i rozproszyły się w przestrzeni międzyplanetarnej. W tej sytuacji mogą istnieć jedynie ślady gazowej otoczki wokół planety. Dlatego właśnie Merkury nie posiada osłony, która mo­głaby go chronić przed nadlatującymi meteorami, i dlatego jego powierzchnia, podobnie jak Księżyca, usiana jest kraterami meteo­rytowymi (fot. 13 i 14). ^ O' ^ 4

Okres obrotu Merkurego wokół osi wynosi ok. 58,646 dnia ziemskiego, a okres obiegu wokół Słońca 87,969 dnia. Stosunek tych dwu okresów wynosi 2:3. Jest to jeden z przykładów rezo­nansu okresowych ruchów w Układzie Słonecznym. tTu wartość tego stosunku, wyrażającego się przy użyciu małych liczb (2 i 3), tłumaczy się jako wynik oddziaływania Słońca na niesferyczną bryłę planety. Przyciąganie przez Słońce planety wybrzuszonej wzdłuż jednej osi powodowało hamowanie jej ruchu obrotowego, a więc spowolnienie jej rotacji i wydłużenie okresu obrotu. To oddziaływanie było duże zwłaszcza w czasie każdego przejścia

iSL

Merkurego przez per y helium (najbliższy Słońca punkt jego orbity). Dlatego doszło do pewnego rodzaju równowagi rezonan­sowej między ruchem obiegowym i obrotowym, gdy stosunek ich okresów; osiągnął wartość wyrażającą się małymi liczbami na­turalnymi. Obecnie Merkury obraca się trzykrotnie wokół "swej osi w ciągu każdych dwu obiegów wokół Słońca. W czasie każdych dwu kolejnych przejść przez peryhełium Merkury zwraca się prze­ciwnymi swymi stronami ku Słońcu (raz skierowuje swą wybrzu­szoną część w stronę Słońca, drugi raz — w stronę przeciwną). Z tego powodu „doba słoneczna” na Merkurym trwa dwa jego obiegi wokół Słońca (dwa merkuryjskie lata). Na wykonanie peł­nego obiegu po sklepieniu nieba Merkurego Słońce zużywa ok. 176 dni ziemskich. Gdyby płaszczyzna równika planety nachylona ■Eyla-BO^płaszczyzny orbity (kąt nachylenia tych płaszczyzn nie jest znany, prawdopodobnie nie przekracza 3*, a na pewno — zb względu na wystąpienie rezonansu ruchu obrotowego z obie­gowym — nie może być duży), to wówczas w ciągu doby obser­wowałoby się czterokrotne przejście Słońca przez płaszczyznę równika: dwukrotnie z południowej na północną i dwukrotnie z północnej na południową część nieba, a więc nastąpiłby dwukrot­nie cykl przemian pór roku. I jeszcze jedno zjawisko odróżnia ruch Słońca na merkuryjskim niebie od jego ruchu obserwowanego z Ziemi. Wskutek nierównomiernego poruszania się Merkurego po swej orbicie (najszybszego — jak to wynika z II prawa Keplera

— w pobliżu peryhełium) Słońce w pewnej chwili zatrzymuje się w swym ruchu na niebie, a następnie przez ok. dwa tygodnie (gdy planeta znajduje się najbliżej Słońca) zawraca, by następnie znów rozpocząć w poprzednim kierunku swą w^rędrówkę po fir­mamencie: W niektórych miejscach planety możemy ^.tegopowQ~ •du.,obserwować, jak Słońce niedługo po wzejściu cofa się pod horyzont, by następnie wzejść ponownie. W innych miejscach planety można by być świadkiem dwu po sobie następujących zachodów Słońca. . O

. Dokładniejszych informacji o Merkurym dostarczył próbnik : kosmiczny Mariner 10, który przeleciał w pobliżu tej planety. Przy użyciu aparatury umieszczonej w tym próbniku wykryto istnienie magnetosfery wokół Merkurego, rozciągającej się w kierunku Słońca do odległości ok. 1500 km od powierzchni plane­

ty, i oceniono natężenie jego pola magnetycznego na ok. 0,001 oersteda. Nie wiadomo, jakie zjawisko powoduje powstanie tego pola. Może to być mechanizm dynama, podobny do tego, jaki działa w płynnym jądrze Ziemi, albo też, gdyby wnętrze Merku­rego było już całkowicie skamieniałe, mogłaby to być pozosta­łość dawnego pola magnetycznego z okresu, gdy planeta miała ciekłe jądro w swym wnętrzu. Stwierdzono także ślady jonosfe- ry Merkurego. Na podstawie spektroskopowych pomiarów wyko­nanych z Marinera 10 wykryto na Merkurym hel oraz oceniono, że gęstość gazu przy powierzchni planety może dochodzić do mi­liona cząstek na centymetr sześcienny. Masa całej atmosfery Mer­kurego nie przekracza kilku ton (tyle powietrza mieści się na Ziemi w sześcianie o boku niespełna 20 m). Gaz tworzący atmo­sferę planety może po części pochodzić z wiatru słonecznego, a po części ulatniać się ze skorupy tego ciała niebieskiego.

Ruch Merkurego wykorzystany został jako jeden z testów te­orii względności. Mianowicie teoria ta przewiduje obrót elipty­cznej orbity Merkurego o 43” na stulecie, przy założeniu, że Słoń­ce jest kuliste. Podobny efekt, lecz o znacznie mniejszej pręd­kości obrotu orbity, mogą powodować także oddziaływania gra­witacyjne innych planet Układu Słonecznego. Obliczenia obrotu orbity Merkurego dokonane na podstawie obserwacji ruchu tej planety, po uwzględnieniu perturbacji powodowanych przez in­ne planety, dają dobrą zgodność z wartością przewidywaną przez teorię względności. W ten sposób obserwacje ruchu Merkurego potwierdzają słuszność tej teorii. Jednak, by to potwierdzenie było pełne, należy sprawdzić jeszcze słuszność założenia o kuli- stości Słońca. Jest to bardżo trudne zadanie, gdyż wskutek drgań powietrza w atmosferze Ziemi obraz brzegu tarczy Słońca jest nieostry.

Wenus

Bliźniacza pod względem masy i rozmiarów siostra Ziemi — Wenus — obiega Słońce po orbicie eliptycznej o wielkości półosi równej 108,10 min km i mimośrodzie 0,00679, dokonując pełnego obiegu w ciągu 224,701 dnia. Ta druga od Słońca planeta nasze­go Układu, widoczna na wschodniej części nieba przed wschodem

Słońca jako Gwiazda Poranna lub obserwowana na zejhodniej stronie nieba po zachodzie Słońca jako Gwiazda Wieczorna, jest najjaśniejszym dla nas, po Słońcu i Księżycu, ciałem niebieskim.

Z powodu swego położenia (bliżej Słońca niż Zjemia) Wenus do­strzegamy z Ziemi zawsze w pobliżu Słońcaymie oddala się od niegc więcej niż o 48°.vJej masa (4,873-10²⁴ kg) wynosi 82% masy Ziemi, promień (6052 km) — 95% promienia ziemskiego; jest to największa zbieżność rozmiarów planet w Układzie Słonecznym.

Z tych powodów także przyspieszenie grawitacyjne na powierz­chni Wenus (8,89 m/s*) jest zbliżone do ziemskiego. Ale na tym kończą się podobieństwa między tymi dwiema planetami. Okres obrotu Wenus wokół własnej osi jest znacznie dłuższy od obrotu Ziemi, gdyż wynosi 243,09 dnia i, co ciekawe, obrót ten odby­wa się w kierunku przeciwnym niż obieg planety wokół Słońca. W wyniku tego „doba słoneczna” na Wenus trwa ok. 116,7 dnia (czyli ponad pół wenusjańskiego roku), a ruch Słońca odbywa się w przeciwnym niż na Ziemi kierunku. Jednak zjawisko przemian pór doby na Wenus nie jest tak wyraźnie odczu­wane jak na Ziemi. Spowodowane jest to istnieniem na tej pla­necie grubej, nieprzezroczystej atmosfery, nie przepuszczającej bezpośrednio promieni słonecznych (fot. 15). Zaledwie 1/30 część tej ilości światła widzialnego, która w słoneczny dzień pada na Ziemię, dociera po wielokrotnym odbiciu w atmosferze do po­wierzchni Wenus. A więc nawet w południe na Wenus jest mro­cznie, podobnie jak u nas w gęstym lesie lub gdy niebo zasnuje się grubą pokrywą chmur. Widoczne pozostają jedynie pokry­wające grunt rumowiska skał i kamieni. (^Ponieważ większość światła przy powierzchni planety to własne promieniowanie pod­czerwone jej atmosfery ogrzanej promieniami słonecznymi, więc mieszkańcy Wenus, gdyby istnieli, mieliby zapewne zmysł wzro­ku przystosowany do odbioru podczerwieni. Mogliby oni bardzo wyraźnie widzieć się nawzajem i dostrzegać otaczające przedmio­ty, a nad ich głowami, jak olbrzymi jasny klosz, świeciłaby atmo­sfera, ale nie przedostawałyby się przez nią promienie Słońca, nie byłyby widoczne gwiazdy. Wiedza astronomiczna mieszkań­ców Wenus, aż do momentu wysyłania w przestrzeń kosmiczną pierwszych przyrządów, składać by się mogła zaledwie z domnie­mań i niczym nie uzasadnionych hipotez. Jedynie obserwacje ra­

diowe, przeprowadzone na falach o długości kilku centymetrów, które zdolne są przenikać przez atmosferę planety, mogłyby do­starczyć pewnych wycinkowych informacji o Wszechświecie.

Istnienie grubej, optycznie atmosfery ma decydujący wpływ na warunki termiczne panujące na Wenus. Promieniowanie sło­neczne absorbowane jest przez cząsteczki atmosfery i emitowane z powrotem we wszystkich kierunkach. W ten sposób część stru­mienia promieniowania słonecznego dociera w dół do powierzchni planety, a po odbiciu od niej lub po pochłonięciu przez nią i po­nownym emitowaniu przebija się ku górze, ulegając kolejnym aktom absorpcji i emisji w poszczególnych warstwach atmosfery. Powoduje to silne ogrzanie atmosfery, której temperatura rośnie wraz ze zmniejszeniem się odległości od powierzchni planety. U spodu atmosfery, na równiku po oświetlonej stronie temperatura osiąga wartość ponad 400°C. Mimo iż doba na Wenus trwa pra­wie 4 ziemskie miesiące, nocna, nie oświetlona część planety nie wychładza się zbytnio. Właśnie dzięki istnieniu grubej atmosfery, w której może łatwo przenosić się ciepło za pomocą promienio­wania podczerwonego i konwekcyjnych ruchów gazu — wia­trów, które wieją przy powierzchni planety, temperatura nie o- świetlonej części planety jest także wysoka, gdyż wynosi ok. 350°C. Takie temperatury w ziemskich warunkach stosuje się w sterylizatorach do odkażania narzędzi medycznych. Warunków tych nie możemy oczywiście uznać za sprzyjające życiu i rozwo­jowi hipotetycznych mieszkańców Wenus.

Nieprzezroczystość atmosfery Wenus przez długie lata unie­możliwiała poznanie powierzchni planety. Z tego też powodu nie potrafiono określić okresu jej obrotu wokół własnej osi. Pierwotne oceny zawierały się w granicach od paru godzin do kilkunastu tygodni. Dopiero dokonane w latach 60-ych naszego stulecia po­miary promieniowania radarowego wysłanego z Ziemi i odbite­go od powierzchni Wenus stały się podstawą do wyznaczenia tego okresu na 243,09 doby ziemskiej, z dokładnością do 0,18 doby. Spotykamy się tu z zadziwiającym zjawiskiem. Gdyby Wenus obracała się raz na 243,16 doby ziemskiej, to w czasie każdego jej zbliżenia do Ziemi, gdy obie te planety i Słońce znajdują się mniej więcej na jednej prostej — co następuje co 584,1 doby ziemskiej — zwracałaby się ona do Ziemi tą samą stroną. Po­

między kolejnymi zbliżeniami Wenus wykonuje względem Ziemi cztery pełne obroty. Wyliczony okres (243,16 doby) różni się mi­nimalnie od wyznaczonego okresu obrotu Wenus (243,09 doby), a mianowicie mniej, niż wynosi błąd pomiaru. A więc być może i w tym przypadku mamy do czynienia z wystąpieniem rezonansu międzv ruchami obiegowymi Ziemi i Wenus oraz obrotem Wenus. Jeżeli zbieżność ta nie jest przypadkowa, to musielibyśmy przyjąć, iż oddziaływanie przypływowe Ziemi na Wenus, mimo że odległość tvch planet nigdy nie spada poniżej 38 min km, jest na tyle silne, że może wpływać na obrót tej planety. Jest to tym bardziej dzi­wne, że pomiary radarowe powierzchni Wenus świadczą o tym, iż jej odchylenie od kulistości jest bardzo małe, nie przekracza­jące 3 km. Być może, istotną rolę grają tu przypływy zachodzą­ce w ciekłym jądrze planety, ale niewykluczone, że obserwowa­na zbieżność okresów jest jedynie dziełem przypadku.

Głównym składnikiem atmosfery Wenus jest dwutlenek wę­gla. W cząsteczkach tego związku, stanowiącego ponad 90% masy atmosfery tej planety, uwięziony jest prawie cały tlen. Nikła zaledwie jego ilość występuje w cząsteczkach tlenku węgla i w postaci dwuatomowych cząsteczek tlenu. Zachodzi to przede wszystkim w górnych warstwach atmosfery, gdzie cząsteczki te powstają w wyniku dysocjacji cząsteczek dwutlenku węgla pod wpływem słonecznego promieniowania nadfioletowego. Wy­nika stąd, że najobficiej występującym pierwiastkiem w atmo­sferze Wenus jest tlen, stanowiący prawie 70®/o masy. Drugim z kolei jest węgiel (ok. 25%). Azot, główny składnik atmosfery ziemskiej, stanowi nie więcej niż 2% masy. Inne pierwiastki po­jawiają się w atmosferze Wenus w nikłych zaledwie ilościach. Długo trwało poszukiwanie pary wodnej. Niektórzy obserwato­rzy dostrzegali pewne pasma w widmie światła Wenus, za które mogłaby być odpowiedzialna para wodna, inni nie. Najprawdopo­dobniej zawartość pary wodnej, jak i niektórych innych związ­ków występujących w niewielkich ilościach, szybko się zmienia. Ilość pary wodnej nie przekracza nigdy pół procent masy atmo­sfery, a na ogół jest tysiące razy mniejsza. Wodór występuje tak­że w cząsteczkach innych związków, przede wszystkim kwasów: kwasu solnego (HC1), kwasu fluorowego (HF) i być może kwasu siarkowego (H_tS0₄). Przypuszcza się nawet, że czasami może do­

chodzić do skroplenia się tych kwasów i spadku na powierzchnię planety deszczu z nich utworzonego. Kamienna powierzchnia pla- hety poddana byłaby wówczas niezwykle niszczącym procesom. A zatem jeszcze raz musimy stwierdzić, iż warunki bytowania na tej planecie byłyby bardzo surowe. Na zdjęciach dostarczo­nych z pokładów lądowników Wenera 9 i 10, które osiadły na powierzchni planety, widoczne jest skaliste podłoże pokryte ru­mowiskiem brył skalnych różnej wielkości, nad którym rozpięta jest ciężka i ciemna pokrywa chmur (fot. 16).

Nie stwierdzono istnienia na Wenus znaczniejszego pola mag­netycznego. Nie ma więc ona rozbudowanej magnetosfery. Jed­nak cząstki wiatru słonecznego nie docierają do powierzchni pla­nety, gdyż u brzegu jej atmosfery tworzy się fala uderzeniowa, która powoduje odchylenie torów cząstek lecących ze Słońca. Tak więc gruba gazowa otoczka planety spełnia tu rolę osłony, którą na Merkurym i Ziemi było pole magnetyczne.

Widzimy, że mimo zewnętrznych podobieństw Wenus i Ziemi budowa ich atmosfer jest całkowicie odmienna. Zapewne przy­czyn tego stanu rzeczy należy szukać już w okresie powstawa­nia Układu Planetarnego z olbrzymiego obłoku lub dysku materii krążącej wokół Słońca. Inne warunki termiczne w miejscu, w któ­rym tworzyła się Wenus (między innymi wyższa temperatu­ra), doprowadziły do odmiennego początkowego składu chemicz­nego (między innymi uboższego w pierwiastki lżejsze, przede wszystkim w wodór). Już ten fakt przesądził, że dalsza ewolucja atmosfery Wenus (przebiegająca w dalszym ciągu w wyższych temperaturach) potoczyła się innymi drogami niż ewolucja atmo­sfery ziemskiej. Ale wiele jeszcze spraw w tej dziedzinie czeka na swe wyjaśnienie. Wiele pytań pozostaje jeszcze beż odpo­wiedzi.

Układ Ziemia—Księżyc

Następny pod względem odległości od Słońca obiekt Układu Sło­necznego to złożony z dwu ciał układ Ziemi a—K s i ę ż y c. Oba te ciała obiegają wspólny środek masy po orbitach elip­tycznych o mimośrodach równych ok. 0,055 w ciągu 27 dni 7 go­dzin 43 minut (tzw. miesiąc gwiazdowy). Wzajemna odległość

tych ciał zmienia się w granicach od ok. 356 tys. do ok. 407 tys. km. Stosunek mas Księżyca i Ziemi (ok. 1/81) określa położenie środka mas układu względem Ziemi. Jest on odległy od środka Ziemi od ok. 4300 km do 5000 km, leży więc we wnętrzu Ziemi. Wskutek obiegu Ziemi wokół wspólnego środka masy układu Ziemia—Księżyc nie porusia się ona wokół Słońca dokładnie po orbicie eliptycznej (gdyż po takiej orbicie porusza się, abstra­hując od perturbacji spowodowanych oddziaływaniem innych planet, środek masy układu), lecz po pewnej krzywej odchylają­cej się od elipsy okresowo w obu kierunkach: ku Słońcu i od Słoń­ca. Ruch roczny układu wokół Słońca jest przyczyną tego, że okres między obserwowanymi z Ziemi kolejnymi przejściami Księżyca w pobliżu Słońca nie równa się miesiącowi gwiazdowe­mu, lecz jest od niego dłuższy, gdyż trwa średnio 29 dni 12 godzin 44 minuty (tzw. miesiąc synodyczny). Jest to okres, po którym powtarzają się te same fazy Księżyca: nów, pierwsza kwadra, pełnia, ostatnia kwadra. Nachylenie płaszczyzny orbity Księżyca względem płaszczyzny orbity Ziemi (wynoszące 5°9') powoduje, że nie w każdym miesiącu synodycznym Księżyc prze­chodzi na tle tarczy Słońca, a następnie przez cień rzucany w prze­strzeń przez Ziemię. Dzieje się to jedynie wtedy, gdy Księ­życ znajduje się w pobliżu punktów, w których jego orbita prze­bija płaszczyznę orbity Ziemi.

Wówczas, gdy Księżyc znajduje się między Ziemią i Słońcem

i rzuca cień na Ziemię, w obszarze cienia obserwowane jest całkowite zaćmienie Słońca (rys. 27), w okolicach sąsiednich, zanurzonych w półcieniu, widoczne jest częściowe zaćmienie Słońca. Często, gdy podczas zaćmienia Księ­

życ nie znajduje się w pobliżu perygeum (tzn. najbliższego Ziemi punktu swej orbity), stożek cienia nie dosięga powierzchni Ziemi i wówczas na tle Słońca widoczna jest cała tarcza Księ­życa, która jednak nie pokrywa tarczy słonecznej; takie zaćmie­nie nazywamy obrączkowym. W sąsiedztwie obszaru Zie­mi, z którego obserwuje się zaćmienie obrączkowe, występuje zaćmienie częściowe. Ruch orbitalny Ziemi i Księżyca oraz obrót Ziemi powodują, że obszar zaćmienia Słońca przesuwa się po po­wierzchni Ziemi z zachodu na wschód. Szerokość pasa całkowite­go zaćmienia Słońca na Ziemi zależy od aktualnej odległości Księ­życa od jego macierzystej planety. Ponieważ długość stożka cie­nia Księżyca wynosi średnio 375 800 km, przeto, aby nastąpiło całkowite zaćmienie, Księżyc musi się znajdować bliżej Ziemi niż na średniej odległości między tymi ciałami. Maksymalna sze­rokość pasa na powierzchni Ziemi, z którego zaćmienie widoczne jest jako całkowite, wynosi 275 km i ma to miejsce wtedy, gdy Księżyc w czasie zaćmienia znajduje się w perygeum. Maksymal­ny czas trwania całkowitego zaćmienia Słońca w danym miejscu Ziemi sięga 7,5 minuty.

Zaćmienie Księżyca następuje, kiedy Księżyc znajdu­je się w obszarze cienia Ziemi (rys. 28). Gdy cień Ziemi obejmuje całą tarczę Księżyca, wtedy z całej nocnej półkuli Ziemi obser­wuje się całkowite zaćmienie Księżyca, natomiast przy zaćmie­niu częściowym jedynie część tarczy naszego satelity znaj­duje się w cieniu. Ponieważ średnica Ziemi jest prawie cztery razy większa od średnicy Księżyca (3476 km), przeto stożek cie­nia Ziemi jest czterokrotnie dłuższy, a w odległości trzystu kilku­dziesięciu tysięcy kilometrów od podstawy znacznie szerszy od stożka cienia Księżyca. Dlatego całkowite zaćmienie Księżyca

trwa o wiele dłużej od całkowitego zaćmienia Słońca; w sprzyja­jących warunkach do 1 godziny 40 minut.

Mimo iż całkowite zaćmienie Słońca w danym miejscu naszego globu jest zjawiskiem bardzo rzadkim, a zaćmienie Księżyca Czytelnicy wielokrotnie mieli już okazję obserwować, to jednak ogólna liczba zaćmień Słońca, które mogą być dostrzeżone z róż­nych miejsc Ziemi, przewyższa liczbę zaćmień Księżyca. W ciągu 1000 lat następuje średnio 2375 zaćmień Słońca (w tym 65? całkowitych) i 1543 zaćmienia Księżyca (w tym 716 całkowi- tych).

Zaćmienia Księżyca i Słońca to zjawiska bardzo widowiskowe. Zwłaszcza całkowite zaćmienie Słońca, kiedy w pełni dnia zapada nagle mrok, a na bezchmurnym niebie pojawiają się jaśniejsze gwiazdy, pozostawia niezatarte wspomnienia. Dla astronomów zaćmienia stwarzają okazję przeprowadzenia wielu ważnych ob­serwacji. Dokładne pomiary momentów początku i końca za­ćmień Księżyca i Słońca wykorzystywane są do badania ruchu Ziemi i Księżyca, dostarczają danych o kształcie powierzchni

i rozmiarach tych ciał niebieskich. W czasie całkowitych zaćmień Słońca widoczna jest zewnętrzna część jego atmosfery — korona, a bezpośrednio przed i tuż po fazie całkowitości rozbłyskuje na chwilę chromosfera. Z tego powodu organizuje się wyprawy na­ukowe nawet do odległych miejsc na Ziemi, skąd można obser­wować to zjawisko. J Wzajemne oddziaływania Ziemi i Księżyca nie ograniczają się jedynie do utrzymywania tych dwu ciał na orbitach eliptycznych wokół wspólnego środka masy. Siły grawitacyjne wiążące Ziemię z Księżycem są tak duże, że gdyby całe przyłożone zostały do lodów Antarktydy, spowodowałyby oderwanie ich od Ziemi i wy­rzucenie w przestrzeń kosmiczną. Nic więc dziwnego, że powo­dują one odkształcenia powierzchni obu tych ciał. Na Ziemi są one przyczyną pływów, skorupy, wód i atmosfery oraz zmian kierunku osi jej obrotu. Działająca na Ziemię jako całość siła przyciągania przez Księżyc równoważona jest prżez siłę odśrodko­wą wynikającą z ruchu Ziemi wokół wspólnego środka masy układu. To równoważenie się sił nie zachodzi jednak w poszcze­gólnych częściach globu. Ponieważ grawitacja zależy od odległo­ści między ciałami oddziaływającymi, przeto przyciąganie części

Ziemi zwróconej ku Księżycowi jest większe niż części przeci­wnej. W częściach Ziemi zwróconych ku Księżycowi różnica siły przyciągania i siły odśrodkowej zwrócona jest w stronę Księżyca, w pozostałej części — w kierunku przeciwnym. Z tego powodu Ziemia poddana jest działaniu dwu sił rozciągających ją wzdłuż prostej przechodzącej przez Księżyc. Plastyczna skorupa ziemska odkształca się, tworzą się iia niej dwa wybrzuszenia po obu stro­nach globu. Ponieważ Ziemia obraca się, owe wybrzuszenia sko­rupy ziemskiej, zachowując niezmienne położenie względem Księ­życa, przesuwają się wokół globu. Zjawisko pływów wywołane jest oczywiście nie tylko oddziaływaniem Księżyca, lecz także innych ciał Układu Słonecznego, z których jedynie wpływ Słoń­ca jest zauważalny. Z tego powodu zjawisko pływów jest naj­silniejsze w okresie pełni i nowiu, wtedy gdy Księżyc, Ziemia

i Słońce znajdują się w przybliżeniu na jednej prostej. Wówczas amplituda wahań poziomu wody na otwartym oceanie dochodzi do 80 cm. Pływy skorupy ziemskiej są około trzykrotnie mniej­sze. Tarcie wewnętrzne w skorupie ziemskiej, wodach, a także atmosferze towarzyszące ruchom pływowym powoduje zamianę energii kinetycznej rotującej Ziemi na ciepło w tempie wystar­czającym do ogrzania w ciągu każdej sekundy półtora tysiąca ton wody o 100 K. Nic dziwnego, że jest ono przyczyną zwalnia­nia obrotu Ziemi i wydłużania długości doby o ok. 0,001 s w cią­gu stulecia.

Oddziaływanie grawitacyjne Księżyca powoduje także zmianę kierunku osi obrotu Ziemi. Ponieważ oś Ziemi jest na­chylona do płaszczyzny orbity Księżyca, przeto przyciąganie Księżyca usiłuje ustawić oś Ziemi tak, by równikowe zgrubienie globu ziemskiego znalazło się w płaszczyźnie ruchu Księżyca. Pod wpływem takiego oddziaływania oś Ziemi, podobnie jak oś wirującego bąka, zatacza w prżestrzeni stożek, zwany stożkiem precesji. Punkt na niebie, który jest przez tę oś wskazywa­ny, przesuwa się wśród gwiazd. Obecnie znajduje się on w po­bliżu Gwiazdy Polarnej i po upływie ok. 26 tys. lat, po zakreśle­niu na niebie koła, wróci znów do niej; wówczas znowu Gwia­zda Polarna będzie wskazywać kierunek północny. Ale np. w po­łowie tego okresu, za ok. 13,5 tys. lat, oś Ziemi skierowana będzie ku Wadze i ta jasna gwiazda będzie przez naszych potomków

i S I ( i s \ ¹¹¹

traktowana jako gwiazda polarna. Na ruch precesyjny osi zie­mskiej ma także wpływ przyciąganie Słońca i planet. Precesja osi ziemskiej powoduje również przesuwanie się na niebie pun­któw przecięcia się płaszczyzny równika Ziemi i płaszczyzny or­bity Ziemi wokół Słońca. Jeden z tych punktów nosi nazwę punktu Barana. Nazwę tę otrzymał ok. 2 tys. lat temu od nazwy gwiazdozbioru, w którym się wówczas znajdował. Obecnie jest on w sąsiednim gwiazdozbiorze Ryb. Podobnie drugi z tych punktów, punkt Wagi, zawędrował już do gwiazdozbioru Panny. Z tego właśnie powodu nazwy znaków Zodiaku nie pokrywają się z na­zwami gwiazdozbiorów, w których się obecnie znajdują, gdyż po­chodzą od nazw tych gwiazdozbiorów, w których znajdowały się przed 2 tys. lat.

Jednak o wiele bardziej widoczny jest wpływ Ziemi na Księ­życ. Oddziaływania przypływowe Ziemi powodowały stopniową zmianę okresu jego obrotu wokół osi, co po miliardach lat do­prowadziło obecnie do zrównania się okresu jego obrotu z okre­sem obiegu wokół Ziemi. Z tego powodu Księżyc zwraca się ku Ziemi zawsze tą samą stroną, druga jego część jest dla nas nie­widoczna i może być obserwowana jedynie z pojazdów kosmicz­nych obiegających naszego satelitę. Ponieważ ruch orbitalny Księżyca nie jest równomierny (zgodnie z II prawem Keplera, Księżyc porusza się najszybciej, gdy znajduje się najbliżej Ziemi, a najwolniej w największej odległości od niej), przeto w róż­nych jego położeniach na orbicie widzimy nieco inną część jego powierzchni. Ten sam efekt, zwany libracją Księżyca, wywołany jest grawitacyjnym oddziaływaniem na niego innych ciał Układu Słonecznego. Libracja Księżyca powoduje, że z Zie­mi możemy objąć obserwacjami, wykonując je dostatecznie dłu­go, 59% powierzchni tego ciała, z czego 41% widoczne jest zaw­sze, a obszary leżące w pozostałych 18% powierzchni — kolejno przy korzystnym dla nich ustawieniu względem Ziemi. Nato­miast 41% powierzchni naszego satelity zawsze znajduje się na niewidocznej jego stronie. Aż do roku 1959, kiedy z Łuny 3 do­konano pierwszych zdjęć tej strony Księżyca, astronomowie nie mieli żadnych informacji o jej topografii i wyglądzie. Stwarzało to autorom literatury fantastyczno-naukowej pole do snucia do­wolnych przypuszczeń o warunkach panujących na niewidocznej

A

•¡Kif

stronie najbliższego nam ciała niebieskiego, aż do umieszczania tam siedliska istot żywych. Dopiero badania i obserwacje wyko­nane z próbników, pojazdów kosmicznych i sztucznych satelitów Księżyca wykazały, że pod względem cech fizycznych ta część naszego satelity nie różni się od obserwowanej z Ziemi.

Cała powierzchnia Księżyca pokryta jest kraterami (fot. 17, 18

i 19), z których większość powstała w wyniku uderzeń meteorów, ale niektóre mogą być pochodzenia wulkanicznego sprzed mi­liardów lat. Nawet gołym okiem dostrzega się na Księżycu pas­ma gór oraz rozległe równiny, noszące nazwę „mórz”. Są to two­ry bardzo stare, powstałe w okresie formowania się naszego sa­telity. Wiek minerałów z próbek gruntu księżycowego, przywie­zionych na Ziemię i badanych w labolatoriach chemicznych i fi­zycznych, zawiera się w granicach od 3 mld do ponad 4 mld lat. Najobficiej występującymi pierwiastkami są w nich tlen, krzem, żelazo i wapń, uderzająco niska jest zawartość węgla.

Jakkolwiek Księżyc pozbawiony jest obecnie regularnego pola magnetycznego o znaczniejszym natężeniu, to jednak prawdopo­dobnie występują na nim lokalne pola magnetyczne, będące wyni­kiem namagnesowania się przed miliardami lat niektórych skał księżycowych. Świadczyłoby to o posiadaniu przez Księżyc w przeszłości pola magnetycznego, które albo mogło być wywo­łane prądami elektrycznymi istniejącymi wówczas w jądrze tego ciała, albo wzbudzone zostało przez ziemskie pole magnetyczne, jeżeli Księżyc w owym czasie znajdował się znacznie bliżej Zie­mi niż obecnie.

Niepowodzeniem zakończyły się także próby wykrycia atmo­sfery na naszym satelicie. Za pomocą bardzo dokładnych badań stwierdzono zaledwie śladowe ilości gazów nad powierzchnią tego ciała, najprawdopodobniej związane z oddziaływaniem wiatru

słonecznego z materią Księżyca.

Oba te czynniki — brak atmosfery i pola magnetycznego - powodują, że Księżyc pozbawiony jest tych osłon, które chro­mą Ziemię, i dlatego powierzchnię Księżyca bombardują docie­rające 1 przestrzeni międzyplanetarnej meteory. Pozostałością po największych i nich są liczne kratery rozrzucone po ca ej bryle tego ciała niebieskiego, niektóre meteory po upadku na Księżyc zagłębiły się w nim i zostały zalane przez otaczającą

N

je materię księżycową. Te ostatnie, tzw. maskony, obecnie są wykrywane, gdyż jako nieregularności w rozmieszczeniu ma­sy pod powierzchnią Księżyca powodują zakłócenia w ruchu jego sztucznych satelitów. Bez wątpienia na Księżycu zakończy­ło swój lot wiele komet błądzących w Układzie Słonecznym, gdyż wykryto na nim materię o składzie chemicznym typowym dla tych ciał. Do powierzchni naszego satelity docierają też bez przeszkód strumienie naładowanych elektrycznie cząstek pro­mieniowania kosmicznego i wiatru słonecznego. Nic wrięc dziw­nego, iż nie wykryto na Księżycu śladów życia, ani nawet utwo­rzonych tam związków organicznych. Dlatego zapewne człowiek był pierwszą żywą istotą, która kiedykolwiek znalazła się na tym globie.

Lądowanie w 1969 r. pierwszych astronautów na Księżycu (fot. 20) zakończyło długi i trudny, ale dopiero pierwszy etap w osiąganiu innych ciał niebieskich przez ludzkość, która i wie­dzę, i znaczne środki techniczne przeznacza na rozszerzenie sfe­ry swego bezpośredniego działania poza Ziemię — swą ojczystą planetę.

Mars

Miano „czerwonej planety” i imię boga wojny uzyskał Mars dzięki swej szkarłatnej barwie. Jako planeta leżąca dalej od środka Układu Planetarnego niż Ziemia, może być obserwowany na niebie w dowolnej odległości od Słońca, a więc w zależności od swego aktualnego położenia w przestrzeni o dowolnej porze nocy. Mars należy do najmniejszych planet (większy jedynie od Merkurego i Plutona), na masę dziewięciokrotnie mniejszą niż Ziemia, a jego średnica nieznacznie przekracza połowę śred­nicy ziemskiej. Przyspieszenie grawitacyjne na nim jest 2,65 razy mniejsze niż na Ziemi. Mars obiega Słońce w odległości zmie­niającej się w granicach od 206,6 min do 249,2 min km po orbi­cie eliptycznej, nachylonej do płaszczyzny orbity ziemskiej pod kątem 1°51', dokonując pełnego okrążenia Słońca w ciągu 686,7 doby. A więc rok na Marsie trwa niespełna dwa lata ziemskie. Możemy tu w istocie mówić o roku ze wszystkimi jego atrybu­tami, gdyż na Marsie, jak na Ziemi, dzięki podobnemu nachy­

leniu osi obrotu planety do płaszczyzny orbity. (64°48') występu­ją pory roku. Raz północna, to znów — po upływie ok. 11 zie­mskich miesięcy — południowa półkula planety jest silniej wy­stawiona na działanie promieni słonecznych. Tym sezonowym zmianom na powierzchni Marsa towarzyszy na przemian poja­wianie się przy biegunach białych czap polarnych w okresie zi­mowym i ich zanikanie w czasie marsjańskiego lata (fot. 21). Tworzy je prawdopodobnie zestalony dwutlenek węgla oraz w nikłej części szron powstały z zamrożenia pary wodnej. Nie­obecność wody w stanie ciekłym na tej planecie spowodowana jest bardzo niskim ciśnieniem atmosferycznym, które na Marsie jest stokilkadziesiątkrotnie mniejsze niż na Ziemi. Przy ciśnie­niu i temperaturze panującej na Marsie woda ulega na­tychmiast wyparowaniu i występować może jedynie jako para lub w postaci szronu. Niewykluczone jednak, iż w przeszłości płynące strumienie urozmaicały krajobraz Marsa. Świadczyć mogą o tym obserwowane w niektórych obszarach planety dłu­gie wyżłobienia układające się w skomplikowane układy „dorze­czy” (fot. 22), których budowa świadczy o utworzeniu ich przez płynącą kiedyś nimi ciecz. Gdyby przypuszczenie to było praw­dziwe, oznaczałoby, iż kiedyś w przeszłości warunki na Marsie były inne niż obecnie. Musiałoby być wówcias cieplej niż teraz. Wyższa temperatura powodowałaby występowanie dwutlenku węgla w znacznie większym stopniu w postaci lotnej, a to z kolei dawałoby wzrost ciśnienia atmosferycznego i w ten sposób umo­żliwiałoby istnienie ciekłej wody na planecie. Oczywiście wszel­kie przypuszczenia o przeszłości Marsa są bardzo hipotetyczne, zajmijmy się więc tym, co możemy obserwować na nim dziś.

Niewielkie przyciąganie grawitacyjne planety sprawia, ze at­mosfera Marsa jest bardzo cienka. Z tego powodu promienie sło­neczne łatwo docierają do powierzchni planety nagrzewając jej grunt, ale w nocy równie łatwo nagrzana planeta wypromienio- wuje swe ciepło. A zjawisko zmian pór doby odbywa się na Marsie w rytmie prawie dokładnie tym samym, co na Ziemi (okres obrotu Marsa wynosi 24 godziny 37 minut 22 sekundy — oczywiście według czasu ziemskiego). Godzinę po marsjańskim południu w okolicach równikowych najwyższa temperatura wy­nosi ok. +10°C, a więc człowiek czułby się tam wówczas zupeł-

Kie dobrze. O zachodzie Słońca nie jest jeszcze zbyt zimno (ok.

— 10*0. natomiast w nocy mróz staje się już siarczysty i o pół­nocy temperatura spada do ok. — 80°C, by tuż przed wschodem Słońca osiągnąć swą najniższą wartość —90°C. Widzimy, że dobowe wahania temperatury są bardzo duże, jak na nasze zie­mskie przyzwyczajenia, gdyż sięgają 100 stopni. Klimat jest wy­bitnie kontynentalny i mroźny (Mars otrzymuje ze Słońca na je­dnostkę powierzchni zaledwie ok. 40% tej ilości energii co Zie­mia). Oczywiście, im bliżej biegunów, tym zimniej. Na biegunach nawet w lecie temperatura wynosi kilkadziesiąt (ok. —80) stopni poniżej zera, by w zimie spaść do ok. — 130°C.

Spowita w delikatną osłonę atmosferyczną planeta wystawiona jest na uderzenia krążących w przestrzeni międzyplanetarnej meteorów. W okolice tej planety zapędza się już sporo drobnych planetoid, których orbity wypełniają przestrzeń między dro­gami Marsa i Jowisza. Nic więc dziwnego, że powierzchnia Mar­sa pokryta jest wieloma kraterami powstałymi wskutek ude­rzeń drobnych brył skalnych. Jednakże znaczna część kraterów na Marsie to pozostałości działalności wulkanicznej, która przed miliardami lat musiała być bardzo intensywna (fot. 23). Odróż­niamy je od kraterów uderzeniowych po odmiennym kształcie

i budowie. Ten okres wulkanicznej aktywności planety musiał trwać dość długo i wywarł istotny wpływ na marsjański kraj­obraz. Jeszcze do dziś widoczne są na nim wielkie uskoki, zapa- dliny i urwiska, które utworzyły się w wyniku olbrzymich prze­sunięć tektonicznych płyt skorupy planety. W owych czasach wy­piętrzyły się także łańcuchy górskie parukilometrowej wysoko­ści. Różnica wysokości między najniżej położonymi obszarami

i szczytami najwyższych wzniesień Marsa sięga kilkunastu, a być może nawet ponad 20 km. Ta urozmaicona rzeźba terenu do dziś ulega dalszym przemianom. Wyraźnie widoczne są ślady erozji, spowodowanej istnieniem atmosfery. Powierzchnia dużych obszarów Marsa pokryta jest pyłem z bogatą domieszką tlen­ków metali nadających całej planecie czerwony kolor. Obserwo­wano wiejące w atmosferze Marsa wiatry o prędkościach rzędu 100 m/s. W porównaniu z nimi ziemskie wichury — to ledwie odczuwalne podmuchy. Podrywają one z powierzchni Marsa chmury czerwonego pyłu i unoszą w górę. Duże obszary planety

zostają przesłonięte czerwoną kurzawą, pod którą zanikają wszel­kie szczegóły rzeźby terenu. Czasami musi upłynąć parę mie­sięcy, zanim zanikną skutki takiej zawiei pyłowej — atmosfera uspokoi się, pył opadnie. Nic dziwnego, że poddane działaniu tak gwałtownych wiatrów, smagane niesionymi przez wichurę ziar­nami pyłu, ostre początkowo kontury grzbietów górskich i koron kraterów z czasem zacierają się, podlegają stopniowej erozji. Sprzyjają jej także duże wahania temperatury w ciągu doby

i roku.

Magnetyczna osłona Marsa chroni go przed promieniami kos­micznymi jeszcze słabiej niż jego atmosfera. Natężenie pola magnetycznego przy powierzchni tego ciała niebieskiego jest ok. 600 razy mniejsze niż przy Ziemi. Wystarcza już ono jednak, by powstrzymać napór wiatru słonecznego bezpośrednio na plane­tę. W odległości ok. 1,5 tys. km przed nią, od strony Słońca, two­rzy się fala uderzeniowa kryjąca w sobie magnetosferę Marsa. Sy­tuacja jednak tylko poiornie przypomina tę w pobliżu Ziemi. Po­le magnetyczne Marsa jest zbyt słabe, by nie dopuścić do dość wydajnego mieszania się szybciej poruszających się cząstek wia­tru słonecznego z gazem atmosferycznym planety. Z tego powodu wymiana materii atmosferycznej i międzyplanetarnej zachodzi na znacznie większą skalę niż na Ziemi. Marsjańskie pole magne­tyczne nie wystarcza także do powstrzymania bardziej energicz­nych cząstek promieniowania kosmicznego dobiegających z prze­strzeni między gwiazdowej. Nie jest więc Mars obiektem, na któ­rym chcielibyśmy mieszkać.

Pod względem cech fizycznych, zajmując miejsce pośrednie pomiędzy Ziemią i Księżycem, Mars najbardziej ze wszystkich planet zbliżony jest do Ziemi. I dlatego, jeżeli gdziekolwiek w Układzie Planetarnym poza Ziemią mogłoby rozwinąć się ży­cie, to jest on pierwszym do tego kandydatem. Stąd zapewne rodziły się opowiadania o istnieniu istot rozumnych na tej pla­necie, żyjących być może w specjalnie wydrążonych pod powie­rzchnią zmarzniętego gruntu miastach marsjańskich. Opowieści te nie znajdują jednak obecnie żadnego potwierdzenia naukowe­go. Niemniej, nawet wśród naukowców przez długi okres dysku­towane były argumenty za istnieniem na Marsie tworów będą­cych wynikiem świadomego działania istot żyjących na tej pla­

necie. Początek dało im odkrycie przez Schiaparellego w 1877 r. tzw. „kanałów" na Marsie, długich, prawie prostych ciemnych linii, układających się w sieć oplatającą całą planetę. Wielu nau­kowców potraktowało je dosłownie jako kanały zbudowane przez inteligentnych mieszkańców Marsa w celu rozprowadzenia wody po całej powierzchni planety lub jako komunikacyjne szlaki wodne. Dopiero później okazało się, że są one jedynie złudzeniem obserwatorów, którzy podświadomie łączą w jedną linię pojedyncze, odseparowane od siebie szczegóły powierzchni Marsa. Tym samym hipoteza o istnieniu rozumnych mieszkań­ców Marsa straciła jakiekolwiek poparcie obserwacyjne. Przez wiele lat prowadzone też były systematyczne badania spektro­skopowe światła odbitego od powierzchni Marsa, a zwłaszcza od obszarów zmieniających swą barwę w takt przemian pór roku. Podejrzewano, iż są to twory, na których zachodzi wegetacja prostszych form życia. Ale i te poszukiwania 'zakończyły się nie­powodzeniem; na podstawie tych badań można obecnie wyklu­czyć istnienie chlorofilu na powierzchni planety. Za pomocą współczesnych obserwacji przy użyciu przyrządów znajdujących się w sztucznych satelitach Marsa oraz umieszczonych na jego powierzchni nie wykryto żadnych śladów życia. Pamiętna jest seria eksperymentów przeprowadzonych w 1976 r. i gruntem marsjańskim, których celem było wykrycie istnienia w nim prze­jawów życia organicznego. Chociaż niektóre wyniki zaskoczyły przeprowadzających te doświadczenia i początkowo traktowane nawet były jako argumenty za zachodzeniem procesów życio­wych, to jednak dokładniejsza ich analiza doprowadziła do wy­kluczenia istnienia życia w badanych próbkach gruntu. Jest więc bardzo prawdopodobne, że w Układzie Słonecznym życie rozwija się na jednej tylko planecie, na Ziemi. Ale chcąc zacho­wać ostrożność, trzeba ograniczyć się raczej do wyrażenia opi­nii, że dotychczas przeprowadzone badania nie dostarczyły żad­nych naukowych argumentów przemawiających za istnieniem życia gdziekolwiek poza Ziemią.

Mars nie biegnie samotnie w przestrzeni. Towarzyszą mu dwa niewielkie satelity: Fobos (fot. 24) i Deimos. Są to dwie niere­gularne bryły skalne odpowiednio o rozmiarach ok. 22 i 12 km. Ich rozmiary i kształt są typowe dla planetoid. Stanowi to pod­

stawę do przypuszczeń, że Fobos i Deimos kiedyś były planetoi- dami i dopiero po zbliżeniu się do Marsa ich drogi zostały pod wpływem działania pola grawitacyjnego tej planety i pozosta­łych ciał Układu Słonecznego oraz Słońca tak zmienione, iż sta­ły się one satelitami Marsa. Na ich powierzchni, fotografowanej przez kamery sztucznych satelitów Marsa, można dostrzec kra­tery pozostałe po uderzeniach meteorów i drobnych planetoid. Te dwa małe księżyce poruszają się blisko powierzchni swej macierzystej planety — Fobos w odległości zaledwie 9390, a Dei­mos 23 500 km — co jest przyczyną ich szybkiego ruchu wokół Marsa. Deimos okrąża go w ciągu 30 godzin 18 minut, a Fobos w 7 godzin 39 minut. Ponieważ okres obiegu Fobosa jest krót­szy od okresu obrotu planety wokół swej osi, przeto moglibyśmy z Marsa obserwować interesujące zjawisko, jak w ciągu zaled­wie 10 godzin 6 minut ten satelita, o widomej średnicy trzykrot­nie mniejszej od Księżyca oglądanego z Ziemi, wschodzi na za­chodniej stronie marsjańskiego, nieba, wznosi się i zachodzi na stronie wschodniej.

Jowisz

To największe, poza Słońcem, ciało Układu Słonecznego skupia w sobie 71% masy wszystkich planet. 318 razy masywniejszy od Ziemi, 1047 razy mniej masywny od Słońca Jowisz ma pro­mień równy 71 400 km. Właśnie dlatego, że promień planety jest tak duży, przyciąganie na Jowiszu, pomimo znacznej jego masy, zaledwie niewiele ponad dwu i półkrotnie przewyższa przyciąga­nie ziemskie (człowiek, który na Ziemi waży 75 kG, na Jowiszu ważyłby 191 kG). Dane te nie dotyczą stałej powierzchni bryły planety, gdyż jest ona ukryta pod nieprzezroczystą warstwą chmur (fot. 25). Jest nawet prawdopodobne, że Jowisz w ogóle nie ma stałego jądra i dlatego podane wartości promienia i przy­ciągania grawitacyjnego odnoszą się właśnie do górnej powierz­chni tej warstwy, leżącej wysoko w atmosferze Jowisza.

Jowisz obiega Słońce w odległości zmieniającej się w granicach od 740,9 min do 815,9 min km, dokonując pełnego okrążenia w cią­gu 11 lat 315 dni. Na Jowisfcu z powodu znacznego oddalenia od Słońca HHH na jednostkę powierzchni 27 razy mniej światła sło­

necznego niż na Ziemi. Nic więc dziwnego, że temperatura panu- iaca w atmosferze tej planety jest niska. Nawet na zwróconej ku Słońcu stronie atmosfery panuje mróz (—120 do — 13Q°C)_. W tak niskiej temperaturze prędkości cząstek gazu w atmosferze są niewielkie (rzędu 100 m/s), znacznie mniejsze niż prędkość po­trzebna im do pokonania przyciągania grawitacyjnego planety i ucieczki w przestrzeń międzyplanetarną (gdyż ta prędkość wy­nosi na Jowiszu ok. 60 km/s). Dlatego należy przypuszczać, że atmosfera Jowisza nie rozprasza się w Znaczącym stopniu i jej skład chemiczny nie uległ zmianie od czasu utworzenia się pla­net w Układzie Słonecznym. Możemy więc na jej podstawie wnio­skować, jaki był pierwotny skład atmosfer planetarnych przed paru miliardami lat. Prawdopodobnie podobny skład chemiczny miała także atmosfera Ziemi u zarania swych dziejów. Badania atmosfery Jowisza mogą więc posłużyć nam do poznania prehis­torii naszej planety. Pomiar względnej zawartości wodoru i he­lu, pierwiastków występujących prawdopodobnie najobficiej w atmosferze Jowisza, jest bardzo trudny, gdyż metody obser­wacyjne, które służą do wyznaczenia zawartości tych pierwia­stków, są na ogół metodami pośrednimi, a co więcej — wymaga­ją lepszej znajomości budowy atmosfery Jowisza, niż ta, którą obecnie dysponujemy. Niemniej wszystko wskazuje na to, że te dwa pierwiastki stanowią 96—S8°/o masy atmosfery Jowisza, przy czym 70—80% masy to wodór, prawdopodobnie w dużej mierze występujący w postaci cząsteczek dwuatomowych. Znacz­nie łatwiej możemy stwierdzić obecność wodoru związanego w cząsteczkach z innymi atomami. W widmie promieniowania docierającego od Jowisza obserwujemy pasma metanu i amonia­ku — związków węgla i azotu z wodorem. W podobny sposób wy­kryto w atmosferze Jowisza sód. Tlen, jeśli występuje na Jowi­szu, związany jest prawdopodobnie z wodorem w cząsteczki HgO, które w temperaturze panującej na tej planecie otaczałyby lo­dową pokrywą stałą powierzchnię tego ciała niebieskiego. Szare pasy rozciągające się równoleżnikowo w atmosferze Jowisza po­wstały, jak już wspominaliśmy, w wyniku niejednorodnego ob­rotu zewnętrznych części atmosfery planety, prawdopodobnie wskutek zawartości w tych pasach sodu i potasu. Nie wyjaśnio­na jest dotychczas przyczyna istnienia tzw. wielkiej czer­

wonej plamy (o rozmiarach 48 tys. na 11 tys. km), dostrze­żonej w ubiegłym stuleciu. Przemieszcza się ona z wolna na tar- cssy Jowisza, a być może obiega go w okresie kilkudziesięciu lat, co wykluczałoby trwałe powiązanie jej z jakimś zjawiskiem za­chodzącym na stałej powierzchni tej planety. Oglądana z prób­ników kosmicznych oczyma kamer telewizyjnych czerwona pla­ma przypomina olbrzymi cyklon krążącej materii. Na jej pofa­lowanym obrzeżu smugi różnobarwnego gazu zwijają się w nie­regularne, zmieniające się stale pętle i zakola. W jej otoczeniu formują się i zanikają kręgi ciemnego wirującego gazu. Zadzi­wiająca jest zatem trwałość czerwonej plamy w gazowej prze­cież atmosferze planety (fot. 26).

Gęsta, gruba i nieprzenikliwa atmosfera Jowisza różni się bar­dzo od naszej dzisiejszej ziemskiej atmosfery. Ale patrząc na nią jako na wzór atmosfery Ziemi z okresu jej młodości, stwier­dzamy interesujące zjawisko, że jak dziś w atmosferze Jowisza, tak wówczas w naszej atmosferze istniały już najprostsze zwią­zki węgla i azotu z wodorem, które w późniejszych epokach sta­ły się podstawowym budulcem rodzącego się na Ziemi życia. Fakty występowania w atmosferze Jowisza wszystkich pierwia­stków niezbędnych do istnienia życia, a także zachodzenia w niej przejawów aktywności elektrycznej, która mogła ułatwić two­rzenie się złożonych cząsteczek chemicznych, są podstawą do po­jawiania się obecnie sugestii o możliwości powstania jakichś form życia w głębiej leżących warstwach atmosfery tej planety — tam, gdzie temperatura jest dostatecinie wysoka. W miarę jak zawodzą próby odnalezienia oznak życia na najbliższych Ziemi ciałach niebieskich, fantazja, a może obawa człowieka przed osa­motnieniem, kieruje nasze nadzieje ku obiektom coraz odleglej­szym. Obecnie po Księżycu i Marsie przyszła kolej na Jowisza.

Jowisz w okresie, gdy znajduje się najbliżej Ziemi, jest czwar­tym pod względem jasności obiektem nieba. Ustępuje jedynie Słońcu, Księżycowi i Wenus w jej maksimum blasku. Gdyby jednak oczy nasze mogły odbierać fale radiowe, Jowisz wysunąłby się na drugie, po Słońcu, miejsce. Ta wielka „jasność” radiowa oraz wygląd widma promieniowania radiowego tej planety świa­dczą, że promieniowanie Jowisza nie może być promieniowaniem termicznym (tzn. świeceniem atmosfery ogrzanej promieniami

Słońca i ciepłem płynącym z wnętrza planety), lecz że mamy tu do czynienia z promieniowaniem synchrotronowym, emitowanym przez szybkie cząstki poruszające się w polu magnetycznym. Na­tężenie tego pola u powierzchni planety określa się na około 4 oerstedy. Wystarczy ono do utworzenia się wokół Jowisza roz­ległej magnetosfery (rys. 29), która — podobnie jak ziemska — chroni planetę od nacierającego na nią wiatru słonecznego. Pręd­kość wiatru w okolicach Jowisza jest w przybliżeniu taka sama jak przy Ziemi, lecz jego gęstość jest już prawie trzydziesto­krotnie mniejsza. Z tego też powodu napór wiatru słonecznego na magnetosferę Jowisza jest tylokrotnie słabszy i, mimo iż pole magnetyczne tej planety przekracza zaledwie parokrotnie pole ma­gnetyczne Ziemi, rozmiary magnetosfery tej planety nawet od strony Słońca są bardzo duże. Fala uderzeniowa przed czołem magnetosfery tworzy się w odległości 4—8 min km od Jowisza, zależnie od aktualnego stanu wiatru słonecznego. W czasie burzy magnetycznej w wietrze fala ta zbliża się do powierzchni pla­nety, w okresach spokoju magnetosfera Jowisza pęcznieje. Li­nie sił pola magnetycznego wyciągane za planetę przez stru­mień gazu wiatru słonecznego tworzą ciągnący się na setki milionów kilometrów ogon magnetosfery. Zjawiska w niej zachodiące przypominają te, które występują w magnetosferze Ziemi, lecz wszystko tu się dzieje na większą skalę. Wewnątrz magnetosfery Jowisza, podobnie jak w pasach Van Allena, obserwuje się strumienie cząstek uwięzionych w polu

magnetycznym. Ich energie osiągają jednak znacznie większe niż na Ziemi wartości. W odległości ok. 200 tys. km od środka pla­nety każdy centymetr kwadratowy umieszczonego tam ciała bom­bardowany byłby w ciągu każdej sekundy przez kilka milionów protonów o prędkościach ok. 100 tys. km/s. Nic więc dziwnego, że emitowane przez nie promieniowanie radiowe czyni z Jowisza najsilniejsze radioźródło ze wszystkich planet.

Jowisz opasany jest cienkim, niewidocznym z Ziemi, pierście­niem drobnych bryłek kamiennych. Jest to pierwszy pierścień, który napotykamy w Układzie Słonecznym. Największy, znacznie bardziej rozbudowany, znany od ponad 300 lat, otacza następną planetę Układu — Saturna.

Godna także największego w Układzie Planetarnym ciała jest rodzina satelitów Jowisza. Liczy ona 14 księżyców, z których najbliższy i najmniejszy ze znanych, oznaczony symbolem JXIV, obiega planetę w odległości ok. 150 tys. km od środka Jowisza. Następna jest Amaltea, nieregularna bryła skalna o niespełna stukilometrowej średnicy, dokonująca obiegu planety w 12 go­dzin, w odległości 182 tys. km od jej środka. Najodleglejszy, Leda, obiega Jowisza po orbicie o promieniu 24 min km (40% odległości między Słońcem i Merkurym) w ciągu ponad 2 lat. Cztery największe księżyce Jowisza: Io, Europa, Gani- medes i Kallisto, odkryte w 1610 r. niezależnie przez Galileusza i Mariusa jako pierwsze poza Księżycem satelity w Układzie Słonecznym, należą do największych księżyców pla­netarnych. Jedynie Tytan, satelita Saturna, i Tryton, to­warzysz Neptuna, mogą z nimi konkurować. Największy z księży­ców naszego Układu, Ganimedes, ma masę niewiele ponad dwa razy mniejszą niż Merkury, a dziesięciokrotnie większą od Plu­tona. Widzimy więc, że układ satelitów Jowisza może być traktowany jako miniatura Układu Planetarnego. Dlatego od­krycie Galileusza i Mariusa miało doniosłe znaczenie dla rozwo­ju heliocentrycznej teorii budowy Układu Słonecznego; ruch wo­kół Jowisza czterech odkrytych przez nich księżyców stanowił na­turalny model ruchu planet wokół Słońca. Niektóre z satelitów Jowisza mają zauważalne atmosfery. Odnosi się to przede wszy­stkim do Io, na której dostrzeżono metan, amoniak, tlenek azotu i związki siarki. Satelita ten sprawił wielką niespodziankę, gdy

i : uv i MMMMi

/ ,/r ; J ^ .] |\ I- ,...| L.,. K,

w poczstkach marca 1979 r. zbliżyła się do Jowisza sonda ko­smiczna Voyager 1, a w cztery miesiące później — Voyager 2. Dostrzeżono wówczas na brzegu Io, a następnie na samej tarczy tego księżyca 8 czynnych wulkanów, z których na wysokość kilkudziesięciu lub nawet kilkuset kilometrów wytryskiwały w górę strumienie rozżarzonych gażów i kamiennych okruchów. To niewielkie ciało okazało się drugim obok Ziemi obiektem Układu Słonecznego, na którym do dziś trwa działalność wulka­niczna i to od ziemskiej nieporównanie gwałtowniejsza. Cała powierzchnia satelity w krótkim czasie pokrywa się lawą spły­wającą olbrżymimi potokami z kraterów wulkanicznych. Nie obserwuje się na niej, tak charakterystycznych dla wielu ciał naszego Układu, kraterów meteorytowych. Właśnie brak krate­rów, które muszą powstawać w wyniku uderzeń przypadkowo spo­tykanych przez Io meteorów i drobnych planetoid, świadczy

o tym, że pokrywane są one w ciągu krótkiego czasu warstwami wciąż nowej materii spływającej z olbrzymich gejzerów wulka­nicznych. Na tej podstawie możemy nawet ocenić, iż w ciągu każdego tysiąca lat na powierzchni Io tworzy się warstwa aż metrowej grubości. Zabarwienie powierzchni tego satelity i spek­troskopowe badania światła od niego odbitego przekonują nas, iż materiał osadzający się na Io to głównie związki siarki. A więc owe świecące pióropusze gorącego gazu nad otworami kraterów to przede wszystkim kłęby par dwutlenku siarki (SO2), który w większości osiada na satelicie, lecz pewna jego część ulatuje w przestrzeń i może być rozproszona wokół Jowisza. Przyczyną tej niezwykłej aktywności Io jest przypływowe oddziaływanie na nią Jowisza. Wskutek perturbacji orbity Io, wywoływanych oddziaływaniem pozostałych satelitów Jowisza, Io zmienia swą odległość od macierzystej planety, co prowadzi do zmian w roz­kładzie sił przypływowych w jej wnętrzu. Wywołuje to w nim ruch materii i w wyniku tarcia rozgrzewanie się jej, a następnie stopienie. Prawdopodobny jest model budowy górnych warstw Io, według którego zestalony w temperaturze ok. — 130*C ze­wnętrzny płaszcz pływa na oceanie gorącej, ciekłej siarki. Wnę­trze satelity zbudowane jest prawdopodobnie z krzemianów. Po­nieważ często dochodzi do spękania zewnętrznego płaszcza, więc

następuje wtedy wytrysk olbrzymich fontann gorących gazów ponad powierzchnię satelity.

W odróżnieniu od Io pozostałe galileuszowe księżyce Jowisza: Europa, Ganimedes i Kallisto są bryłami, na których dawno już zapewne zakończyła się działalność wulkaniczna. Nie dostrzega­my na nich żadnych jej śladów. Ciała te, których głównym skła­dnikiem jest prawdopodobnie lód (świadczy o tym ich mała gęs­tość), są prawie, kuliste, brak na nich wyraźniejszych wznie­sień i gór. Zauważyć natomiast można znaczną liczbę kraterów meteorytowych. W niektórych rejonach widoczne są charakterys­tyczne koliste, koncentryczne zafalowania terenu będące zapew­ne pozostałością rozchodzących się fal sejsmicznych, które wy­wołane zostały spadkiem na te satelity przed miliardami lat większych brył skalnych.

Cztery księżyce najbardziej odległe od planety poruszają się ruchem wstecznym, tzn. obiegają planetę w przeciwnym kie­runku, niż porusza się większość ciał Układu Słonecznego. Prze­mawia to za przypuszczeniem, iż są to planetoidy schwytane przez pole grawitacyjne Jowisza w czasie, gdy kiedyś w prze­szłości przebiegały w pobliżu planety, gdyż prawdopodobień­stwo schwytania na orbitę o ruchu wstecznym jest większe niż na orbitę o ruchu prostym (tzn. takim, jaki ma większość ciał w Układzie Słonecznym). Poza tym księżyce utworzone w prze­szłości z tego samego materiału, co ich macierzysta planeta, po­winny na ogół posiadać cechy tworzywa całego układu, a więc po­winny obiegać planetę w kierunku zgodnym z kierunkiem jej obrotu.

Saturn

Szósta pod względem oddalenia od Słońca planeta naszego Układu, Saturn, wrzucony do jakiegoś olbrzymiego oceanu pływałby po jego powierzchni. Mimo swej znacznej masy (95 razy większej od Ziemi i 3500 razy mniejszej od Słońca) planeta ta ma bardzo małą gęstość wynoszącą zaledwie 0,7 g/cm*. Wynika to zapewne z istnienia bardzo grubej atmosfery na Saturnie, obejmującej znaczną część promienia planety. Pomiary promienia

Saturna odnoszą się do zewnętrznej warstwy chmur. Tak wy­znaczony jego promień jest niewiele mniejszy od promienia Jo­wisza. O dużej grubości atmosfery planety świadczy także zna­czne jej spłaszczenie, największe wśród wszystkich planet: pro­mień równikowy Saturna wynosi 60 tys. km, a biegunowy zaledwie 53,5 tys. km. Spłaszczenie to jest skutkiem szybkiego obrotu pla­nety, którego okres wynosi 10 godzin 14 minut.

Saturn obiega Słońce w ciągu 29 lat 167 dni w odległości zmie­niającej się w granicach od 1348 min do 1499 min km. Z powodu znacznego oddalenia od Słońca jednostka powierzchni Saturna otrzymuje zaledwie 1/90 część tej energii, co jednostka powierz­chni Ziemi. Dlatego temperatura Saturna jest bardzo niska i na­wet na oświetlonej przez Słońce stronie atmosfery nie przekra­cza — 130°C. Dlatego, podobnie jak na Jowiszu, także na Satur­nie atmosfera zachowała taki sam skład chemiczny, jaki miała w chwili powstania.' W istocie widmo promieniowania Saturna przypomina widmo promieniowania Jowisza. Główna różnica po­lega na braku pasm amoniaku w widmie światła Saturna. Praw­dopodobnie jest to spowodowane tym, że w temperaturze panu­jącej na Saturnie uległ on już krystalizacji i w postaci śniegu opadł na powierzchnię planety. Natężenie promieniowania radio­wego o długościach fali ok. 10 cm, pochodzącego z górnych części atmosfery, odpowiada wyższym temperaturom — od ok. — 100°C do 0°C — niż temperatury górnych warstw powłoki chmur. Może to świadczyć o istnieniu pasów radiacyjnych wokół Saturna i tym samym magnetosfery tej planety. Jednak porów­nanie widm promieniowania radiowego Jowisza i Saturna pro­wadzi do wniosku, że zjawiska te, jeśli występują na Saturnie, są znacznie na nim słabsze.

Saturn, podobnie jak Jowisz, rządzi ruchem bogatej rodziny 11 księżyców. Najbliższy z nich, J anus, obiega planetę w cią­gu 18 godzin w odległości 160 tys. km, a najodleglejszy, Febe

— w ciągu 1 roku 185 dni w odległości prawie 13 min km. Naj- masywniejszy, Tytan, zajmuje trzecie pod tym względem miejsce wśród wszystkich satelitów Układu Słonecznego. Dzięki znacznej masie (prawie dwukrotnie większej od masy Księżyca) Tytan jest w stanie utrzymać na swej powierzchni gazową otocz­kę atmosferyczną. W widmie promieniowania odbitego od tego

satelity udało się rzeczywiśćie stwierdzić pasma pochodzące od metanu.

Saturn jest planetą, której zdjęcia najczęściej reprodukowane są w czasopismach, zdobią okładki książek i periodyków (fot. 27). Swą popularność zawdzięcza układowi pierścieni, które w miarę poruszania się Saturna wokół Słońca widoczne są — zależnie od orientacji względem Ziemi — raz z ukosa, kiedy świecą swynrr'pełnym blaskiem, to znów u brzegu, kiedy nikną prawie zupełnie. Nietrudno dostrzec ich strukturę. (Najbardziej wewnętrzny, ledwie widoczny pierścień dotyka prawie powierz­chni Saturna i rozciąga się do odległości 74 tys. km od środka planety. Drugi zawiera się między 75 tys. a 89 tys. km. Najjaś­niejszy jest trzeci, który zajmuje obszar od 90 tys. do 117 tys. km. Za nim następuje znów przerwa, zwana od nazwiska odkrywcy przerwą Cassiniego. Wreszcie Zewnętrzny pierścień roz­pościera się od 122 tys. do 139 tys. km, Natomiast grubość pierś­cieni jest niewielka. Wyznaczyć ją jest bardzo trudno, ale wiary­godne oceny prowadzą do wartości rzędu kilometra lub mniej. Gdybyśmy wykonali ich model z papieru o grubości 0,1 mm, to Saturn byłby elipsoidą o osi równikowej wynoszącej 12 m, natomiast średnica najodleglejszego pierścienia osiągnęłaby 28 m.

Prędkość obrotu pierścieni wokół planety (jak wskazują po­miary przesunięcia dopplerowskiego światła od nich odbitego) zmienia się w miarę oddalenia od Saturna zgodnie z 111 prawem Keplera. Płyną stąd dwa ważne wnioski. Po pierwsze, masa pierś­cieni jest znikoma w stosunku do masy Saturna, a po drugie, pier­ścienie nie są jednolitymi ciałami stałymi. Badania światła do­chodzącego od pierścieni wykluczają możliwość, by były one zbu­dowane z gazu. Podobnie przypuszczenie, iż są one ciekłe, musi być odrzucone. W warunkach panujących w okolicach Saturna żadna z substancji, które mogłyby wchodzić w rachubę, nie wy­stępuje w stanie ciekłym. Jako jeden z następnych argumentów można wymienić najprostszy: w ciekłych pierścieniach, przy ich odpowiednim usytuowaniu, powinno by się dostrzegać odbicie bryły Saturna, zjawiska tego jednak nie obserwujemy. Pozosta­je więc ostatnia możliwość, że pierścienie te składają się z mnós­twa ciał stałych, brył i pyłów o różnych rozmiarach. Potwierdza

to analiza światła przechodzącego przez pierścienie i odbitego od nich. Bryły te i pyły poruszają się po prawie idealnie koło­wych orbitach wokół Saturna i chociaż ich prędkość liniowa jest duża. od 16 do 21 km/s, względne prędkości sąsiednich brył lub ziaren wynoszą zaledwie ok. 0,5 cm/s. Podobnie zawodnicy na bieżni poruszają się szybko wokół stadionu, ale powoli przemiesz­czają się względem siebie. Z tego powodu zderzenia między bry­łami i ziarnami pyłu w pierścieniach Saturna są bardzo delikatne, jednak mimo to każde zderzenie bryłek prowadzi do wykru­szenia się z ich powierzchni nowego pyłu. Zderzające się ziarna pękają na mniejsze odłamki. Od miliardów lat trwa bardzo po­wolny, ale ustawiczny proces mielenia w pierścieniach Saturna (jak w olbrzymich żarnach) brył skalnych na coraz drobniejsze okruchy. Proces ten został prawdopodobnie zapoczątkowany kie­dyś przez zbliżenie się jednego z księżyców Saturna do tej pla­nety na tyle, że siły przypływowe rozerwały go na kawałki. Sfera, w której oddziaływania przypływowe Saturna doprowa­dzić mogą do rozpadu satelity o gęstości ok. 3 g/cm³ (przypusz­cza się, że jest to średnia gęstość satelitów Saturna), tzw. strefa Roche’a, ma promień równy ok. 100 tys. km. A więc obecnie pierścienie planety nie mieszczą się całkowicie we­wnątrz tej sfery. Być może, iż ewolucja pierścieni prowadzi do zwiększenia ich rozmiarów, być może gęstość satelity, który wszedł do strefy Roche’a, była mniejsza, taka np. jak lodu; wów­czas rozmiar strefy Roche’a wynosiłby 140 tys. km. Niektórzy jednak autorzy traktują ten fakt jako argument za odrzuceniem hipotezy o powstaniu pierścieni z rozpadu jednego z księżyców. Być może zapoczątkowało je zderzenie dwu satelitów Saturna obiegających planetę po orbitach, które powoli zmieniały się tak, iż przecięły się w pewnej chwili. Oznaczałoby to oczywiście śmierć obu ciał. A może pierścienie powstały z resztek mate­rii, z której kiedyś utworzył się Saturn wraz z rodziną swych księżyców. Tak więc problem pochodzenia tak powszech­nie znanego zjawiska jak pierścienie Saturna budzi jeszcze wąt­pliwości.

Saturn był najodleglejszą planetą znaną w starożytności i aż do odkrycia Urana w 1781 r. uchodził za ostatnią planetę Układu Słonecznego.

A Odkryty w 1781 r. przez Williama Herschla Uran był już uprzednio wielokrotnie obserwowany przez astronomów, którzy brali go jednak za gwiazdę!\Sam Herschel, który przy użyciu skonstruowanego przez siebie teleskopu dostrzegł jego tarczę, sądził początkowo, że to kometa. Dopiero po kilku miesiącach obserwacji i wyznaczeniu orbity, która w odróżnieniu od orbit komet okazała się prawie kołowa, mógł stwierdzić, że odkryty obiekt to następna, siódma planeta Układu Słonecznego.- Uran obiega Słońce w ciągu 84 lat i 6 dni w odległości zmieniającej się w granicach od 2 mld 731 min km do 3 mld 5 min km. "^Słońce oświetla go 400 razy słabiej niż Ziemię, toteż należy przypuszczać, iż temperatura górnych części jego atmosfery jest bardzo niska, ok. — 200°C. Obserwacje jednak odnoszą się do promieniowania dochodzącego z warstw głębszych, a więc cie­plejszych. W tych częściach grubej atmosfery, podobnej do atmo­sfer Jowisza i Saturna, panuje stukilkudziesięciostopniowy mróz. Ale być może (istnieją na to przesłanki obserwacyjne) jeszcze głę­biej, przy powierzchni planety, temperatura rośnie do ok. 0°C. Widzimy więc, że nie jest wykluczone, iż nawet w tak odległych zakątkach Układu Słonecznego moglibyśmy znaleźć ciekłą wodę.

/ Uran należy do czterech wielkich planet, których masa wielo­krotnie przewyższa masę Ziemi. Masa jego jest ponad 14 razy większa niż Ziemi, jego promień równikowy, wynoszący 25 400 km, równa się czterem promieniom ziemskim. Przyspieszenie grawitacyjne na tej planecie jest porównywalne z ziemskim, ale ponieważ temperatura jest znacznie niższa, ¿Uran mógł zachować grubą atmosferę o pierwotnym składzie chemicznym. O tym, że atmosfera Urana jest istotnie gruba, świadczy znaczny stopień spłaszczenia planety. Promień biegunowy jest o ok. 700 km krótszy od równikowego.

¥ Uran dokonuje w ciągu ok. 24 godzin pełnego obrotu wokół osi, która w odróżnieniu od innych planet leży prawie w płasz­czyźnie orbity planety (odchyla się od niej zaledwie o ok. 13°). Z tego powodu koła podbiegunowe leżą na Uranie w odległości 13° od równika, a zwrotniki w takiej samej odległości od biegunów. Zjawiska astronomiczne zachodzące w strefie umiarkowanej,

9 — We wnętrzu wszechświata

1 90

( l V \ \ “

mieszczącej się między zwrotnikami i kołami podbiegunowymi, są znacznie bogatsze niż na Ziemi, t W ciągu 84-letniego roku w każdvm punkcie tej strefy Słońce dwukrotnie świeci w zenicie

pionowo w górze; przez pewną część roku trwa dzień polarny,

przez inną — równie długą — polarna noc. INa biegunach dzień polarny trwa 42 lata ziemskie i tyle trwa polarna noc. Zjawisko polarnej nocy nie występuje tylko w wąskim pasie wokół rów­nika i tam stale zaznacza się 24-godzinny rytm przemian pór doby. Oczywiście istnienie grubej atmosfery na tej planecie, a także słabe już na tak dużej odległości oddziaływanie promieni słonecznych są przyczyną, iż różnice między .dniem i nocą na sa­mej powierzchni planety są niezauważalne, a zaznaczają się zaledwie w górnych warstwach atmosferyjjjktórych) oświetlenie (nawet w południe) można by porównać Hd oświetlenia panują­cego na Ziemi we wnętrzu pokoju tuż po zachodzie Słońca!?Warto jednak zwrócić uwagę na fakt, iż nachylenie osi Urana Ćlo płasz­czyzny jego orbity stało się przyczyną, że większa część planety na długie, trwające wiele ziemskich lat, okresy pogrąża się w cie­mności; muszą tam wówczas nawet w atmosferze zamierać wszy­stkie procesy, których bezpośrednim źródłem jest energia słone­czna.

Pięć znanych satelitów Urana porusza się po prawie kołowych orbitach, leżących prawie dokładnie w płaszczyźnie równika pla­nety, i obiega ją w kierunku zgodnym z kierunkiem obrotu pla­nety wokół jej osi. Jest rzeczą nie wyjaśnioną dotychczas, co spowodowało, że cały ten układ (Uran wraz ze swymi satelitami) obraca się wokół osi zorientowanej zupełnie inaczej niż osie obro­tu innych ciał Układu Słonecznego. Przyczyn tego stanu rzeczy należy poszukiwać wśród zjawisk, które zachodziły w okresie tworzenia się Układu Planetarnego/ W 1977 r. stwierdzono, że Uran, podobnie jak Saturn, otoczony jest układem pier­ścieni. W czasie obserwacji Urana na tle jednej z gwiazd okazało się (rys. 30), że gwiazda ta była zasłaniana przez kolejne pierścienie przed zakryciem jej przez planetę. Zjawisko powtó­rzyło się po zakryciu gwiazdy przez Urana. "^Pierścienie Urana różnią się jednak zasadniczo od pierścieni Saturna: są od nich znacznie węższe i rozdzielone o wiele szerszymi przerwami* Prawdopodobnie takie ukształtowanie pierścieni Urana spowo3ó-

wane jest ich oddziaływaniem grawitacyjnym z satelitami Ura- na, lecz dokładnego wyjaśnienia tego zjawiska dotychczas brak.

Przez wiele lat po odkryciu Urana trwały prace nad wyznacze­niem jego orbity. W początkach XIX w. wzięto pod uwagę pozy­cje planety z ponad stu lat wstecz, a więc jeszcze z czasu, gdy jego obserwatorzy nie byli świadomi tego, że dostrzegany przez nich obiekt jest nową planetą. Ale w miarę jak poprawiano do­kładność prowadzonych obliczeń, okazywało się, że nawet po

uwzględnieniu oddziaływań Saturna, Jowisza i innych planet na ruch Urana nie udaje się wyznaczyć zgodnie z prawami dynamiki Newtona takiej drogi tej planety, by tłumaczyła ona wszystkie wykonane obserwacje. Odrzucono więc obserwacje sprzed odkrycia planety, jako mało dokładne, i wówczas na pod­stawie czterdziestoletnich badań pozycji Urana wyznaczono w 1821 r. orbitę planety. Ale już po dwudziestu latach okazało się, że przewidywane na podstawie tego wyznaczenia położenia planety na niebie nie odpowiadały obserwacjom. Wydawało się, że jest to pierwsza klęska dynamiki Newtona, przy użyciu której można było dotychczas wyjaśnić z pożądaną dokładnością ruch wszystkich ciał Układu Słonecznego. Czyżby nie miała już ona zastosowania do ciał tak odległych od siebie jak Słońce i Uran? Inną możliwością było, iż na Urana oddziaływa jeszcze jakieś nieznane ciało, którego oczywiście nie uwzględniono w rachun­kach ruchu planety. Młody, 23-letni student z Cambridge w An­glii, John Adams, przeprowadził skomplikowane obliczenia, z któ­rych wynikało, iż ruch Urana może być wyjaśniony w zgodzie z zasadami dynamiki Newtona przy założeniu istnienia znajdu­jącej się za nim jeszcze jednej, następnej, ósmej 'planety Układu Słonecznego. Mało tego, Adams podał masę i położenie nieznanej nowej planety. Niestety, rachunki Adamsa zostały zle­kceważone przez astronomów, których poinformował on o swym odkryciu, i nie przeprowadzono starannych poszukiwań planety. Więcej szczęścia miał astronom francuski Urbain Leverrier, który w tym samym czasie (1846 r.) ukończył podobne rachunki. Dopro­wadziły go one do podobnych konkluzji jak Adamsa. Leverrier zwrócił się do niemieckiego astronoma Johanna Gallego o prze­prowadzenie niezbędnych obserwacji. 23 września 1846 r., zaraz pierwszej nocy, Galie dostrzegł we wskazanym przez Leverriera miejscu poszukiwaną planetę, którą później nazwano imieniem boga mórz.

Neptun

Odkrycie Neptuna stało się triumfem dynamiki newtonow­skiej. Pomagała ona już nie tylko śledzić ruch znanych planet i ich księżyców, przewidywać powroty w okolice Ziemi komet, które

na długie lata oddalały się od Słońca w mroczne obszary Układu Planetarnego, ale także odkrywać nowe ciała, o których istnieniu teoria ta pozwalała wnioskować z nieregularności ruchu dostrze­ganych ciał niebieskich. To, co początkowo zdawało się zapowia­dać klęskę tej teorii — nie wyjaśnione odchylenia ruchu Urana — stało się jej największym sukcesem i doprowadziło do półtorakro- tnego zwiększenia rozmiarów naszego Układu, do odkrycia nastę­pnej wielkiej planety — Neptuna. By uzmysłowić sobie, jak tru­dny był to egzamin dla teorii Newtona, należy zdać sobie sprawę z tego, że obie planety, Uran i Neptun, nie zbliżają się do siebie nigdy na odległość mniejszą niż ta, która dzieli Saturna od Słoń­ca, oraz że ruch Urana znajdującego się w połowie drogi między Saturnem i Neptunem jest znacznie silniej zakłócony przez Satu­rna (ponad pięć razy masywniejszego od Neptuna) oraz przez Jo­wisza. W ciągu 65 lat (1781—1846) znane rozmiary Układu Słone­cznego, niezmienne jeszcze od czasów starożytnych, uległy trzy­krotnemu zwiększeniu dzięki odkryciu dwu planet.

Neptun obiega Słońce po prawie kołowej orbicie w odległości 4 mld 520 min km. Światło słoneczne musi zużyć na pokonanie tej drogi aż ponad 4 godziny. Nic więc dziwnego, że planeta ta, poruszająca się 5,5 razy wolniej niż Ziemia, potrzebuje prawie 165 lat na dokonanie pełnego obiegu wokół Słońca. Od chwili jej odkrycia nie zdążyła ona jeszcze okrążyć centralnej gwiazdy na­szego Układu.

Neptun pod wieloma względami przypomina Urana. Ma podobną masę (17 razy większą od masy Ziemi), podobny promień (25 tys. km). Okres obrotu Neptuna (ok. 22 godzin) jest też tego rzędu, co okres obrotu Urana, choć oś Neptuna — odmiennie niż oś Urana

— tworzy duży kąt (58°) z płaszczyzną orbity. Z tego powodu roz­kład „stref klimatycznych” jest na tej planecie podobny jak na Ziemi. Z tą wszakże różnicą, że jest tam o ok. 200 stopni zimniej niż u nas.

Także atmosfera Neptuna ma wiele cech wspólnych z atmosfe­rą Urana. Zielonkawą barwę nadaje planecie świecenie metanu, który stanowi najbardziej rzucający się w oczy składnik atmosfe­ry, złożonej prawdopodobnie głównie z wodoru i helu.

Spośród dwu znanych satelitów Neptuna na wyróżnie­nie zasługuje Tryton, który pod względem wielkości (promień

ok. 2 tys. km) zajmuje czwarte miejsce wśród wszystkich księży­ców planet w Układzie Słonecznym.

Sukces mechaniki nieba, jakim było odkrycie Neptuna, zachęcił astronomów do dalszych badań w tym kierunku. Przecież analiza ruchów Urana i Neptuna mogła doprowadzić do odkrycia jeszcze dalej leżących ciał Układu Planetarnego. Zagadnienie to było już teraz znacznie trudniejsze niż poprzednio. Wszelkie odchylenia ruchów tych planet od przewidywanych przez obliczenia, w któ­rych brano pod uwagę oddziaływania znanych już ciał naszego Układu, były porównywalne z błędami obserwacyjnymi. W chwili gdy podejmowano te badania na początku naszego stulecia, najod­leglejsza znana planeta, Neptun, przebyła (od chwili jej odkrycia) zaledwie trzecią część swej drogi wokół Słońca. Dlatego otrzy­mywane wyniki musiały być obarczone dużą dozą niepewności. Najpełniejszą analizę ruchów Urana i Neptuna przeprowadził amerykański astronom Percival Lowell i na jej podstawie wyzna­czył położenie hipotetycznej, dziewiątej planety. Przez kilkanaś­cie lat w stworzonym przez siebie obserwatorium, aż do dnia swej śmierci w 1916 r., Lowell bezskutecznie badał obszar nieba, w któ­rym powinna się znajdować przewidywana przez niego planeta. Dopiero w lutym 1930 r. Clyde Tombaugh odkrył obiekt, który na dwu kliszach wykonanych w odstępie 24 godzin zajmował od­mienną pozycję względem gwiazd. Wkrótce mógł się przekonać, że odkryte przez niego ciało jest w rzeczywistości planetą, której nadano nazwę władcy podziemnego świata zmarłych, a jednocześ­nie patrona bogactw naturalnych Ziemi, zaczynającą się od ini­cjałów Lowella.

Pluton

Został on odkryty w odległości 6° od miejsca wskazanego przez Lowella (fot. 28). Trudności z jego odszukaniem spowodowane były tym, że planeta ta okazała się mniej jasna, niż początkowo przewi­dywano. Wiele lat trwały próby wyznaczenia masy Plutona. Pier­wotnie oceniono ją na 0,8 masy Ziemi. Później okazało się, że jest znacznie mniejsza, podawano wartości rzędu 20°/o masy Ziemi. Do­piero w 1978 r., po odkryciu satelity Plutona, którego istnienie stwierdzono na podstawie okresowo zmieniającego się obrazu

planety, uzyskano bardziej wiarygodną ocenę jego masy. Satelita Plutona obiega go w ciągu 6,4 doby po orbicie o promieniu ok. 20 tys. km. Prowadzi to do wniosku, że Pluton jest prawie 500 ra­zy mniej masywny niż Ziemia. Jest więc mniejszym ciałem niebies­kim niż nasz Księżyc. Także rozmiary zmierzone są bardzo niedo­kładnie. Pluton ma prawdopodobnie najmniejszy promień ze wszy­stkich planet Układu Słonecznego, wynoszący ok. 2250 km, cho­ciaż niedokładność tego wyznaczenia może wynosić aż 1000 km. Właśnie z powodu tych małych rozmiarów wysunięto przypuszcze­nie, że być może Pluton był pierwotnie jednym z księżyców Neptu­na i wskutek zakłóceń jego ruchu przez pozostałe satelity tej pla­nety udało się mu uzyskać prędkość dostateczną do ucieczki w przestrzeń międzyplanetarną i do samodzielnego kontynuowania swej drogi wokół Słońca. Dodatkowym poparciem tej hipotezy jest fakt, że Pluton porusza się po orbicie, której część znajduje się we wnętrzu orbity Neptuna. Wprawdzie Pluton porusza się w średniej odległości od Słońca wynoszącej 5 mld 924 min km, ale jego orbita jest bardzo ekscentryczna i maksymalne oddale­nie Plutona od Słońca wynosi aż 7 mld 417 min km, ą podczas największego zbliżenia znajduje się on tylko 4 mld 431 min km od naszej gwiazdy, a więc bliżej niż Neptun. Z tego właśnie powo­du Pluton — powszechnie uznawany za najodleglejszą planetę naszego układu — 21 stycznia 1979 r. ustąpił tego wyróżnionego miejsca Neptunowi i stał się na ponad dwadzieścia lat ósmą co do odległości od Słońca planetą systemu. Na dokonanie pełnego obiegu wokół Słońca Pluton zużywa aż 248 lat. Planeta ta poru­sza się po orbicie nachylonej pod kątem 17° do płaszczyzny orbi­ty Ziemi. Jest ono 2,5 razy większe niż nachylenie orbity Merku­rego, 5 razy większe niż nachylenie orbity Wenus i ponad 8 razy większe od nachyleń orbit pozostałych planet Układu Słonecz­nego. Na tym także polega wyjątkowość orbity Plutona.

Nieznany jest okres obrotu planety wokół jej osi. Nie wiemy więc, ile trwa doba na Plutonie. Być może, wskutek przypływowe­go oddziaływania Pluton i jego satelita zwrócone są zawsze tą sa­mą stroną do siebie. W takim przypadku doba na Plutonie miała­by także 6,4 dób ziemskich. Niewielka jednak jest różnica mię­dzy dniem i nocą na tej planecie. Słońce, o rozmiarach ziarnka gro­chu oglądanego z odległości 20 m, daje już 1600 razy mniej świat-

135

| - pn\ vnr* ŁJ ! | ¡Hg / i hf |

!a niż na Ziemi. Z tego powodu temperatura na Plutonie wynosi ok. — 230°C. Trudności obserwacyjne powodują, że niewiele mo­żemy powiedzieć o atmosferze tej planety. Faktem jest, że do­tychczas nie dostrzeżono żadnych jej przejawów. Być może, część gazów pierwotnie ją tworzących wobec małej masy planety roz­proszyła się w przestrzeni międzyplanetarnej, być może część z nich w tak niskiej temperaturze uległa zestaleniu i osiadła na powierzchni planety, być może Pluton otulony jest cienką otocz­ką gazową.

Same znaki zapytania. Niepewna masa i rozmiary, niepewne pochodzenie, nieznane właściwości atmosfery tej planety krążącej w wiecznym mroku na krańcach Układu Planetarnego. Mogłoby nas to nie dziwić, gdyż mówimy o najodleglejszej planecie naszego Układu. Nawet światło, które w ciągu 1 sekundy może prawie 8 razy obiec Ziemię, potrzebuje aż 5,5 godziny na dotarcie z Plutona do nas. Ale powinniśmy sobie uświadomić, że mówimy o obiekcie, który należy do naszego bezpośredniego sąsiedztwa, jest jednym z dziewięciu ciał składających się na planetarną rodzinę Słońca. A niedługo przekonamy się, że o wielu obiektach, nawet mniej­szych od Plutona, leżących miliony razy dalej, o tysiące lat świetl­nych od nas, będziemy mogli powiedzieć znacznie więcej niż o tej planecie związanej swymi narodzinami z Ziemią.

Dotarliśmy do ostatniej ze znanych planet Układu Słonecznego. Zanim go opuścimy, spójrzmy na niego jeszcze raz oczyma obse­rwatora znajdującego się na Plutonie. Gołym okiem możemy dostrzec jedynie 5 planet, i to tylko przy ich korzystnym usy­tuowaniu względem Słońca i Plutona. Najjaśniejszy jest Jowisz, dobrze widoczny, gdy znajduje się w swej największej odległo­ści kątowej od Słońca, wynoszącej 7°33'; jego blask jest wówczas porównywalny z blaskiem jaśniejszych gwiazd. Zaraz po nim pod względem jasności idą Wenus i Ziemia, choć obie te planety trudno dostrzec w blasku bliskiej tarczy Słońca, gdyż są od niego oddalone nie więcej niż odpowiednio o 1°3' i 1°27'. Saturn wy­gląda już jak słaba gwiazda. Jedynie przy braku atmosfery na Plutonie z trudem ujrzeć można by tuż przy tarczy Słońca, w od­ległości 34' od niego, Merkurego. Znacznie łatwiej dałoby się obserwować tę planetę, a także Wenus i Ziemię podczas zaćmie­nia Słońca przez księżyc Plutona. Wówczas na czarnym tle nieba

światło tych planet nie nikłoby w promieniach światła słonecz­nego. Niewidoczne są gołym okiem z Plutona najbliższe mu dwie planety: Uran i Neptun, a także niewielki Mars.

Wprawdzie orbita Plutona traktowana jest potocznie jako gra­nica Układu Słonecznego, jednak w rzeczywistości jego obszar rozciąga się tysiące razy dalej. Jeżeli nawet nie istnieją tam nieznane nam planety, to w obszarze tym obiegają Słońce mi­liony komet, przez większą część swego życia przebywających z dala od nas, każda zamrożona w kilka nieefektownych brył, by po zakreśleniu olbrzymiej eliptycznej drogi w prawie kompletnej ciemności powrócić po setkach tysięcy lat do Słońca, w którego promieniach ożywają nagle, otaczają się potężną koroną, roz­wijają wspaniały, ciągnący się na miliony kilometrów warkocz (fot. 29). Każde takie spotkanie komety ze Słońcem nie jest dla niej obojętne. Za każdym powrotem traci ona część swej materii, rozprasza się w przestrzeni międzyplanetarnej, aż wreszcie kie­dyś zbliżenie takie doprowadza do jej całkowitego Zniszczenia, rozpadu na rój drobnych, nie powiązanych już ze sobą kamieni i pyłów. Ten cały olbrzymi obszar ze wszystkimi znajdującymi się w nim ciałami, w których dominuje oddziaływanie grawita­cyjne Słońca nad siłami przyciągania innych gwiazd, może być traktowany jako nasz Układ Słoneczny.

Najbliższa nam gwiazda, Proxima Centauri, znajduje się 270 tys. razy dalej od Słońca niż Ziemia. Światło od tej gwiazdy biegnie do nas 4 lata i 3 miesiące (przypomnijmy, że ze Słońca na Ziemię — 8 minut 20 sekund, do Plutona — 5,5 godziny). Widzimy, jak w porównaniu z typowymi odległościami między gwiazdami mała jest scena, na której zachodziły te wszystkie zjawiska, o których dotychczas była mowa w naszej książce.

GWIAZDY

Jak daleko do gwiazd? — metody bezpośrednie

Starożytni w swej wyobraźni otaczali Ziemię systemem sfer. Do jednej z nich, zwykle ostatniej, jak złociste gwoździe powbi­jane były gwiazdy. Niektóre większe świeciły jaśniej, inne maleń­kie — ledwie mogły być dostrzeżone. Nie istniał wówczas pro­blem ich odległości. Wszystkie były gdzieś bardzo daleko, wszy­stkie jednakowo odległe, ze sztywną bryłą kryształowej sfery obracały się w ciągu doby wokół nieruchomej Ziemi, spoczywa­jącej w centrum Wszechświata. Wraz z ogłoszeniem teorii Ko­pernika, gdy uświadomiono sobie możliwość ruchu Ziemi wokół Słońca, pojawił się problem stwierdzenia zmian kierunków, w których widzimy poszczególne gwiazdy, w miarę jak dokonu­jemy obserwacji z różnych miejsc orbity Ziemi. Przez długie lata nie udawało się astronomom wykryć tych zmian. Dla nie­których uczonych stało się to nawet argumentem przeciw teorii heliocentrycznej. Trudności spowodowane były wielkimi odległo­ściami gwiazd. Trzeba było aż 300 lat, by wreszcie po udoskona­leniu technik obserwacyjnych, po przeprowadzeniu cyklu bardzo dokładnych obserwacji niemiecki astronom F. Bessel w 1838 r. wyznaczył paralaktyczne przesunięcie jednej 1 gwiazd. Dopiero wówczas zdano sobie sprawę z pustki otaczającej nasz Układ Planetarny.

Gdy Ziemia obiega Słońce, kierunek, w którym widzimy ciało niebieskie, ulega zmianie. Zmiana kierunku jest największa, gdy obserwujemy to ciało z dwu przeciwległych punktów orbity Ziemi (która w tym zagadnieniu może być traktowana jako ko­łowa), takich, że odcinek łączący te punkty jest prostopadły do kierunku od Słońca do danego ciała. Jeżeli przez | oznaczymy połowę kąta, o jaki zmienił się kierunek ku danemu ciału obser-

wowanemu z tych dwu punktów, przez r odległość tego ciała od Słońca (lub od Ziemi, co w praktyce na jedno wychodzi), przez a odległość Ziemi od Słońca wyrażoną w tych samych jedno­stkach co r, to wtedy:

a

71 — —

r

gdzie n jest wyrażone w radianach. A zatem kąt n, zwany p a- ralaksą gwiazdy, jest kątem, pod którym promień orbity Ziemi widoczny jest z danej gwiazdy (rys. 31). W astronomii bardzo często zamiast odległości gwiazd podajemy ich paralaksy, jako wielkości bezpośrednio zmierzone. Paralaksy zwykle wyra­ża się nie w radianach, lecz w sekundach kątowych. Ponieważ 1 radian równa się 206 265", przeto paralaksa wyrażona w se­kundach

n =206 265' — r

Odległości do gwiazd są bardzo duże, toteż ich opisywanie w jednostkach używanych na Ziemi (np. w metrach) lub nawet

stosowanych w Układzie Słonecznym (jednostka astronomiczna*) nie byłoby wygodne. Dlatego w astronomii, gdy mówi się o od­ległościach między gwiazdami, wyprowadza się nową, większą jednostkę długości. Jest nią parsek. Parsek (1 ps) równa się 206 285 jednostkom astronomicznym, a więc:

„ 1 r[ps]

Z powyższego wzoru widzimy, że paralaksa gwiazdy, która była­by w odległości 1 ps od Słońca, wynosiłaby l", tzn. promień orbi­ty Ziemi widziany byłby z tej gwiazdy pod kątem 1". Paralaksa najbliższej gwiazdy, Proxima Centauri, wynosi 0,"8, a paralaksy innych gwiazd są jeszcze mniejsze. Zrozumiałe jest teraz, dlaczego tak trudno było zmierzyć przesunięcia paralaktyczne gwiazd. I obecnie także opisaną metodą możemy zmierzyć paralaksy je­dynie najbliższych gwiazd, do odległości ok. 100 ps. Metoda ta nosi nazwę metody paralaks trygonometrycz­nych.

Inna metoda wyznaczania odległości, w swej istocie bardzo po­dobna do metody paralaks trygonometrycznych, zastosowana może być również do gwiazd leżących dalej, ale tylko do niektó­rych, mianowicie do tych, które należą do gromad ruchomych. Gromady ruchome są to ugrupowania składające się z kil­kudziesięciu lub kilkuset obiektów poruszających się zgodnie w jednym kierunku w przestrzeni. Cała gromada porusza się w jednym kierunku, natomiast wzajemne prędkości gwiazd w gro­madzie są tak niewielkie, że możemy je zaniedbać. Wówczas wszystkie gwiazdy w gromadzie poruszają się przez Galaktykę w przybliżeniu po torach rówmoległych i łatwo możemy wyzna­czyć kierunek, ku któremu zdążają gwiazdy w gromadzie ru­chomej. Wykorzystuje się tu zjawisko perspektywy. Rozumowa­nie jest analogiczne jak przy wyznaczaniu radiantu roju meteorów (tzn. kierunku, z którego ten rój dociera do Ziemi). Jeżeli ślady meteorów na niebie przedłużymy wstecz, to punkt ich przecięcia wskazuje kierunek, z którego rój nadbiegł. Podobnie,

gdybyśmy mogli wyznaczyć ruch gwiazd na niebie, to kierunki ich przesunięć wśród innych gwiazd wskazywałyby punkt, w któ­rym gromada biegnie (lub z którego przybywa).

Przemieszczanie się gwiazdy na niebie wynikające z jej ruchu względem Słońca nosi nazwę ruchu własnego gwiazdy i oznacza się go grecką literą m Ruch własny wyrażamy zwykle w sekundach kąta na rok. Wielkość jego zależy od prostopadłej do kierunku Słońce—gwiazda składowej prędkości gwiazdy względem Słońca (tzw. prędkości tangencjalnej V_t) i odległości gwiazdy od Słońca r (rys. 32). Oczywiście im dalej gwiazda, tym przy danej prędkości tangencjalnej mniejszy jest jej ruch własny. Związek ten opisuje następujący wzór:

V, = krfi

gdzie | jest współczynnikiem proporcjonalności, którego wartość zależy od jednostek użytych do wyrażania występujących we wzorze wielkości V_t, r i ¡x (jeżeli prędkość tangencjalna podana jest w kilometrach na sekundę, r w parsekach, a ruch własny w sekundach kąta na rok, to fo»4,74).

W celu zmierzenia obserwacyjnie ruchu własnego wyznacza­my położenie gwiazdy na niebie w długich (przynajmniej kilku­letnich) odstępach. Po podzieleniu kąta, o jaki przesunęła się gwiazda, przez długość okresu obserwacyjnego otrzymujemy jej ruch własny. Gdybyśmy znali jej prędkość tangencjalną, to przy użyciu wyżej podanego wzoru moglibyśmy znaleźć jej odległość.

/

/

Istnienie gromady jest w tej metodzie konieczne właśnie do wy­znaczenia prędkości tangencjalnych gwiazd. Ponieważ punkt na niebie, w którym zbiegają się ich tory, wskazuje kierunek ruchu gromady, przeto możemy wyznaczyć (rys. 33) kąt |o między prędkością radialną V_r (składową wzdłuż promienia widzenia) oraz prędkością całkowitą każdej z gwiazd gromady. Znajomość tego kąta wystarczy do powiązania prędkości tangen- cjalnej z prędkością radialną każdej z gwiazd. Wystarczy teraz zmierzyć obserwacyjnie prędkość radialną gwiazdy. Jak pamię­tamy, wykorzystuje się w tym celu zjawisko Dopplera. Znając już prędkość radialną, bez trudu znajdujemy prędkość tangencja- lną badanej grupy gwiazd, a następnie z podanego wyżej wzoru, w którym wstawiamy wyznaczone uprzednio ruchy własne, obli­czamy odległość gromady ruchomej. Przy użyciu tej metody uda­je się wyznaczać odległość gromad (a więc i gwiazd wchodzących w ich skład) do ok. 1 kiloparseka.

W obu opisanych tu metodach: metodzie paralaks trygonome­trycznych i metodzie ruchów własnych członków gromad rucho-

mych wykorzystuje się jedynie cechy kinematyczne i geometry­czne ruchu Ziemi i gwiazd. Obie metody mogą być jednak sto­sowane tylko do obiektów bliskich. W celu oceny odległości gwiazd leżących dalej od nas musimy posłużyć się innymi metodami, w których bierze się pod uwagę właściwości samych gwiazd.

Jasności gwiazd

Jedną z podstawowych cech gwiazd jest ich jasność. Patrząc w nocy na pogodne niebo łatwo dostrzegamy, iż niektóre gwia­zdy są jaśniejsze, inne znacznie słabsze, ledwie widzialne, jeszcze inne mogą być zauważone jedynie przez najsilniejsze teleskopy. Obserwowane na Ziemi oświetlenie promieniowaniem gwiazd (i innych ciał niebieskich), zmierzone przy użyciu fotometru, mo­żemy wyrazić w luksach. Jednak zapisane w tych jednostkach oświetlenie promieniowaniem różnych ciał niebieskich wyraża się liczbami różniącymi się o wiele rzędów wielkości, np. oświetle­nie promieniowaniem Słońca wynosi 10⁵ luksów, Księżyca w peł­ni ok. 0,4 luksa, najjaśniejszej gwiazdy, Syriusza — 10~⁵ luksa, najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem — 10~⁸ luksa, a najsłabszych gwiazd, które mogą być obserwowane przez naj­silniejsze teleskopy — rzędu 10^-15 luksa. Oczywiście operowanie tak bardzo różniącymi się liczbami byłoby niewygodne. Astrono­mowie stosują więc inną skalę jasności gwiazd nawiązujących do skali wprowadzonej już w starożytności przez Ptolemeusza. Podzielił on widoczne gwiazdy na 6 grup: najjaśniejsze zaliczył do grupy pierwszej, najsłabsze widoczne gołym okiem — do grupy szóstej. O gwiazdach należących do pierwszej grupy mówi się, iż są pierwszej wielkości, do drugiej — że są drugiej wielkości itd. Po wprowadzeniu fotometrów do pomiarów jasności gwiazd oka­zało się, że związek między jasnością gwiazdy wyrażoną w wiel­kościach gwiazdowych i oświetleniem wyrażonym w luksach jest logarytmiczny i wyraża się wzorem

ot = —2,5 Ig £—14,5

gdzie m oznacza wielkość gwiazdową badanej gwiazdy, a E — oświetlenie jej promieniowaniem wyrażonym w luksach. Skład­

nik —14,5 został wprowadzony w celu dopasowania skali wiel­kości gwiazdowych do dawnej skali Ptolemeusza. Oczywiście uży­cie tego wzoru umożliwia rozszerzenie skali poza sześć wielkości gwiazdowych używanych w starożytności. I tak np. jasność Słoń­ca w wielkościach gwiazdowych wynosi — 26^m,7, Księżyca w pełni około — 13^m, Syriusza — l^m,5, najsłabszych gwiazd dostrzeganych gołym okiem 6^ra, a widocznych przez teleskop 23^m. Należy zwró­cić uwagę, iż skala ta jest odwrócona. Im gwiazda jest jaśniejsza, tym jej wielkość gwiazdowa wyraża się mniejszą liczbą.

Jednak jasności obserwowane gwiazd nie określają jednozna­cznie mocy ich promieniowania. Zależą one przecież także od odległości gwiazd. Gwiazda o dużej mocy promieniowania, obser­wowana z dużej odległości, może być mniej jasna niż inna, wysy­łająca w przestrzeń mniej światła, ale znajdująca się blisko nas. Dlatego w celu opisania mocy promieniowania gwiazd wprowadza się pojęcie jasności absolutnej. Jasnością absolutną gwiazdy nazywamy jasność, jaką miałaby gwiazda, gdyby była obserwowana w pustej przestrzeni z odległości 10 parseków. A więc jasności absolutne określają właściwości (moc promienio­wania) samych gwiazd. Łatwo możemy otrzymać związek między jasnością obserwowaną i absolutną, jeśli weźmiemy pod uwagę, że oświetlenie maleje proporcjonalnie do odwrotności kwadratu odległości. Maleje także, gdy światło przechodzi przez ośrodek rozpraszający. Zależność tę możemy zapisać następująco:

gdzie £10 jest oświetleniem w odległości 10 ps od gwiazdy, r — jej odległością od Ziemi, natomiast A' określa, ile razy światło gwiazdy zostało osłabione wskutek przejścia przez ośrodek roz­praszający. Korzystając z definicji jasności obserwowanej otrzy­mujemy:

We wzorze tym

oznacza jasność absolutną, zaś A ekstynkcję między- gwiazdową wyrażoną w wielkościach gwiazdowych. Otrzy­many wzór:

m = M—5 + 5lgr + A

jest bardzo często wykorzystywany do wyznaczania odległości gwiazd. Oczywiście, trzeba uprzednio znać jasność obserwowaną, jasność absolutną badanej gwiazdy oraz ekstynkcję, jakiej uległo światło tej gwiazdy w swej drodze do obserwatora. Jasność ob­serwowaną możemy wyznaczyć mierząc otrzymywane oświetle­nie promieniowaniem tej gwiazdy przy użyciu fotometru umie­szczonego za ogniskiem teleskopu, którym prowadzimy obserwa­cje. Trudniej ocenić jasność absolutną tej gwiazdy, a także ekstynkcję międzygwiazdową. Tym zagadnieniom poświęcone będą następne paragrafy tej książki.

Typy widmowe i klasy jasności

Typ widmowy, obok jasności absolutnej, jest jedną z pod­stawowych cech gwiazdy. Ustala się go na podstawie wyglądu widma promieniowania gwiazdy. Decydującym te­stem jest tu wygląd widma liniowego, tzn. występowanie okre­ślonych linii i pasm absorpcyjnych w widmie promieniowania gwiazdy. Poszczególne typy widmowe gwiazd oznaczane są lite­rami: O, B, A, F, G, K, M. Każdy typ widmowy dzielimy na dziesięć podtypów, które oznaczamy cyframi od 0 do 9. I tak np. gwiazda A5 to gwiazda posiadająca widmo pośrednie między typowym widmem A i typowym widmem F (fot. 30).

O widmie gwiazdy decyduje temperatura, ciśnienie i skład che­miczny jej atmosfery. Największy wpływ na wygląd widma ma temperatura. To od niej przede wszystkim zależy, w jakim stopniu będą zjonizowane i wzbudzone atomy poszczególnych pierwiastków, a więc jakie będą natężenia odpowiadających im linii widmowych. Natomiast skład chemiczny prawie wszystkich

10 — W#* wnętrzu *

gwiazd jest podobny i dlatego nie powoduje znacznego zróżnico­wania ich widm. Niemniej jednak niewielkie różnice w zawar­tości ciężkich pierwiastków, wykrywane w drodze obserwacji spektroskopowych, dostarczają interesujących informacji o po­chodzeniu i ewolucji gwiazd.

Gwiazdy o najwyższych temperaturach efektywnych (patrz str. 78), ok. 30 tys.—40 tys. K, należą do typu O. W widmach tych gwiazd występują linie wodoru, zjonizowanego i neutralne­go helu, a także bardzo słabe linie wysoko zjonizowanych pierwia­stków cięższych. W miarę jak przechodzimy do typu B, zanikają linie zjonizowanego helu (gdyż coraz większa część tego pierwia­stka znajduje się w stanie neutralnym), rośnie natężenie linii wodorowych (w temperaturze odpowiadającej temu typowi liczba niezjonizowanych atomów wodoru jest większa niż w gwiazdach typu O), pojawiają się linie zjonizowanego azotu i tlenu. W typie A linie wodoru osiągają maksymalne natężenie, nie występują już linie helu, natomiast istnieją słabe linie metali. Typ F cha­rakteryzuje się dalszym wzrostem linii metali. Duża liczba tych linii cechuje widma gwiazd typu G, do którego należy Słońce. W widmach gwiazd tego typu pojawiają się pierwsze pasma czą­steczek, przede wszystkim związków nienasyconych Cj, CH, CN, OH, które mogą się formować już w temperaturze ok. 6 tys. K. W widmie typu K widoczne są pasma cząsteczek, wśród których wyróżniają się pasma tlenku tytanu TiO. Pasma te osiągają naj­większe natężenie w widmach typu M, których temperatura efe­ktywna wynosi ok. 3 tys. K.

Istnieje nieliczna grupa gwiazd, których widma, choć są po­dobne do widm typów K i M, nie mają pasm tlenku tytanu. Niektóre z nich posiadają pasma węgla C* — zaliczamy je do typów R i N, u pozostałych stwierdza się występowanie tlenku cyrkonu ZrO i technetu — te ujmuje się w jeden typ widmowy S.

Typy widmowe różnią się także rozkładem natężenia w widmie ciągłym. W miarę jak przechodzimy od typu O do M, maksimum natężenia w widmie ciągłym przesuwa się od fioletu ku czerwieni. Z tego powodu gwiazdy gorętsze (typów O, B) ma­ją barwę niebieską, gwiazdy chłodniejsze (typów K, M) są czer­wone. Ocena barwy gwiazdy może posłużyć do oceny jej typu widmowego. Albo na odwrót, znajomość typu widmowego na pod­

stawie wyglądu jej widma liniowego wystarcza do stwierdzenia, jaką ma ona barwę. Ponieważ światło gwiazdy przechodząc przez ośrodek międzygwiazdowy ulega osłabieniu bardziej w barwie niebieskiej niż czerwonej, przeto gwiazda wydaje się nam czer- wieńsza, niż jest w rzeczywistości. Skoro znamy prawdziwą ba­rwę gwiazdy i barwę obserwowaną, możemy wyznaczyć stopień poczerwienienia gwiazdy, a tym samym ocenić ilość materii międzygwiazdowej na drodze światła docierającego do nas od gwiazdy. Jest to znany sposób używany przez astronomów do po­miaru wielkości ekstynkcji międzygwiazdowej.

Typ widmowy związany jest zatem z barwą i temperaturą efektywną gwiazdy. Oznacza to, że gwiazdy tego samego typu widmowego promieniują z każdego centymetra kwadratowego swej powierzchni tę samą ilość energii. A więc każdemu typowi widmowemu odpowiada określona jasność powierzchniowa gwiazd do niego należących. Największą jasność powierz­chniową mają oczywiście gwiazdy najgorętsze (typów O, B), naj­mniejszą — gwiazdy chłodne (typów K i M). I tak np. gwiazdy typu O mają jasność powierzchniową ok. 1000 razy większą od jasności powierzchniowej Słońca, natomiast gwiazdy typu M ok. 20 razy mniejszą od Słońca. Ocży wiście gwiazdy o tej samej jasności powierzchniowej mogą mieć różne jasności całko­wite. Całkowita ilość energii opuszczającej gwiazdy zależy od tego, ile energii wypływa z każdej jednostki jej powierzchni oraz od tego, jak duża jest ta powierzchnia. Gwiazdy tego samego typu widmowego różniące się wielkością powierzchni, a więc pro­mieniem, mają różne jasności. Większe, bardziej rozdęte, są jaśniejsze niż tak samo gorące gwiazdy o małych promieniach. Widzimy więc, że wyznaczenie typu widmowego gwiazdy nie wystarcza jeszcze do oceny jej jasności. Musimy dodatkowo znać jej rozmiary.

Szczęśliwie, rozmiary gwiazdy mają także wpływ na wygląd widma jej promieniowania. W atmosferach gwiazd mniejszych, bardziej sprężonych, wyższe jest ciśnienie niż w bardziej rozleg­łych i rzadszych atmosferach gwiazd o większych promieniach. Linie widmowe w promieniowaniu pochodzącym z ośrodka o więk­szym ciśnieniu są na ogół szersie, a więc promieniowanie gwiazd tego samego typu widmowego o większych rozmiarach cechuje

się węższymi liniami. Przyczyną dalszych różnic w natężeniach linii jest inny stopień jonizacji materii w gwiazdach o różnych rozmiarach. W atmosferach rzadszych jonizacja jest dalej po­sunięta. Wreszcie w gwiazdach większych (ale o ustalonych masach) przyspieszenie grawitacyjne (które zależy od odległości od środka gwiazdy) jest mniejsze. Wszystkie wymienione przy­czyny powodują zróżnicowanie widm gwiazd o dużych i małych promieniach. Pozwala to astronomom orzec na podstawie wyglą­du widma, z jak dużą gwiazdą mają do czynienia. W ten sposób można stwierdzić, czy obserwowana gwiazda jest karłem czy ol­brzymem. Ponieważ rozmiar związany jest z jasnością, przeto podział ten nosi nazwę podziału na klasy jasności (fot. 31).

Największe gwiazdy, najjaśniejsze nadolbrzymy zalicza się do klasy jasności la, pozostałe nadolbrzymy do klas Ib i II, klasa III obejmuje olbrzymy, gwiazdy klasy IV zwiemy podolbrzymami, klasa V to karły (do tej klasy należy Słońce). Niekiedy wprowadza się także VI klasę jasności, obejmu­jącą podkarły, i jeszcze VII, do której zalicza się białe karły.

Te obrazowe nazwy — nadolbrzymy, olbrzymy, karły — uży­wane przez naukowców charakteryzują rozpiętość skali rozmia­rów gwiazd. Napotykamy wśród nich gwiazdy giganty, takie jak np. Epsilon Aurigae, której promień 2 tys. razy przekracza promień Słońca. Gdyby umieścić ją w centrum naszego Układu Planetarnego, wszystkie planety, aż po Saturna włącznie, zna­lazłyby się w jej wnętrzu. Jest to chłodna gwiazda o bardzo roz­dętej otoczce. Należące do drugiej dziesiątki najjaśniejszych gwiazd nieba nadolbrzymy Betelgeuse i Antares mają rozmiary 200—300-krotnie przewyższające rozmiary Słońca. I te dwie gwiazdy pochłaniałyby Ziemię, gdyby znalazły się na jego miej­scu (rys. 34). Na drugim krańcu skali umieścić można białe karły

— ok. 100-krotnie mniejsze od naszej macierzystej gwiazdy, roz­miarami porównywalne z Ziemią. Ale na tym nie koniec. Znacznie mniejsze średnice typowe są dla pulsarów — gwiazd, które nawet nie są objęte podaną wyżej klasyfikacją według klas jasno­ści. Ich promienie są rzędu 10 km (gwiazda taka zmieściłaby się w obrębie Warszawy), mimo że masy mają porównywalne z masą Słońca.

Tak' duże zróżnicowanie właściwości gwiazd uformowanych z tej ; samej mniej więcej ilości materii jest przede wszystkim wynikiem różnego stopnia ich zaawansowania ewolucyjnego. Niektóre z nich są młode, niedawno dopiero utworzone z ma­terii rozproszonej, większość' obserwowanych przeżywa właśnie spokojny, najdłuższy etap swego bytu, inne rozjarzają się' na krótko przed przejściem w stan uśpienia, w którym stygną stop­niowo, gasną, aż wreszcie stają się zbyt słabe, by mogły być przez nas dostrzegane. W ciągu swego życia gwiazdy kurczą się, pęcz­nieją, odrzucają materię, czasem nagle wybuchają lub zaczynają pulsować, by po całym cyklu burzliwych przemian zachować jedynie swe wypalone jądro niezdolne już do dalszej aktywności. Te pozornie niezmienne gwiazdy, obserwowane przez nas co noc na niebie, mają za sobą bogatą historię, czeka je los, który już dziś dla każdej z nich astronomowie mogą przewidzieć. Zanim jednak poznamy sposoby wnioskowania naukowców o życiu i rozwoju gwiazd, musimy zdać sobie sprawę, skąd wiemy, jakie są podsta­wowe cechy badanych gwiazd.

Do najbardziej podstawowych cech należy jasność absolutna,

temperatura efektywna, promień, masa, skład chemiczny. Tem­peraturą efektywną i skład chemiczny możemy wyznaczyć za pomocą analizy widma promieniowania gwiazd. Na podstawie samego wyglądu widma możemy ocenić klasę jasności gwiazdy. Aby stąd móc wnioskować o jasności absolutnej, powinniśmy wiedzieć, jakie jasności absolutne odpowiadają gwiazdom każde­go typu widmowego i klasy jasności. Wycechowania tego rodzaju zależności dokonuje się przy użyciu gwiazd bliższych, których odległości mogą być wyznaczone metodami bezpośrednimi: meto­dą paralaks trygonometrycznych oraz metodą pomiaru odległo­ści gromad ruchomych. Znając odległości tych gwiazd oraz ma­jąc zmierzone ich jasności obserwowane, można przy użyciu wzo­

ru ze str. 145 wyznaczyć ich jasności absolutne. Po dokonaniu klasyfikacji widmowej tych gwiazd, tzn. po określeniu ich ty­pów widmowych i klas jasności na podstawie spektroskopowej analizy ich promieniowania, mamy już grupę gwiazd o znanych jasnościach absolutnych, typach widmowych i klasach jasności, możemy więc wyznaczyć związek między tymi wielkościami. Musi on być słuszny nie tylko w odniesieniu do gwiazd bliskich, ale do wszystkich, ponieważ występujące w nim wielkości cha­rakteryzują same gwiazdy, a nie zależą od położenia ich wzglę­dem obserwatora. Związek ten najłatwiej zilustrować na wykre­sie, na którego osi poziomej odłożone będą typy widmowe (albo temperatury efektywne, albo barwy gwiazd), a na osi pionowej jasność absolutna (rys. 35). Wówczas gwiazdy poszczególnych klas jasności będą układały się na nim wzdłuż pasów Najmujących określone miejsce. Wykresem tym możemy się obecnie posłużyć nie tylko do wyznaczenia jasności absolutnych gwiazd o znanych typach widmowych i klasach jasności, ale nawet do oceny odle­głości do tych gwiazd.

Jak daleka «to gwiazd? — metody pośredeie

Klasyfikacja widmowa gwiazdy, zaliczę nie jej do właściwego typu widmowego i klasy jasności, pozwala na określenie jej ja­sności absolutnej M, a także barwy, jaką miałaby ona, gdybyśmy mogli ją obserwować bezpośrednio (a nie przez warstwę materii międzygwiazdowej). Dokonuje się także fotometrycznych pomia­rów jasności obserwowanej gwiazdy m oraz jej obserwowanej ba­rwy. Różnica pomiędzy prawdziwą barwą gwiazdy i jej barwą obserwowaną pozwala wyznaczyć dla badanej gwiazdy ekstynkcję międzygwiazdową A. W ten sposób znamy wszystkie, prócz odle­głości r, wielkości występujące we wzorze, który wyprowadzili­śmy na str. 145. Przy jego użyciu otrzymujemy odległość gwia­zdy wyrażoną w parsekach:

m—hf--A+S

r = 10 ⁵

| \ V\ i H \

I k ^: kr ^: - /#. - vf ] I . i ! } i

Ta metoda wyznaczania odległości gwiazd, zwana metodą para- laks spektroskopowych, może być stosowana do gwiazd leżących w zasadzie dowolnie daleko, byle tylko udawało. się z dostateczną dokładnością wyznaczyć ich jasności obserwowaną i absolutną oraz ekstynkcję międzygwiazdową. W niektórych przypadkach tą metodą ocenić można odległości gwiazd (przede wszystkim jasnych) w innych galaktykach, a więc także odległo­ści tych galaktyk. W innych przypadkach może ona zawieść na­wet w odniesieniu do gwiazd bliskich, gdy te są słabe lub znajdu­ją się za grubymi obłokami materii międzygwiazdowej, która osłabi ich promieniowanie na tyle, że identyfikacja widma będzie bardzo utrudniona.

Niekiedy możemy ocenić jasności absolutne gwiazd bez ucie­kania się do ich klasyfikacji widmowej. Z taką możliwością spo­tykamy się ,.pi;zy obserwacjach niektórych typów gwiazd zmiennych fizycznie. Gwiazdy zmienne fizycznie są to gwiazdy, które zmieniają jasność, promień, barwę, temperaturę i inne swe cechy w wyniku procesów zachodzących w ich wnę­trzach lub atmosferach. Odróżnia się je od gwiazd zmien­nych zaćmieniowych, których zmiany jasności są wy­nikiem wzajemnego przesłaniania się gwiazd wchodzących w skład układu (zwykle dwu) gwiazd poruszających .się wokół wspólnego środka ciężkości pod wpływem wzajemnych oddziaływań grawi­tacyjnych. Spośród gwiazd zmiennych fizycznie do wyznaczania odległości najczęściej używa się c e f e i d. Cefeidy są pewnym typem gwiazd zmiennych pulsujących okresowo. Atmosfery tych gwiazd na przemian pęcznieją, materia zawarta w nich unosi się, zbliża do obserwatora (możemy się o tym przekonać badając prze­sunięcia dopplerowskie linii w widmach światła tych gwiazd) i następnie się kurczą. Proces ten powtarza się cyklicznie z bardzo dużą dokładnością. Pulsacjom gwiazdy towarzyszą zmiany jej jasności i temperatury. Są one wszystkie przesunięte względem siebie w fazie, ale ponieważ są przejawami tego samego zjawiska, mają ten sam okres. Okres zmian jasności cefeid związany jest z ich jasnością absolutną (średnią lub maksymalną). Istnieją trzy typy cefeid (rys. 36): cefeidy krótkookresowe, zwane także gwiazdami RR Lyrąe, o okresach krótszych od jednej doby, oraz cefeidy długookresowe, o okresach trwających

ponad dobę, kilka, kilkanaście lub kilkadziesiąt dni, wśród któ­rych wyróżniamy cefeidy klasyczne i typu W Virginis. Cefeidy krótkookresowe są olbrzymami, natomiast długookreso­we — nadolbrzymami typów F, G i K. Dla każdego z typów cefeid z osobna określono zależność między ich jasnościami abso­lutnymi i okresem ich pulsacji. Obserwacyjne wyznaczenie okre­su zmian jasności cefeidy nie jest rzeczą trudną. Możemy je więc zawsze - łatwo przeprowadzić, a następnie, po zaliczeniu cefeidy do odpowiedniego typu, wykorzystując zależność między jasno­ścią absolutną i okresem, znaleźć jasność absolutną badanej ce­feidy. Pomiar jasności obserwowanej cefeidy i ocena ekstynkcji międzygwiazdowej wystarczają już do obliczenia odległości do tej gwiazdy. Ponieważ cefeidy są gwiazdami jasnymi, przeto meto­da ta pozwala sięgnąć głęboko w przestrzeń i stosowana jest na­wet do cefeid z bliskich galaktyk. Oczywiście, wyznaczenie odle­głości do cefeidy wchodzącej w skład jakiegoś ugrupowania gwiazd (np. galaktyki lub gromady gwiazd) jest równoznaczne ze znalezieniem odległości do tego ugrupowania. W ten sposób ce­feidy są słupami milowymi rozrzuconymi w przestrzeni, umoż-

liwiającymi oceny odległości do różnych rejonów naszej Galak­tyki i sąsiadujących z nią systemów.

Także niektóre inne typy gwiazd zmiennych mogą być wyko­rzystane do ocen odległości. Są to te typy, w których przebieg zmian jasności związany jest z samą jasnością absolutną tych gwiazd. Do typów tych należą gwiazdy nowe i super­nowe. Jasność gwiazd nowych ulega nagłemu, w ciągu 1—2 dni, zwiększeniu 10 tys. lub więcej, aż do miliona razy, a więc od 10 do 15 wielkości gwiazdowych. Po osiągnięciu maksimum blasku jasność nowych zaczyna stopniowo maleć, przy czym tempo zmniejszania się jasności gwiazdy jest na ogół tym większe, im jaś­niejsza była ona w maksimum swego blasku. A więc pomiar szyb­kości spadku jasności dostarcza nam informacji o jasności abso­lutnej w chwili maksimum blasku. Zjawisko supernowej polega na nagłym wybuchu gwiazdy. Świeci ona wówczas tak jasno jak dziesiątki i setki milionów Słońc, czasami swym blaskiem do­równuje lub przewyższa galaktykę, w której wybucha. Jeśli inne metody wyznaczenia odległości zawodzą, a dzieje się to na ogół wtedy, gdy badamy odległe galaktyki, możemy wykorzystać obserwacje supernowych do oceny odległości galaktyki, w której akurat została dostrzeżona, przyjmując jasność absolutną tej su­pernowej w maksimum blasku jako równą ok. —16». Przyjęcie określonej jasności absolutnej gwiazdy nowej lub supernowej, po­miar ich jasności obserwowanej i ocena ekstynkcji wystarczają do obliczenia odległości do tych obiektów. Oczywiście wszystkie błędy oceny tych wielkości obciążać będą otrzymaną w ten sposób odle­głość. Spośród wymienionych metod najmniej dokładna jest meto­da wykorzystująca gwiazdy supernowe i obliczone przy jej użyciu odległości mogą być nawet kilkakrotnie mniejsze lub większe od rzeczywistych.

Jak zważyć gwiazdy?

Bezpośrednie, obserwacyjne wyznaczenie mas gwiazd na­leży do trudniejszych zagadnień. Udaje się to uczynić jedynie w wyjątkowych przypadkach, mianowicie wtedy, gdy wchodzą one w skład układów podwójnych. Na Ziemi pomiar

masy jakiegoś ciała polega na wyznaczeniu siły, z jaką jest ono przyciągane przez Ziemię. Pomiar mas planet przy użyciu III pra­wa Keplera w swej istocie polega na wyznaczeniu sił, jakimi te planety przyciągają swoje księżyce. Tego rodzaju oddziaływania między gwiazdami uwidaczniają się w przypadku pary gwiazd obiegających wspólny środek masy pod wpływem swych sił przy­ciągania grawitacyjnego. Wówczas okres obiegu P, półoś wielka ich orbity względnej a oraz masy gwiazd układu nj_y i nj_s speł­niają III prawo Keplera:

a³ Gjrtjj + nit)

P* * 4j**

Jeżeli obie gwiazdy leżą na tyle daleko od siebie, że możemy je obserwować przez teleskop jako dwie oddzielne gwiazdy, jeżeli ponadto możemy wyznaczyć odległość do tego układu, wówczas na podstawie pomiaru odległości kątowej na niebie między gwiaz- dami-składnikami układu możemy obliczyć wielkość półosi. Pomiar okresu obiegu P wystarcza wtedy już, by przy wykorzys­taniu III prawa Keplera znaleźć sumę mas składników rg_x i nj_x Jeżeli ponadto możemy prześledzić ruch składników, to możemy wyznaczyć odległości ich od środka masy układu cif i a*. Ponieważ odległości te związane są z masami składników zależnością:

«t ==*»«

możemy stąd znaleźć stosunek mas składników:

_ «i ”}\ *i

Znajomość sumy mas składników oraz ich stosunku wystarcza do obliczenia każdej z mas .nj_l i nj_t z osobna. Opisana metoda może być jednak zastosowana tylko do niewielu układów podwójnych, gdyż zwykle odległość między składnikami jest zbyt mała, by mo­gła być wyznaczona z wystarczającą dokładnością.

Znacznie dokładniejsze wyniki można uzyskać w badaniach tzw. układów spektroskopowo podwójnych (rys. 37). Są to układy, w których gwiazdy mogą nie być nawet widziane jako oddzielne, ale w widmach których widoczne są linie pocho­

ue

te

d-

dzące od obu gwiazd. Przyjmijmy dla uproszczenia, że orbita jest kołowa. Gdy znajdujemy się w płaszczyźnie orbity takiego ukła­du lub blisko niej, wówczas obserwujemy przesuwanie się linii widmowych obu składników na przemian ku fioletowi i czerwieni, w zależności od tego, czy dany składnik zbliża się, czy oddala akurat od obserwatora. Z wielkości tych przesunięć możemy zna­leźć prędkości ruchu orbitalnego v_t i v_t każdego ze składników. Wobec tego, że • , .. - . ■ . >■. raSHllSM

fi. aa

Wi

Wi

otrzymujemy stąd bezpośrednio stosunek mas gwiazd. Ponieważ W ruchu po kole mamy:

Px>i = 2nai

Pv2 ~ 2na₂ z definicji zaś ruchu względnego

a = ag + aj

Podstawiając otrzymaną wartość półosi (promienia) orbity wzglę­dnej do III prawa Keplera, dostajemy:

p

Wm + Wi) = §j— (®i+»«)

2ji

Z tego równania możemy już obliczyć sumę mas składników, a ponieważ znamy stosunek ich mas, wystarcza to do otrzymania mas obu gwiazd.

Przy użyciu tych metod możemy wyznaczyć masy tylko niewie­lu gwiazd — takich, które tworzą układy podwójne, i co więcej, układy te są łatwo obserwowalne. Tym niemniej czerpane stąd in­formacje o masach gwiazd mogą być uogólnione na znaczną ich liczbę. Możemy się mianowicie spodziewać, że gwiazdy o podob­nych cechach fizycznych (takich np. jak typ widmowy i klasa jas­ności) mają zbliżone masy. Z tego powodu wystarczy, jeśli wyzna­czymy przy użyciu opisanych metod masy pewnej tylko liczby gwiazd o określonych właściwościach fizycznych, by stąd móc już wnioskować o masach wszystkich gwiazd o takich samych cechach fizycznych. Jedną z najczęściej używanych do takiego wniosko­wania zależności jest zależność masa — jasność absolutna. Jest ona różna dla gwiażd różnych klas jasności. Najliczniejsza z klas ja­sności, klasa jasności V, cechuje się zależnością:

M = 4,6—10,0 lg nj, gdy M<7^m,5

i

M = 5,2-6,9 lg nj, gdy M> 7™,5

We wzorach tych nj jest wyrażone w masach Słońca.

Wśród gwiazd V klasy jasności największe masy mają gwiazdy typu O — ok. 20 i więcej razy większe od Słońca; masy gwiazd typu F są ok. półtora raza większe od słonecznej, a typu M — ok.

4 razy mniejsze. Najmniejsze gwiazdy, w których może dojść do przemian wodoru w hel, mają masy równe 0,08 masy Słońca. Naj­większe, w których te przemiany mogą zachodzić przez znaczną część życia gwiazdy, mają masy kilkudziesięciu mas Słońca. Wi­dzimy stąd, że masy gwiazd zawierają się w dość wąskim prze­

dziale: stosunek największych do najmniejszych mas gwiazd nor­malnych jest jak 1000 •' 1, a więc znacznie mniejszy niż stosunek jasności lub rozmiarów gwiazd. Niewielka wartość tego stosunku jest spowodowana właściwościami reakcji termojądrowych. Gdy masa jest zbyt mała, w gwieździe nie rozpocznie się produkcja ener­gii w tych reakcjach, gdy jest zbyt duża — wyzwalanie się ener­gii staje się bardzo gwałtowne, gwiazda nie wytrzymuje tak szyb­kiego przepływu energii przez nią, staje się niestabilna, wybucha, odrzuca tworzącą ją materię.

Wykres Hertzsprunga-Russella

Ilustrację zamieszczoną obok możemy znaleźć we wszystkich książkach popularnonaukowych, podręcznikach oraz w wielu pra­cach naukowych traktujących o budowie gwiazd lub statystyce ich właściwości fizycznych. Każdą gwiazdę możemy scharaktery­zować podając jej typ widmowy (lub temperaturę efektywną czy jakiś wskaźnik, który cechuje jej barwę) oraz jasność absolutną. Z tego powodu każdej gwieździe będzie odpowiadał punkt na wy­kresie, na którego osiach odłożymy typ widmowy (lub tempera­turę czy barwę) oraz jasność absolutną (rys. 38). Wykresy tego typu po raz pierwszy wykonywali w latach 1905—1913 Hertz- sprung i Russell i od ich nazwisk pochodzi nazwa tych wykresów (wykresów H-R).

Wykresy H-R mogą być konstruowane dla grup gwiazd wy­odrębnionych na podstawie określonych kryteriów. Wówczas roz­mieszczenie punktów na wykresie charakteryzować będzie roz­kład gwiazd danej grupy według ich typów widmowych i jasnoś­ci absolutnych, a więc z wykresu takiego będziemy mogli odczy­tać, ile w danej grupie jest nadolbrzymów, olbrzymów, podolb- rzymów, karłów czy białych karłów. Gwiazdy różnych grup będą w odmienny sposób wypełniać wykres Hertzsprunga-Russella. Dlatego na początek warto zapoznać się z wykresem H-R, zawiera­jącym reprezentantki wszystkich, bez wyboru, gwiazd obserwo­wanych, których typy widmowe i jasność absolutna mogą być wyznaczone.

158

Najbardziej rzucającą się w oczy cechą tego wykresu H-R jest grupowanie się znacznej liczby gwiazd w obrębie pewnego uprzy­wilejowanego pasa przebiegającego na ukos przez rysunek od le­wego górnego rogu ku prawemu dolnemu. Zbiór tych gwiazd, należących do V klasy jasności (karły), nazywamy ciągiem głównym. Ponad ciągiem głównym występuje znaczna liczba jasnych gwiazd typów widmowych G i K. Gwiazdy te, posiada­jące te same temperatury efektywne, co karły tych typów nale­żące do ciągu głównego, muszą mieć znacznie większe od nich rozmiary. Najjaśniejsze z nich to nadolbrzymy, pod nimi znajdują

się olbrzymy i podolbrzymy. Poniżej ciągu głównego kilka oddzie­lnych punktów reprezentuje białe karły. Na wykresie tym, aby był on czytelny, nie umieszczono punktów odpowiadających wszy­stkim obserwowanym gwiazdom, ale liczba punktów zaznaczonych w poszczególnych miejscach wykresu jest proporcjonalna do licz­by obserwowanych gwiażd o odpowiadających tym miejscom wykresu typach widmowych i jasnościach absolutnych.

Przedstawiony wykres nie reprezentuje jednak w pełni rzeczy­wistego rozkładu gwiazd według ich typów widmowych i jasno­ści absolutnych. Dzieje się tak dlatego, że spośród gwiazd odległych widzimy tylko najjaśniejsze, gdyż słabsze znajdują się poza zasię­giem naszych instrumentów. Stąd na wykresie zaznaczono więcej gwiazd jasnych, a mniej słabych, niż powinno ich być, gdybyśmy chcieli zachować proporcje, w jakich występują one w przyro­dzie. By uniknąć tego niepożądanego efektu selekcji, możemy ograniczyć się do gwiazd nam bliskich, z bezpośredniego sąsie­dztwa Słońca. Wówczas z dużym prawdopodobieństwem będzie­my mogli przypuścić, iż obserwujemy wszystkie gwiazdy z tego obszaru i wskutek tego wykres reprezentuje rzeczywisty rozkład gwiazd w naszych okolicach. Na takim wykresie H-R (rys. 39) spotykamy dobrze znane nam z obserwacji jasne gwiazdy nieba: Syriusza, a Centauri, Procjona, Altair, znajduje się na nim także Słońce. Spośród 56 gwiazd leżących nie dalej niż 5 ps od nas je­dynie dwie (Procjon i Altair) są podolbrzymami, a pięć — bia­łymi karłami. Reszta, 49 gwiazd, należy do ciągu głównego. Na ciągu głównym leży Słońce, ale także 30 razy od niego jaśniejszy Syriusz, jak i 50 tys. razy słabsze gwiazdy typu M; wszystkie one charakteryzują się jednak jedną wspólną cechą: świecą w wy­niku zachodzących w ich jądrach przemian wodoru w hel.

Wniosków płynących z wykresu H-R sporządzonego dla gwiazd z okolic Słońca nie można rozciągać na wszystkie gwiazdy. Poło­żenie gwiazdy na wykresie H-R zależy od jej budowy, z kolei

o budowie gwiazdy decydują, jej ewolucja oraz właściwości, jakie miała w chwili powstania. Oba te czynniki określone są przez masę gwiazdy i jej skład chemiczny w momencie powstania. Ponieważ możemy się spodziewać, że gwiazdy z różnych miejsc Galaktyki mogą mieć różny wiek, a także skład chemiczny ma­

terii, z której powstały, mógł być odmienny, przeto wykresy H-R skonstruowane dla gwiazd z odległych od siebie okolic Galaktyki będą różnić się między sobą.

Gromady gwiazd

Ponieważ w położeniu gwiazd na wykresie H-R zaszyfrowana jest ich historia i pochodzenie; przeto szczególnie przejrzystych informacji o losach gwiazd mogą dostarczyć wykresy skonstru­owane dla grup o wspólnym rodowodzie. Wydawałoby się, że

I

odszukanie w Galaktyce wśród miliardów gwiazd tych, które kie­dyś jednocześnie się w jakimś miejscu narodziły, jest zadaniem ponad siły. Tak byłoby, gdyby wszystkie gwiazdy poruszały się w przestrzeni niezależnie od siebie, jedynie pod wpływem łącz­nego przyciągania grawitacyjnego pochodzącego od Galaktyki. Istnieje jednak niewielka liczba gwiazd (mniej niż 1%) wcho­dzących w skład aglomeracji, w obrębie których przebywają od momentu powstania. Przykładami takich aglomeracji są znane nam już gromady ruchome omówione z okazji przedstawiania metod wyznaczania odległości do gwiazd. Należą one do obszer­nej klasy gromad otwartych składających się z kilku­set lub kilku tysięcy gwiazd każda (fot. 32). Znacznie bardziej liczebne i zwarte są gromady kuliste zawierające dzie­siątki i setki tysięcy gwiazd (fot. 33).

Gwiazdy w gromadach powiązane są wzajemnymi siłami grawi­tacyjnymi, które przeciwdziałają rozpadowi układu. Każda gwia­zda co jakiś czas mija inną gwiazdę gromady w niewielkiej odle­głości i wówczas dochodzi do wymiany energii i momentu pędu między nimi, w wyniku czego ustala się pewien rozkład prędko­ści gwiazd w gromadzie. Ale niektóre gwiazdy osiągają wówczas prędkości tak duże, że mogą pokonać przyciąganie przez gromadę i uciec z niej. Jest ich niewiele. W ciągu okresu, w którym na­stępuje w wyniku spotkań istotna zmiana energii każdej z gwiazd gromady (w ciągu tzw. okresu relaksacji), zaledwie ok. 1% wszystkich gwiazd może opuścić gromadę; trwający jednak miliardy lat proces ten prowadzi do stopniowego rozpadu gromad. Te z nich, w których proces relaksacji zachodzi szybciej, rozpa­dają się prędzej, inne mogą trwać bardzo długo. Tempo relaksa­cji zależy od liczby gwiazd w gromadzie i jej rozmiarów. Mało liczebne gromady rozpadają się szybciej niż bardziej zwarte, za­wierające wiele gwiazd. Z tego też powodu gromady otwarte nie mogą być zbyt stare, nie mogą mieć więcej niż ok. 3 mld lat. Starsze gromady otwarte dawno już się rozpadły, a tworzące je gwiazdy wymieszały się z innymi. Natomiast gromady kuliste mogą być znacznie starsze. Czas ich rozpadu sięga biliona lat, jest większy od wieku naszej Galaktyki. A więc nawet gdyby powstały one — co jest bardzo prawdopodobne — w okresie gdy tworzyła się Galaktyka, przetrwałyby do naszych czasów. Naj­

bardziej nietrwałymi ugrupowaniami gwiazd są asocjacje liczące po ok. 100 gwiazd każda. Pomiary prędkości gwiazd w aso­cjacjach świadczą o ich rozpadaniu się w czasie rzędu 10 min lat. Znaczy to w życiu Galaktyki mniej niż miesiąc w życiu człowieka. Możemy więc stwierdzić, że proces rodzenia się gwiazd zachodzi jeszcze w naszych czasach, co więcej, potrafimy wska­zać te gwiazdy-niemowlęta.

Mamy więc do dyspozycji gromady — grupy gwiazd rówieś­niczek, narodzonych kiedyś wspólnie. Co więcej, mamy te grupy rówieśnicze w różnym wieku. Najmłodsze — asocjacje, starsze od nich — gromady otwarte i najstarsze — gromady kuliste. Po­równując te grupy ze sobą możemy prześledzić, jak zmieniają się z wiekiem gwiazd ich właściwości. W ten sposób jesteśmy w stanie „obserwować” ewolucję gwiazd. Zamiast przyglądać się przemianom zachodzącym przez miliony i miliardy lat w jednej gwieździe, badamy i porównujemy ze sobą gwiazdy w różnym wieku i na tej drodze wnioskujemy o ich ewolucji.

Wykresy H-R gromad

W latach pięćdziesiątych naszego stulecia przeprowadzono bardzo systematyczne obserwacje wielu gromad w celu otrzyma­nia dla nich wykresów H-R. Pierwszą, najbardziej rzucającą się w oczy cechą tych wykresów było odmienne rozmieszczenie na nich gwiazd z gromad otwartych i kulistych.

Na rys. 40 przedstawiony jest wykres H-R dla Plejad — ty­powej dość młodej gromady otwartej. Na osi pionowej zamiast jasności absolutnych odłożone są jasności obserwowane, gdyż one były bezpośrednio mierzone, a dla wszystkich gwiazd gromady leżących w tej samej praktycznie odległości, przesłoniętych tą samą ilością materii międzygwiazdowej, różnią się one od jasno­ści absolutnych o stałą wielkość. A zatem, by otrzymać wykres, na którego osi pionowej odłożone są jasności absolutne, wystar­czy tylko przesunąć skalę o wartość 5 Ig r—5 +A (jednakową dla wszystkich gwiazd gromady), będącą różnicą między jasnością obserwowaną i absolutną. Gwiazdy na tym wykresie układają się wzdłuż pewnej linii. Już stąd możemy wnioskować, że musi

u*

I istnieć jakiś czynnik wspólny dla I wszystkich gwiazd gromady, któ-

!] ry powoduje, że odpowiadające J im punkty nie są rozsiane po ca­łym wykresie. Naturalnym i naj­prostszym wyjaśnieniem jest przy­jęcie, że wszystkie obserwowane I gwiazdy mają wspólny wiek, że powstały kiedyś z tego samego obłoku materii międzygwiazdowej. Pamiętamy, że ten sam wniosek

o wspólnym pochodzeniu gwiazd każdej gromady wyciągnęliśmy i już wcześniej, przy omawianiu właściwości gromad. Teraz otrzy­maliśmy jednak niezależnie argu­ment za jego słusznością.

Krzywa, wzdłuż której rozmie- I szczone są gwiazdy na tym wy- I kresie, przebiega prawie w całości I Wzdłuż ciągu głównego; jedynie I najjaśniejsze, najgorętsze, a więc li najmasywniejsze gwiazdy znaj­dują się na prawo od tego ciągu. Warto teraz porównać ten wykres z wykresem H-R jakiejś gro­mady kulistej, która jest układem znacznie starszym. Różnice między nimi będziemy mogli interpretować jako wynik ewolucji gwiazd. Na przedstawionym wykresie H-R (rys. 41), skonstruo­wanym dla gromady kulistej oznaczonej symbolem M3, gwiazdy także rozmieszczone są wzdłuż pewnej krzywej. Ma ona jednak zupełnie inny kształt niż dla gromad otwartych. Tylko w obsza­rze gwiazd najmniej masywnych przebiega ona wzdłuż ciągu głównego, następnie odchyla się ku górze i przebiega zygzakiem przez wykres. Porównanie to prowadzi nas do wniosku, że tempo ewolucji gwiazd zależy od ich masy. Najmniej masywne karły nawet w najstarszych gromadach nie zmieniły się wiele od czasu swego powstania i nadal zapełniają dolną część ciągu głównego. W gromadzie otwartej, gdzie gwiazdy są młodsze, na ciągu głó­

wnym znajdują się jeszcze gwiazdy o znacznie większych ma­sach. Stąd wniosek, że gwiazdy niedługo po narodzeniu muszą osiadać na ciągu głównym i na nim spędzać znaczną część swego życia. Następnie z nie znanych nam na razie powodów opuszczają ciąg główny, najpierw najmasywniejsze przesuwają się w prawo, później coraz mniejsze odchodzą od ciągu głównego w górę w obszar podolbrzymów, olbrzymów i nadolbrzymów.

Ten przebieg ewolucji gwiazd jeszcze lepiej ilustruje rysunek, na którym jednocześnie naniesiemy wykresy H-R wielu gromad otwartych i przykładową gromadę kulistą (rys. 42). Cechą cha­rakterystyczną tego rysunku jest odchylenie się w prawo wy­kresów poszczególnych gromad w części odpowiadającej najja­śniejszym gwiazdom, przy wspólnym położeniu ciągów głównych gwiazd słabych. Odchylenie od ciągu głównego u różnych gro­mad następuje w różnych miejscach. W niektórych tylko najjaś­niejsze (najmasywniejsze) gwiazdy opuściły ciąg główny, w innych odchylenie następuje już dla gwiazd mniej masywnych. Pozwala to

nam przypuszczać, że np. gromada M67 jest starsza niż Plejady. A wiąc położenie punktu, w którym wykres H-R gromady od­chyla się od ciągu głównego, może być wykorzystane do oceny wieku gromady.

Wykresy H-R gromady otwartej M67 i kulistej M3 odchylają się od ciągu głównego prawie w tym samym punkcie. Oznacza to, że muszą one mieć ten sam mniej więcej wiek. Jednak prze­bieg wykresów tych gromad ponad ciągiem głównym jest od­

mienny. Jakie są tego przyczyny? Gwiazdy tych dwu gromad muszą różnić się od siebie, ale czynnikiem tym nie może być ani wiek, ani masy, bo te są podobne.

Już wcześniej, nim zajęto się analizowaniem wykresów H-R dla gromad, stwierdzono, że gwiazdy w Galaktyce różnią się składem chemicznym, a przede wszystkim zawartością w swych atmosferach pierwiastków cięższych od wodoru i helu. I właśnie zawartość pierwiastków cięższych w atmosferach stała się podstawą podziału gwiazd na tzw. dwie populacje. Do populacji I zaliczono gwiazdy, które podobnie jak Słońce zawie­rają w swych atmosferach ok. 3°/o pierwiastków ciężkich, do populacji II — gwiazdy mające zaledwie l°/o lub mniej pierwia­stków ciężkich. Badania składu chemicznego atmosfer gwiazd w gromadach doprowadziły następnie do konkluzji, że gromady otwarte składają się z gwiazd populacji I, a gromady kuliste — populacji II. Właśnie te różnice populacyjne, odmienny skład chemiczny, powodują nieco inną ewoluc¹“ gwiazd gromad otwa­rtych i kulistych.

Ale nie koniec na tym. Możemy dalej prowadzić nasze rozu­mowanie. Skoro gwiazdy gromad kulistych, a więc gwiazdy star­sze, zawierają mniej pierwiastków ciężkich w swych atmosferach, w gwiazdach zaś młodszych, z gromad otwartych, pierwiastki te występują w większej obfitości, to oznacza to, że skład chemicz­ny materii międzygwiazdowej, z której one powstawały, zmie­niał się w miarę upływu czasu. Zawartość pierwiastków ciężkich w gazie rozproszonym w Galaktyce rośnie stopniowo. Ponieważ w gazie tym nie zachodzą reakcje jądrowe, niemożliwe są samo­rzutne przemiany jego składu chemicznego, a więc musi on być zasilany materią wyrzucaną z gwiazd, wzbogaconą w pierwiastki ciężkie w wyniku przemian jądrowych zachodzących w ich wnę­trzach.

Przedstawione tu rozumowanie jest dobrym przykładem tego, w jaki sposób astronomowie ze skąpych danych obserwacyjnych mogą wyciągać daleko idące wnioski. Nie tylko udało nam się poznać zasadnicze kierunki ewolucji gwiazd, ale co więcej do­szliśmy do wniosku, że w czasie swego życia muszą one dość energicznie tracić materię, by wreszcie stwierdzić, że w gwia­zdach muszą zachodzić reakcje jądrowe. Oczywiście, konkluzje

tego rodzaju powinny zostać potwierdzone przez inne obserwacje i przez analizy teoretyczne, by móc złożyć z nich spójny obraz badanych zjawisk.

Narodziny gwiazd

Wyjaśnienie, w jaki sposób powstają ciała niebieskie, należy do najtrudniejszych zagadnień astronomii. Dzieje się tak dlatego, iż zwykle bardzo krótko trwa okres ich formowania i, co więcej, zachowują się one wówczas nietypowo. Z tego powodu trudno stwierdzić, które z obserwowanych osobliwych obiektów są wła­śnie rodzącymi się ciałami niebieskimi. Odnosi się to także do gwiazd. Wiemy, że powstają one z materii międzygwia- zdowej. Świadczy o tym choćby występowanie asocjacji mło­dych gwiazd w pobliżu obłoków materii międzygwiazdowej. Wie­my, że powstają w zgrupowaniach: asocjacjach, gromadach. Tru­dniej jednak dojść do tego, co powoduje, że jakiś obłok gazu za­czyna w pewnej chwili przekształcać się w gwiazdy oraz jak ten proces przebiega.

Obłok materii międzygwiazdowej może zacząć się kurczyć pod wpływem własnych sił grawitacji, jeśli ma dostatecznie dużą masę. Zapadaniu się obłoku przeciwdziała panujące w nim ciś­nienie, tym wyższe, im wyższa jest temperatura. Z tego właśnie powodu w warunkach ziemskich wszelkie zgęszczenia powietrza pozostawione same sobie rozprzestrzeniają się na wszystkie stro­ny w postaci fal dźwiękowych. Siły własnej grawitacji tego zgę­szczenia, które mogłyby je doprowadzić do dalszego kurczenia, byłyby dostateczne, gdyby masa tego zgęszczenia była znacznie większa od masy całej atmosfery ziemskiej. I dlatego właśnie ga­zowa atmosfera może jednorodnie otulać całą bryłę Ziemi. Warun­ki panujące w gazie międzygwiazdowym są bardzo zróżnicowane. Zarówno gęstość, jak i temperatura zmieniają się znacznie z miej­sca na miejsce. Dlatego przyjęcie średnich wartości nie jest tu w pełni reprezentatywne, może być jednak traktowane jako przy- bliżpne oszacowanie. Przy założeniu średnich wartości tempera­tury i gęstości ośrodka międzygwiazdowego otrzymujemy, że ma­sa obłoku, który mógłby się kurczyć pod wpływem własnej gra­witacji, jest rzędu miliona mas Słońca, a rozmiary obłoku wyno­

siłyby ok. 1 kps. Oznacza to, że nie powinny tworzyć się w Ga­laktyce obiekty o masie rzędu jednej masy słonecznej, tzn. nie powinny z niej powstawać gwiazdy. Z tego właśnie powodu ma­teria międzygwiazdowa nie przekształca się raptownie w gwiazdy

i stale jeszcze, po upływie kilkunastu miliardów lat od powstania Galaktyki, stanowi ok. 5®/o jej masy. Wyczerpuje się ona bar­dzo powoli, gdyż gwiazdy mogą powstawać jedynie w bardzo szczególnych, osobliwych okolicznościach — gdy warunki w da­nym obszarze znacznie odbiegają od średnich: albo panuje w nim duża gęstość albo niska temperatura, albo jedno i drugie. Biorąc to pod uwagę, możemy sobie wyobrazić proces powstawania gwiazd w sposób tu poniżej przedstawiony.

Błądzący w przestrzeni międzygwiazdowej obłok pyłu i gazu napotyka jasną i gorącą gwiazdę (rys. 43). Wychłodzony doty­chczas do temperatury poniżej 100 K gaz zostaje nagle w pobliżu gwiazdy ogrzany do ok. 10 tys. K, a otaczające gwiazdę części ob­łoku ulegają nawet jonizacji. Gwałtownie rośnie w nich ciśnie­nie, osiągając wartości sto albo nawet więcej razy wyższe, niż miały poprzednio. Ogrzane gazy rozprężają się i prą na chłodny gaz. Na wszystkie strony od gwiazdy rozbiega się fala uderzenio-

w a, wyprzedzająca front jonizacyjny. Pomiędzy falą uderzenio­wą a frontem jonizacyjnym znajduje się chłodny jeszcze, ale już sprężony gaz — neutralny wodór i hel z domieszką częściowo zjonizowanych pierwiastków cięższych. Zarówno fala uderzenio­wa. jak i front jonizacyjny rozprzestrzeniają się szybciej w tych częściach obłoku, w których gęstość gazu jest mniejsza, a zała­mują się na obszarach o wyższej gęstości. Niektóre z tych obsza­rów mogą zostać otoczone przez rozgrzany gaz, który teraz będzie parł ze wszystkich stron na utworzoną w ten sposób enklawę ga­zu neutralnego. Powoduje to dalsze ściskanie otoczonej przez go­rący ośrodek „kropli” zimnego gazu. Gęstość w niej rośnie, na­tomiast temperatura, dzięki szybkiemu wypromieniowywaniu cie­pła, pozostaje stała lub nawet maleje. Tu właśnie wytwarzają się te szczególne warunki, które sprzyjają powstawaniu samogra- witujących kondensacji o masach porównywalnych z masą Słoń­ca. Każdą z takich samograwitujących (a więc spojonych już własnymi siłami przyciągania) kondensacji możemy traktować jako nową rodzącą się gwiazdę. W ten sposób z jednego obłoku gazowego może wykształcić się wiele gwiazd tworzących asocja­cję lub gromadę. W skład gwiazd wejdzie w tym procesie zale­dwie część gazu, reszta jeszcze przez jakieś 10 min lat tworzyć będzie wokół całego ugrupowania świecący obłok, który stopnio­wo rozproszy się w przestrzeni lub zostanie wytrącony z asocja­cji w czasie zderzenia z innymi obłokami materii międzygwiazdo- wej.

Samograwitujące protogwiazdy, powstałe w wyniku opi­sanego wyżej procesu (jeżeli to on właśnie prowadzi do ich utwo­rzenia), zaczynają już żyć samoistnie, niezależnie od pozostałych

i od obłoku gazu, z którego się zrodziły. O ich ewolucji decydują przemiany zachodzące w nich samych. Początkowo kurczą się one szybko pod wpływem sił własnej grawitacji. Rośnie w nich tem­peratura, gdyż zgęszczony gaz ogrzewa się, ale duża część ich energii zostaje wypromieniowana. Wskutek kurczenia się proto­gwiazdy jej energia grawitacyjna przekształca się w energię ter­miczną, a ta znów w części zostaje wypromieniowana. A więc w tym pierwszym etapie swego życia gwiazda świeci na koszt swej energii grawitacyjnej. Kosztem tej energii również się ogrzewa.

Protogwiazda ma wówczas jeszcze bardzo duży promień w po­równaniu ze zwykłą gwiazdą i niezbyt wysoką temperaturę efek­tywną. Jest czerwonym nadolbrzymem lub olbrzymem. Ale okres ten nie trwa długo. Szybko zmienia się wygląd gwiazdy. Gwiazdy

0 masach porównywalnych z masą Słońca i mniejszych kurczą się, ich promień maleje, a energia z wnętrza doprowadzana jest do powierzchni wskutek szybkich ruchów konwekcyjnych materii. Przez całą gwiazdę płyną od jej środka w górę potężne prądy go­rącej materii, a w dół, ku środkowi, opadają strumienie gazu wychłodzonego przy powierzchni. Ponieważ rozmiary gwiazdy maleją, a temperatura powierzchniowa niewiele się zmienia, jasność gwiazdy szybko maleje, gwiazda zbliża się do ciągu głównego.

Jeżeli masa protogwiazdy jest mniejsza niż ok. 0,08 masy Słońca — w centrum gwiazdy nie wytworzy się nigdy tempera­tura wystarczająca do zapoczątkowania reakcji termojądrowych

1 protogwiazda, stale zmniejszając swe rozmiary, staje się coraz mniej jasna, mija na wykresie H-R przedłużenie ciągu głównego na prawo od gwiazd typu M i szybko niknąć przechodzi w stan niewidocznego czarnego karła.

Znacznie bardziej burzliwe życie pisane jest protogwiazdom

o masach przekraczających 0,08 masy Słońca. W miarę ich kur­czenia się temperatura w centrum osiąga wartość paru milionów stopni. Wtedy włączają się procesy termojądrowe, które determi­nować już będą zachowanie się gwiazdy przez resztę jej życia. Przemiana wodoru w hel powoduje wyzwalanie się energii we wnętrzu gwiazdy, wzrasta w nim temperatura, a co za tym idzie

— i ciśnienie, które nie dopuszcza do zapadania się gwiazdy. Za­kończony zostaje, etap kurczenia się, gwiazda osiada na ciągu głównym, na którym spędzi większą część swego życia. W gwia­zdach o masach porównywalnych z masą Słońca, jeszcze przed osiągnięciem ciągu głównego ustają gwałtowne ruchy konwekcyj­ne materii, ustala się równowaga promienista, tzn. energia przenoszona jest przez promieniowanie płynące przez spokojną już materię gwiazdy. W tej ostatniej fazie życia proto­gwiazdy przemieszcza się ona na wykresie H-R z prawa na lewo, by trafić we właściwe dla swej masy miejsce ciągu głównego. Protogwiazdy o jeszcze większych masach, ok. 10 mas Słońca

lub więcej, osiągają stan równowagi promienistej bardzo wcze­śnie (krótko trwa w nich okres mieszania się materii) i przesuwają się na wykresie H-R prawie poziomo ku odpowiadającej najja­śniejszym gwiazdom części ciągu głównego.

Czas trwania tego niemowlęcego okresu życia gwiazdy zależy od jej masy. Gwiażdy masywniejsze szybciej się kurczą. Słońce potrzebowało ok. 50 min lat, by osiągnąć ciąg główny, ale już gwiazdy typu BO zużywają zaledwie 10 min lat na dotarcie do niego, natomiast najmniejsze gwiazdy typu M przeżywają w sta­nie protogwiazd miliard lat (rys. 44).

Protogwiazd upatrywać należy wśród obserwowanych źródeł promieniowania podczerwonego. Są to wszak chłodne obiekty, często o dość dużych jasnościach. Protogwiazdami są także za­pewne zmienne typu T Tauri, czerwone, chłodne gwiazdy o jasno­ściach fluktuujących nieregularnie. Przypuszcza się, że zmiany jasności tych gwiazd mogą być związane z ustalaniem się ich budowy wewnętrznej przed osiągnięciem ciągu głównego oraz przesłanianiem przez pył, którego nie brak we wciąż obecnej wo­kół młodych gwiazd materii.

M

-8-

.Po osiągnięciu ciągu głównego rozpoczyna się najdłuższy okres w życiu gwiazd. W ich jądrach zachodzi ustawiczny, jednostajny proces wyzwalania energii w procesach zamiany wodoru w hel. Wielowiekowe marzenia alchemików o przemianie pierwiastków realizują się w miliardach gwiazd z miliardów galaktyk. Na na­szych oczach w każdym ze świetlistych punktów na niebie za­chodzi nieodwracalne zjawisko wyczerpywania się pierwotnego budulca Wszechświata, jakim był wodór, i powstawania jąder cięższych pierwiastków, w pierwszym rzędzie helu. Wyzwolona w tym procesie energia przepływa przez całą objętość gwiazdy, by po osiągnięciu powierzchni rozproszyć się bezpowrotnie w prze­strzeni. Zaledwie znikoma jej część dotrze do naszych oczu lub oświetli inne ciała niebieskie, niewielka jej część ogrzeje napot­kane po drodze obłoki międzygwiazdowej materii, większość ska­zana jest na wieczną tułaczkę w prawie kompletnej próżni Wszech­świata.

Ten proces przemiany wodoru w hel prowadzi do zmian w cen­trum gwiazdy, tam gdzie się on rozgrywa. W jądrze gwiazdy po­jawia się coraz więcej helu, coraz mniej w nim wodoru. Właśnie stosunek helu do wodoru w jądrze byłby dobrą metryką gwiazdy, gdybyśmy mogli zajrzeć do jej wnętrza.

Tempo przemiany wodoru w hel zależy od temperatury panu­jącej w centrum gwiazdy. Ta z kolei określona jest przez masę gwiazdy. Temperatura centralna gwiazd masywnych jest znacz­nie wyższa niż gwiazd mniej masywnych i dlatego gwiazdy ma- sywniejsze świecą jaśniej niż mniej masywne. Fakt ten stanowi teoretyczne uzasadnienie omówionej już przez nas, wyznaczonej w drodze obserwacji, zależności masa—jasność. Teoretyczne, ponieważ nie opiera się ono na tak ogólnych rozważaniach jak te, które tutaj przeprowadziliśmy. Wykorzystuje się tu obliczenia modeli gwiazd o różnych masach. Modele te opisują rozkład gęstości materii, ciśnienia i tempera­tury we wnętrzu gwiazd. Możemy więc na ich podstawie obliczyć tempo reakcji termojądrowych w gwieździe i tym sa­mym ilość energii, jaką gwiazdy o różnych masach wyzwalają w jednostce czasu, a więc jasności gwiazd oraz ilość wodoru za­

mienianego w hel. W ten sposób możemy ocenić zmiany składu chemicznego. Porównanie tak teoretycznie otrzymanej zależności masa—jasność z obserwowaną może być wykorzystane jako jeden z testów poprawności naszych modeli teoretycznych, do orzecze­nia. czy przy rozważaniu budowy gwiazd właściwie uwzględni­liśmy najważniejsze procesy zachodzące w ich wnętrzach. Zna­jomość tempa zmian składu chemicznego w gwieździe służy do konstruowania nowych modeli tej gwiazdy już ze zmienionym (wzbogaconym w hel) składem chemicznym. Otrzymujemy w ten sposób nowy model badanej gwiazdy, ale już nieco starszej. Po­wtarzając to postępowanie wiele razy, możemy uzyskać ewolu­cyjny ciąg modeli danej gwiazdy, a więc prześledzić, jak będzie się ona zmieniać. Ta procedura stosowana jest przez astronomów do badania ewolucji gwiazd i do kreślenia dróg, po któ­rych będą się one przesuwały na wykresie H-R we wszystkich etapach swego życia.

Istotną rolę w ewolucji gwiazdy na ciągu głównym odgrywa konwekcja. W gwiazdach masywniejszych niż ok. 1,2 masy słonecznej zachodzi wydajne miesżanie się materii w obrębie jądra, które w dużych gwiazdach może obejmować nawet kilka­dziesiąt procent masy gwiazdy. W tych gwiazdach, mimo iż zmia­na wodoru w hel zachodzi tylko w częściach centralnych, nowy wodór dostarczany jest stale z zewnętrznych części konwektyw- nego jądra, a hel odprowadzany na zewnątrz. Dlatego w obrębie całego jądra skład chemiczny jest ten sam, w miarę upływu czasu coraz bogatszy w .hel. W gwiazdach mniej masywnych, których jądro znajduje się w równowadze promienistej, wyczer­pywanie wodoru zachodzi w częściach centralnych, a więc tylko tam, gdzie zamienia się on w hel.

Pobyt gwiazdy na ciągu głównym kończy się z chwilą wytwo­rzenia w niej helowego jądra. Czas na to potrzebny bardzo za­leży od masy gwiazdy. Gwiazda o masie 15 mas Słońca przebywa na ciągu głównym tylko ok. 10 min lat, ale o masie 3 razy większej, od słonecznej już 200 min lat, a Słońce aż ponad 10 mld lat. W tym okresie wygląd gwiazdy niewiele się zmienia, rośnie tro­chę jej jasność, promień, maleje temperatura efektywna, ale zmiany te nie powodują znacznego przemieszczania się tej gwia­zdy na wykresie H-R. Te niewielkie zmiany sprawiają jedynie.

że gdy naniesiemy na ten wykres punkty odpowiadające gwiazdom różnego wieku, ciąg główny przestanie mieć postać linii i stanie się pasem o pewnej szerokości. Na dolnym brzegu tego pasa (rys. 45) znajdują się gwiazdy, które dopiero osiągnęły ciąg główny (dlatego ten brzeg nosi nazwę ciągu głównego wieku z e r o w e g o), na górnym — te, które opuszczają już ciąg główny, by rozpocząć następny, burzliwy okres swego życia.

I Słońce będzie olbrzymem

Wyczerpanie się wodoru w jądrze gwiazdy powoduje wygaś­nięcie w nim reakcji termojądrowych. Pozbawione dopływu ener­gii jądro zaczyna się kurczyć, osiadają na nim także warstwy do niego przylegające. Podobnie jak w początkowym okresie życia gwiazd, wydziela się energia grawitacyjna, która powoduje ogrżanie opadających części gwiazdy. Rośnie więc temperatura

vv.v 1

V \

17#

1

warstw leżących tuż nad jądrem, w których istnieje jeszcze wo­dór, co powoduje zapoczątkowanie w nich reakcji przemian wo­doru w hel, takich samych, jakie uprzednio zachodziły w wy­palonym obecnie jądrze. Nowe strumienie energii przepływającej przez gwiazdę rozdymają jej części zewnętrzne. Rośnie szybko promień gwiazdy, a ponieważ jasność pozostaje w przybliżeniu stała, temperatura efektywna szybko maleje. Gwiazda przesuwa się na diagramie H-R (rys. 45) prawie poziomo w prawo i nieza­leżnie od swego typu widmowego na ciągu głównym staje się te­raz gwiazdą typu K lub M. Zależnie od swej masy trafia do ob­szaru czerwonych podolbrzymów, olbrzymów lub nadolbrzymów. Proces ten zachodzi bardzo szybko, toteż trudno jest zaobserwo­wać gwiazdę akurat w tej fazie. Składa się ona teraz z helowego jądra, nieczynnego na razie, otoczonego cienką warstwąr~wrktórej przebiega wyzwalanie się energii wskutek przemiany wodoru w hel, a nad nią rozciąga się rozległa konwektywna otoczka gwia­zdy.

Dalsza ewolucja gwiazdy zależy od jej masy. W gwiazdach masywnych (ponad 2,5 masy Słońca) w kurczącym się helowym jądrze temperatura wzrasta do wartości ponad 100 min K, która wystarcza do zapoczątkowania reakcji termojądrowych przemia­ny helu w węgiel. Na wykresie H-R gwiazda przesuwa się na lewo w kierunku ciągu głównego, by następnie w miarę spalania helu w jądrze wracać ku obszarowi czerwonych olbrzymów lub nad­olbrzymów. -Energia pochodzi teraz z dwu źródeł: z jądra, w któ­rym hel zamienia się na węgiel, i z obejmującej je cieniutkiej warstwy, gdzie wodór przekształca się w hel. W tym etapie ewo­lucja jest jak gdyby odtworzeniem tego, co działo się z gwiazdą na ciągu głównym, lecz zachodzi w innej skali: gwiazda jest .znacznie jaśniejsza, wydajniejsze są źródła energii i wszystko przebiega znacznie szybciej. Gdy w jądrze wyczerpią się już za­soby helu, jądro złożone teraz przede wszystkim z węgla kurczy się, a otoczka ekspanduje, gwiazda powtórnie staje się czerwo­nym olbrzymem lub nadolbrzymem. Ruchy konwekcyjne zacho­dzące w grubej otoczce są przyczyną powstawania rozległej ko­rony, z której wypływa silny wiatr gwiazdowy, wynoszący z gwiazdy materię.

W gwiazdach o dużych masach (ponad 8 mas Słońca) tempe­

ratura w złożonym z węgla jądrze osiąga wartość ponad 200 min K

i rozpoczynają się przemiany węgla na cięższe pierwiastki. Tempo ewolucji rośnie coraz bardziej. Pojawiają się reakcje ter­mojądrowe prowadzące do powstawania, a następnie wyczerpy­wania się coraz cięższych pierwiastków: tlenu, neonu, magnezu, niklu i wreszcie żelaza. Z chwilą powstania jądra złożonego z że­laza ustają w nim reakcje termojądrowe. Pozbawione źródeł ener­gii iadro Zapada się gwałtownie, wydzielają się przy tym olbrzy­mie ilości promieniowania, które wypycha zewnętrzne części gwiazdy. W tym okresie mogą jeszcze w gwieździe pojawić się reakcje jądrowe, na których wystąpienie musi być przez gwiazdę dostarczona energia, prowadzące do powstania pierwiastków cięż­szych od żelaza. Gwiazda eksploduje jak granat, cała otoczka z szybkością kilkunastu tysięcy kilometrów na sekundę zostaje wyrzucona w przestrzeń. Jasność w ciągu jednej doby rośnie do wartości wielu milionów, a nawet miliarda razy większej od ja­sności Słońca. Jest to-wybuch tzw. supernowej. Jądro jej już nigdy nie odzyska równowagi. Będzie kurczyć się nieogra- niczenie, aż przekształci się w tzw. czarny dół. Czarny, bo nawet promieniowanie nie będzie się mogło z niego wydostać. W czasie wybuchu supernowej, w wyniku reakcji jądrowych za­chodzących podczas tego kataklizmu w różnych miejscach gwia­zdy, w gigantycznych wyładowaniach elektrycznych tworzone są

i wyrzucane z olbrzymimi prędkościami (prawie równymi pręd­kości światła) roje cząstek, które docierają potem do nas w postaci promieniowania kosmicznego. Zewnętrzne części gwiaz­dy, wzbogacone już w pierwiastki ciężkie, rozbiegają się we wszy­stkich kierunkach od miejsca katastrofy, powodując w zderzeniu z gazem międzygwiazdowym potężną falę uderzeniową rozprze­strzeniającą się na wiele parseków. Fala ta w sprzyjających wa­runkach powoduje być może takie zagęszczenie zimnego gazu międzygwiazdowego, że w podobnym procesie, jak opisywaliśmy wcześniej, mogą zacząć w nim powstawać nowe, młode gwiazdy. W ten sposób śmierć jednej gwiazdy może się stać przyczyną na­rodzin wielu innych nowych, młodych gwiazd. Odrzucone w czasie wybuchu supernowej zewnętrzne części gwiazdy mieszają się wre­szcie z ośrodkiem międzygwiazdowym, wzbogacając go w wytwo­rzone w ciągu jej ewolucji pierwiastki ciężkie. W ten sposób z po­

kolenia na pokolenie gwiazd rośnie zawartość tych pierwiastków w gazie rozproszonym w Galaktyce, wskutek czego już w chwili swych narodzin coraz większą ilość tych pierwiastków mają ko­lejne generacje gwiazd.

Ziemia, wszystkie przedmioty, które nas otaczają, nasze ciało zbudowane są przede wszystkim z pierwiastków cięższych od wo­doru i helu. Musiały one powstać przed miliardami lat w wyniku reakcji termojądrowych zachodzących we wnętrzach gwiazd, a na­stępnie być wyrzucone z nich w przestrzeń. I dlatego musimy stwierdzić, że materia, z której składa się nasze ciało, przeszła kiedyś kataklizm supernowej. I mimo że obecnie możemy pa­trzyć na supernowe tylko jako na ciekawe zjawisko astronomicz­ne lub marnotrawiący energię wybryk natury, fenomen superno­wych był niezbędny, by mógł powstać nasz Układ Planetarny, Ziemia, by wreszcie mogło na niej rozwinąć się życie i pojawić człowiek.

Tak przebiega ewolucja gwiazd najmasywniejszych, o masach początkowych przekraczających ok. 8 mas Słońca. Gwiazdy o śre­dnich masach, od ok. 2,5 do 8 mas Słońca, ewoluują prawdopodo­bnie inaczej. Po wyczerpaniu się helu w jądrze gwiazdy tempera­tura w nim jest zbyt niska, by mogły wystąpić przemiany węgla na pierwiastki cięższe. Gwiazda składa się teraz ze zbudowanego z węgla, nieczynnego jądra, otoczonego warstwą, w której hel zamienia się w węgiel. Na zewnątrz tej warstwy zachodzi prze­miana wodoru w hel. Cały ten tygiel otoczony jest rozległą kon- wektywną otoczką powoli, lecz systematycznie tracącą w prze­strzeń materię. W miarę zużywania się paliwa, warstwy spala­nia” wodoru i helu przesuwają się na zewnątrz, podobnie jak pier­ścień płonących traw rozszerza się w miarę wypalania się ste­pu. Węgiel powstający w obszarze „spalania” osiada na jądrze, powiększając jego masę. Nowe warstwy węgla obciążają jądro, ściskając je coraz bardziej. Gdy gęstość w nim przekroczy war­tość ok. 10® g/cm³, materia w jądrze traci właściwości gazu do­skonałego, staje się gazem zdegenerowanym. Gaz taM jest bardzo mało ściśliwy. Ale obiekt zbudowany z gazu zdegenerowanego nie może mieć dowolnie dużej masy. Fakt ten wpływa na ewo­lucję w ten sposób, że gdy masa węglowego jądra gwiazdy wzro­śnie do ok. 1,3 masy Słońca, raptownie w całym jądrze (bo w całej

jego objętości panują podobne waruriki) „zapala” się węgiel. Ten nagiy dopływ energii powoduje wybuch supernowej, odrzuce­nie części zewnętrznych gwiazdy i kompresję jądra do bardzo małych rozmiarów. Los jego jest jednak prawdopodobnie inny niż w przypadku gwiazd masywniejszych. Odzyskuje ono równo-- wagę jako bardzo zwarty obiekt (gęstość w jego środku osiąga g

wartość rzędu 10¹⁵1—3-, jeden centymetr sześcienny tej materii

ważyłby na Ziemi miliard ton!) o promieniu ok. 12 km. Pamiętaj­my, że jego masa. jest rzędu masy Słońca (Ziemia sprężona do tej gęstości miałaby średnicę'ok. 200 m; obejście jej wzdłuż równika byłoby miłym spacerkiem, gdyby nie to, że człowiek ważyłby wte­dy prawie 300 min ton). W tak gęstych obiektach jądra atomów materii, z której powstał obiekt, mogą łatwo oddziaływać ze so­bą. Tracą one swą indywidualność, zachodzi reakcja łączenia się protonów z elektronami, która prowadzi do powstania neutronu z każdej takiej pary. Z tego powodu obiekty te nazywamy gwiazdami neutronowymi.

Jeszcze inaczej, spokojniej, przebiega ewolucja gwiazd mniej­szych, podobnych do Słońca, o masach nie przekraczających ok. 2,5 masy słonecznej. Temperatura panująca w helowym jądrze takich gwiazd początkowo jest zbyt niska, by mogły wy­stąpić w nim przemiany helu w węgiel, dlatego wyzwalanie się energii zachodzi jedynie w cienkiej warstwie otaczającej jądro,, gdzie wodór przekształca się w hel. Proces ten przebiega powoli, spokojnie. W otoczce gwiazdy zachodzą energiczne ruchy konwek­cyjne, które powodują znaczną jej ekspansję i wzrost promienia gwiazdy. Jest ona teraz czerwonym podolbrzymem lub olbrzymem,, chłodną, ale jasną gwiazdą.

Słońce w tej fazie ewolucji powiększy swój promień do ok. 15 min km, jego temperatura efektywna spadnie do 4 tys. K, a jasność wzrośnie ok. 100 razy. Spowoduje to także wzrost tempera­tury na Ziemi do ponad 500°C. W tych warunkach życie nie bę­dzie już mogło na niej istnieć. Już wcześniej, po wyczerpaniu się wodoru w jądrze Słońca, gdy jasność jego zacznie wzrastać, Ziemia zostanie całkowicie wypalona. Nastąpi to za kilka milia­rdów lat. Widzimy więc, że historia życia na naszej planecie zbliża się właśnie do swego półmetka. Po około miliardzie lat od

ukształtowania się Ziemi pojawiły się na niej pierwsze bakterie — najstarsze z dotychczas wykrytych organizmy żywe. Przez następne 3 do 4 mld lat trwała ewolucja świata roślinnego i zwie­rzęcego prowadząca do powstania organizmów coraz to bardziej złożonych. Parę ostatnich milionów lat — to dzieje ludzkości. A obecnie musimy być już świadomi tego, że za kilka miliardów lat wszelkie ślady życia na naszej planecie zanikną. Chcąc rato­wać swe istnienie, nasi następcy będą zmuszeni do szukania no­wego siedliska na innych planetach naszego Układu (na których warunki bytowania w ciągu tego czasu zapewne ulegną też isto­tnym zmianom), albo nawet dotrzeć do odległych układów pla­netarnych istniejących zapewne wokół innych, podobnych do Słońca gwiazd. Ten kosmiczny exodus ludzkości jest koniecznością, podyktowaną przez naturę groźbą nieuchronnej zagłady. Dlatego nieśmiałe dotychczas próby oderwania się od Ziemi, zapoczątko­wujące erę podboju kosmosu w dziejach ludzkości, są motywo­wane nie tylko doraźnymi celami poznawczymi, technologiczny­mi, gospodarczymi i wojskowymi, lecz stanowią zarazem pierwszy, nowy jakościowo krok, który już obecnie życie stawia w trwają­cym przez miliardy lat marszu ku ocaleniu swego istnienia. Kilka miliardów lat to okres w rozwoju życia ogromny. Dlatego mo­żemy się spodziewać, że istoty, które zasiądą w tej arce Noego przyszłości, będą się od nas różniły pod względem fizjologicznym nie mniej, niż my się różnimy od prekambryjskich bakterii lub jamochłonów. Być może wywodzić się one będą nie z gatunku Homo sapiens, lecz powstaną z innej gałęzi obecnego świata istot żywych. Być może życie na Ziemi zamrze wcześniej, zniszczone przez nas samych lub naszych następców. Jedno jest pewne: ura­towanie życia, które rozkwitło na Ziemi, możliwe będzie jedynie wtedy, gdy dominować na niej będą istoty zdolne do stworzenia takiej organizacji społecznej, takiego rozwoju wiedzy, skupienia takich środków technicznych, które umożliwią przesiedlenie się ich na inne ciała niebieskie.

Ale Wróćmy do Słońca, które właśnie stało się olbrzymem z he­lowym jądrem otoczonym warstwą, w której wodór przekształca się w hel, a rozdęta otoczka dymi na wszystkie strony materią spływającą z korony. W miarę przekształcania się wodoru w hel, warstwa „spalania” wodoru przesuwa się na zewnątrz, a masa

helowego jądra rośnie. Zwiększa się także ciśnienie w jądrze. Wkrótce materia w jądrze gwiazdy staje się zdegenerowana. Ja­sność gwiazdy i jej promień ustawicznie się zwiększają. Gdy ma­sa jądra przekroczy około pół masy słonecznej, rozpocznie się w nim przemiana helu w węgiel. Gwiazda przesuwa się teraz w lewo na diagramie H-R, następnie w miarę wyczerpywania się helu w jądrze wraca znów powoli do obszaru czerwonych olbrzymów. Złożone z węgla jądro kurczy się, a wyzwalanie energii zachodzi w dwu warstwach: w jednej z nich „spala” się hel, w drugiej — wodór. We wszystkich fazach, gdy gwiazda przebywa w obszarze olbrzymów, może ona stracić znaczną część (ćwierć, a nawet połowę) swej masy w postaci wiatru gwiazdowego. Gdy wodór w gwieździe wyczerpie się, zaczyna się ona kurczyć

i szybko przemieszcza się w lewo na wykresie H-R (rys. 45) do obszaru, który zajmują gwiazdy typu O. Jej temperatura efekty­wna wzrasta wówczas do kilkudziesięciu tysięcy kelwinów. Ma­teria wyrzucona z gwiazdy pod wpływem jej wysokoenergetycz­nego promieniowania zostaje pobudzona do świecenia. Wokół gwiazdy powstaje w ten sposób świetlista aureola, zwana mgła­wicą planetarną, rozbiegająca się na wszystkie strony. Sama gwiazda, pozbawiona jest źródeł energii termojądrowej, stygnie i kurczy się, by przekształcić się w białego karła. Ten los czeka także nasze Słońce.

Czarne doły

Jak widzieliśmy, gwiazdy mogą kończyć swój żywot na jeden z trzech sposobów. Najmasywniejsze, o początkowych masach przekraczających 8 mas Słońca, przekształcają się prawdopodob­nie w czarne doły, te o masach między 2,5 a 8 mas słonecznych stają się gwiazdami neutronowymi, pozostałe będą białymi karła­mi. Podane tu masy graniczne nie są wyżnaczone z dostateczną dokładnością, gdyż późne stadia ewolucji nie są dobrze znane. W szczególności trudno jest ocenić wielkość utraty masy gwiazd w stadium czerwonych olbrzymów. Niezbyt dokładnie znamy przebieg reakcji termojądrowych, w których biorą udział pierwia­stki ciężkie. Przebieg ewolucji zależy w dużym stopniu od tempa emisji w reakcjach termojądrowych neutrin, które jako cząstki

bardzo przenikliwe mogą wprost z jądra, bez oddziaływania z re­sztą gwiazdy, unosić znaczną ilość energii. Ocena tego tempa jest bardzo niepewna. Wszystko to powoduje, że podane tu wartości mas granicznych należy traktować jako przybliżone. Być może nawet, że najmasywniejsze gwiazdy kończą swe życie także jako gwiazdy neutronowe, a nie jako czarne doły, gdyż nie stwierdzono z całą pewnością istnienia w przyrodzie choćby jednego czarnego dołu. aczkolwiek wiele obiektów podejrzewamy o to, iż nimi są.

Jak pisaliśmy wcześniej, przypuszczamy, że zjawisko czarnego dołu powstać może z implozji jądra masywnej supernowej. Jeżeli masa tego jądra przekracza pewną wartość (która nie jest do­kładnie znana, prawdopodobnie jednak nie jest wyższa od 2 mas Słońca), to nigdy nie odzyskuje on już równowagi, lecz kurczy się nieograniczenie. Gęstość materii w nim stale rośnie, przy­śpieszenie grawitacyjne na jego powierzchni wzrasta. Do opisu zjawiska niezbędna staje się teoria względności. Inaczej widzi to zjawisko obserwator, który byłby umieszczony na zapadającym się jądrze, inaczej natomiast obserwator, który mógłby patrzyć na zjawisko z daleka. Z punktu widzenia tego pierwszego w ciągu bardzo krótkiego czasu, rzędu 1 s, całe jądro skurczy się do punktu, wszystko, co w nim lub na nim się znajduje, zgniecione zostanie całkowicie. Ale my, na szczęście, żyjemy na zewnątrz niego i bezpieczni, gdzieś z daleka, możemy (przynajmniej w wy­obraźni) to zjawisko obserwować.

Bardzo ważną wielkością charakteryzującą czarny dół jest tzw. promień Schwarzschilda:

2 GM r,= —

gdzie M oznacza masę ciała (w tym przypadku masę zapadającego się jądra), G jest stałą grawitacji, c — prędkością światła. Dla Słońca (a więc dla dowolnego ciała o takiej jak Słońce masie) promień Schwarzschilda wynosi ok. 3 km. Za chwilę zobaczymy, jaką rolę promień ten odgrywa w rozchodzeniu się światła w oko­licy czarnego dołu.

Prześledźmy w wyobraźni, jak wyglądałby obserwowany z da­leka jakiś obiekt zapadający się nieograniczenie. Przypuśćmy, że z tego obiektu emitowane są w równych odstępach czasu sygnały

świetlne o określonej długości fali. W miarę jak obiekt będzie się kurczył i będzie wzrastało na nim pole grawitacyjne, wydłużać się będzie czas, który zużywają kolejne sygnały świetlne na od­dalenie się od obiektu. Rośnie także długość fali odbieranego promieniowania (mimo iż obiekt wysyła stale światło o niezmien­nej długości fali). Z tego powodu sygnały świetlne docierają do obserwatora coraz rzadziej, a ostatni — emitowany w chwili, gdy promień obiektu zmaleje do rozmiaru podanego przez Schwarz- schilda, potrzebuje na to już nieskończenie długiego czasu. Ża­den sygnał emitowany później nie opuści już kuli o promieniu Schwarzschilda. Cała materia, wraz z promieniowaniem, zostaje na zawsze w niej uwięziona. Kolejne sygnały świetlne, wysyłane jeszcze w okresie, gdy promień obiektu był większy od promienia Schwarzschilda r_s, docierają do obserwatora nie tylko coraz rza­dziej, ale są także coraz bardziej przesunięte w kierunku fal dłuższych. Co więcej, już wcześniej — wtedy, gdy promień obie-

3

ktu staje się mniejszy od — r — jak wynika z obliczeń, zale­dwie część promieniowania może na trwałe opuścić obiekt, re­szta zawraca do czarnego dołu, by ugrzęznąć w nim na zawsze. Jeżeli obiekt wysyła światło w sposób ciągły, a nie w postaci po­jedynczych sygnałów, obserwator umieszczony z daleka zaob­serwuje stopniowe, szyhkie zmniejszanie się natężenia otrzymy­wanego promieniowania, które teoretycznie zaniknie wpraw­dzie dopiero po nieskończenie długim czasie, ale w rzeczywi­stości już po krótkiej chwili będzie zbyt słabe, by mogło być zaobserwowane. Jednocześnie całe widmo będzie się nieskończe­nie przesuwało w kierunku fal długich. Z tych powodów czarny dół przestaje być widoczny bardzo szybko po rozpoczęciu się kurczenia obiektu, który go tworzy.

Czarny dół oddziałuje jednak grawitacyjnie z innymi ciałami, może więc przyciągać materię, która znajduje się wokół niego. W szczególności, gdy wokół czarnego dołu znajdzie się materia rozproszona, będzie ona stopniowo opadać do niego. Spadkowi materii towarzyszyć będzie jej ogrzewanie, energia grawitacyjna zacZnie przekształcać się w energię cieplną. Gorący gaz (o tem­peraturze wielu miliardów lub bilionów kelwinów) może wy­dajnie świecić w dziedzinie rentgenowskiej, a nawet w zakresie

promieniowania gamma. Z tego właśnie powodu czarnych dołów poszukuje się wśród silnych źródeł promieniowania rentgenow­skiego i gamma. Podejrzewa się, iż mogą one znajdować się w centralnych częściach galaktyk, być może są one odpowiedzial­ne za świecenie tzw. kwazarów, niewykluczone, że utworzyły się w środku niektórych gromad kulistych.

Przypuszcza się, że największe szanse na odkrycie czarnego dołu istnieją, gdy powstaje on w ciasnym (tzn. takim, że odle­głość między składnikami jest porównywalna z rozmiarami gwiazd) podwójnym układzie gwiazd. Wówczas już w czasie ewolucji gwiazd układu może dochodzić do przepływu materii z jednego składnika (wtedy, gdy ma on duże rozmiary i traci masę) na drugi. Komplikuje to znacznie przebieg ewolucji w sto­sunku do przedstawionego poprzednio przez nas obrazu ewolucji gwiazd pojedynczych. Niezależnie jednak od tego, jak rozwijać się będzie ewolucja każdego ze składników, może ona doprowa­dzić do sytuacji, gdy jedna z gwiazd przekształci się w czarny dół, a druga znajdzie się w stadium olbrzyma lub nadolbrzyma i będzie tracić materię. Gaz z niej wypływający będzie spadać do czarnego dołu, zwykle jednak nie dzieje się to bezpośrednio, gdyż moment pędu spadającej materii jest tak duży, iż siła odśrodkowa izmusza ją do obiegania czarnego dołu w pewnej od niego odległo­ści (rys. 46). Może ona utworzyć dysk otaczający czarny dół. Wsku­tek istnienia turbulencji i lepkości w takim dysku następuje prze­

kazywanie momentu pędu z wewnętrznych części dysku ku ze­wnętrznym. W ten sposób materia może tracić moment pędu i stopniowo zbliżać się do czarnego dołu, by wreszcie spaść do niego. I zmów w tym procesie wydzielać się będą olbrzymie ilości energii w postaci promieniowania rentgenowskiego i gamma

W czarnych dołach utworzonych z materii rotującej może dojść do bardzo wydajnego wydzielania się energii z gazu spadającego na taki czarny dół. W skrajnym przypadku emisja energii może dochodzić aż do ilości równoważnej ponad 40%> masy spoczyn­kowej gazu wpadającego do czarnego dołu. Byłby to najefekty­wniejszy sposób wyzwalania energii w przyrodzie znany nam obecnie, o wiele wydajniejszy od reakcji termojądrowych.

Jaka może być dalsza ewolucja układu, w którym jedna z gwiazd przekształci się w czarny dół? Już w okresie, gdy druga z gwiazd jest olbrzymem lub nadolbrzymem i obficie rozsiewa w obrębie układu materię, występuje znaczna utrata energii me­chanicznej układu. Powoduje to jego zmniejszanie się: czarny dół i gwiazda zbliżają się do siebie. Może dojść nawet do wtargnię­cia czarnego dołu do zewnętrznych części gwiazdy. Powstałaby wówczas gwiazda, wewnątrz której poruszałby się czarny dół. Biegnąc przez gwiazdę wchłaniałby on jej materię, a jednocześnie byłby hamowany. Spowodowałoby to szybkie osiadanie czarnego dołu w środku gwiazdy. Wyzwalanie się energii grawitacyjnej ma­terii, która wpadałaby do czarnego dołu, byłoby przyczyną wzro­stu jasności gwiazdy i istotnych zmian jej budowy. Ewolucji takiej dziwnej gwiazdy nie jesteśmy jeszcze w stanie przewi­dzieć. Możliwe jest inne zakończenie życia układu. Zanim dojdzie do wchłonięcia czarnego dołu przez gwiazdę, zakończy ona swą ewolucję, sama przekształcając się w czarny dół, gwiazdę neutro­nową lub białego karła. Jeżeli duże ilości materii zostaną przy tym wyrzucone z układu, siły grawitacyjne wiążące oba ciała mogą zmaleć na tyle, że układ się rozpadnie; pozostałość po ka­żdym ze składników podąży swą drogą przez Galaktykę, a być może nawet po pokonaniu sił wiążących gwiazdy w Galaktyce ucieknie z niej na zawsze. Jeżeli jednak po zakończeniu ewo­lucji pozostałości po obu składnikach tworzyć będą w dalszym ciągu ciasny układ, to dalsza jego ewolucja przebiegać może tylko w jeden sposób. Układ taki emitować będzie swą energię mecha­

niczną w postaci fal grawitacyjnych. Najpierw powoli, później — w miarę zbliżania się składników — coraz szybciej. Spowoduje to przyspieszenie tempa kurczenia się układu, aż wreszcie poruszając się po zacieśniającej się spirali oba składniki spotkają się: utworzy się jeden czarny dół.

Oczywiście cały ten opis jest wyłącznie hipotetyczny. Prze­cież nie jesteśmy pewni, czy w przyrodzie istnieją w ogóle czarne doły. Tym bardziej trudno orzec o realności przedstawionego tu obrazu ich ewolucji.

Gwiazdy neutronowe

Na przełomie lat 1967 i 1968 dokonano niespodziewanego odkry­cia. Stwierdzono, że z niektórych miejsc nieba docierają do Ziemi sygnały radiowe, które w postaci oddzielnych pulsów następują po sobie niezwykle regularnie w bardzo krótkich odstępach czasu rzędu 1 s lub nawet jeszcze szybciej. Osobliwość tego odkrycia po­legała zarówno na regularności (rys. 47) powtarzania się pulsów, jak i wysokiej ich częstości. Nie znano w owym czasie obiekitów astronomicznych, które wysyłałyby promieniowanie zmieniające się cyklicznie z tak krótkim okresem. Dlatego pojawiło się wiele hipotez tłumaczących zjawisko. Fantaści dopatrywali się w nim nawet przejawów działalności jakichś nieznanych cywilizacji — oto mieszkańcy odległych od nas układów planetarnych, pewnie jakieś małe zielone ludziki, ślą w kosmos zaszyfrowane na falach radiowych wiadomości o swym istnieniu z nadzieją, że zostaną gdzieś przez kogoś odebrane i zrozumiane. Wkrótce jednak okaza­ło się, jak bardzo nierozsądne musiałyby być te istoty, którym wszakże przypisać należałoby niezłe opanowanie techniki i dalece wykraczające poza zaspokojenie swych podstawowych potrzeb pragnienie nawiązania kontaktów z innymi cywilizacjami. Nieba-

wem bowiem wykryto, że pulsy promieniowania tych obiektów mogą być obserwowane nie tylko na lalach o określonej długości, lecz w całym widmie promieniowania zarówno radiowego, jak i optycznego, a nawet w dziedzinie rentgenowskiej. Zaiste istoty te bardzo rozrzutnie musiałyby gospodarzyć energią swych stacji nadawczych przy przekazywaniu informacji, które mogłyby przecież zawrzeć, i to w sposób znacznie ekonomiczniejszy, w pro­mieniowaniu o określonej częstości. Oczywiście hipoteza o pocho­dzeniu wykrytego promieniowania od istot rozumnych nie była przez ogół naukowców traktowana poważnie. Próbowano, choć nie przychodziło to łatwo, z cech otrzymywanego promieniowania wyciągnąć wnioski o właściwościach obiektów je emitujących.

Przede wszystkim należało wyjaśnić, co może być przyczyną bar­dzo wyraźnej okresowości „błysków radiowych” tych obiektów, którym nadano nazwę pulsarów. Wśród zjawisk prowadzących do periodycznych zmian jasności obiektów astronomicznych roz­ważyć należy przede wszystkim trzy podstawowe: wzajemne prze­słanianie się składników układu podwójnego, pulsację obiektu i obrót ciała o niejednorodnej jasności powierzchniowej. Okres zmian jasności spowodowanych którymkolwiek z tych zjawisk związany jest z gęstością obiektu świecącego. W układzie podwój­nym masy, okres obiegu i odległość między składnikami są po­wiązane ze sobą jak to podaje III prawo Keplera. Ponieważ roz­miary składników nie mogą przekraczać rozmiarów układu, przeto otrzymujemy stąd warunek na minimalną gęstość, jaką muszą mieć składniki układu obiegające się z określoną czę­stością. Także okres pulsacji zależy od gęstości ciała pulsującego i jest tym krótszy, im wyższa jest gęstość obiektu. Natomiast rotujące ciało nie może obracać się zbyt szybko, gdyż w prze­ciwnym przypadku siła odśrodkowa na równiku mogłaby prze­wyższyć siłę grawitacji i doprowadzić do rozerwania ciała; z tego powodu i w tym przypadku znajomość okresu zmian jasności wystarcza do oceny dolnej granicy gęstości, którą musi posiadać badany obiekt. Na podstawie tego rodzaju rozważań można było ocenić, że niezależnie od tego, które z wymienionych zjawisk powoduje istnienie odkrytych pulsów promieniowania radiowego, gęstość emitującego je obiektu musi przekraczać 10⁹ g/cm³ (tysiąc ton w naparstku).

W materii znajdującej się w takich warunkach zachodzą proce­sy, które w sposób istotny wpływają na jej właściwości. Dochodzi już wówczas do łączenia się protonów i elektronów w neutrony. Mogą być to więc gwiazdy, których materia składa się z dużej liczby neutronów, a przy jeszcze większych gęstościach od poda­nej wyżej — także z hiperonów, mezonów i innych cząstek elementarnych. Możliwość istnienia takich gwiazd, tzw. gwiazd neutronowych, była już teoretycznie przewidziana w 1938 r., ale dopiero wykrycie pulsarów potwierdziło ich występowanie w przyrodzie.

Dalsza analiza „błysków” pulsarów doprowadziła do pełniejsze­go zrozumienia ich struktury. Po wybuchu supernowej jej jądro gwałtownie się kurczy do rozmiarów kuli o promieniu rzędu 10 km i gęstości rzędu 10¹⁵ g/cm⁸ (z jednej łyżeczki materii tam po­branej można by wyprodukować samochody dla wszystkich ludzi na świecie). Znaczne zmniejszenie promienia, przy zachowaniu momentu pędu zapadającego się jądra supernowej, prowadzi do bardzo szybkiego obrotu powstającej w ten sposób gwiazdy neu­tronowej. Podobnie, wmrożone w materię pole magnetyczne musi podczas kurczenia się jądra znacznie zwiększyć swe natężenie. Utworzona w ten sposób gwiazda neutronowa składałaby się ze skrystalizowanej skorupy materii jądrowej zawierającej wewnątrz gaż neutronowy. Tego rodzaju konfiguracja może być stabilna, jeżeli nie ma zbyt dużej masy. Wartość'granicznej, maksymal­nej masy nie jest dokładnie znana. Zależy ona od postaci równa­nia stanu gazu neutronowego. Obecnie używa się kilku różnych postaci równania gazu neutronowego. Nie ma pewności, które z nich jest prawdziwe — odnosżą się przecież do właściwości ma­terii nie dających się odtworzyć w laboratoriach. Dlatego musimy ograniczyć się do stwierdzenia, że maksymalna masa, którą może mieć gwiazda neutronowa, zawiera się między 1 i 2 masami Słoń­ca. Zjawisko pulsacji promieniowania tłumaczone jest tym, że strumień wysokoenergetycznych cząstek wydobywa się z pewne­go obszaru pulsara, z okolic jego biegunów magnetycznych, a na­stępnie napędzany przez rotujące pole magnetyczne gwiazdy neu­tronowej wyświeca energię w obrębie wąskiego stożka. Ponie­waż oś magnetyczna gwiazdy neutronowej może być na ogół na­chylona do jej osi obrotu (rys. 48), przeto wtedy, gdy wskutek

obrotu pulsara ten stożek świetlny, podobnie jak snop światła latarni morskiej, oświetla obserwatora, następuje nagłe zwiększe­nie jasności (błysk) obiektu. Jednocześnie strumień cząstki prze­nika do ośrodka otaczającego pulsar, a to z kolei może być przy­czyną ogrzewania i świecenia znajdującej się w okolicy materii rozproszonej.

Poparciem tego rodzaju interpretacji pulsarów jest m.in. iden­tyfikowanie ich z pozostałościami po supernowych. W centrum mgławicy Krab, w miejscu, gdzie w 1054 r. zaobserwowano wy­buch supernowej, znajduje się pulsar, którego „błyski” obserwuje się zarówno w dziedzinie radiowej, jak optycznej i rentgenowskiej (fot. 35). Cała mgławica jest niewątpliwie pozostałością po wybu­chu tej supernowej. Świadczy o tym jej rozszerzanie się w tempie, które pozwala ocenić jej wiek na ok. 900 lat. Jednak świecenie mgławicy nie może być wyjaśnione jej stopniowym stygnięciem; bez dodatkowych źródeł energii powinna być obecnie znacznie słabiej widoczna. To dodatkowe źródło energii, podtrzymujące już prawie 1000 lat świecenie obłoku, upatrujemy w strumieniu czą­stek docierających od pozostałego po supernowej pulsara.

Ponieważ przyczyną ruchu cząstek opuszczających pulsary jest rotacja ich pola magnetycznego, przeto obrót pulsarów jest przy­czyną ich świecenia. Energia kinetyczna obrotu gwiazdy stopnio­wo przekazywana jest na rozpędzanie opuszczających ją strumie­ni cząstek, a następnie wyświecana w przestrzeń. Powoduje to po­wolne wydłużanie się okresów rotacji pulsarów (zjawisko takie stwierdzono obserwacyjnie), co prowadzi z kolei do zmniejszenia się siły odśrodkowej działającej w ich wnętrzach, a więc jedno­cześnie do zmian w rozmieszczeniu wewnątrz nich materii. W wy­niku tego co pewien czas musi nastąpić dopasowanie się kształtu zewnętrznej skorupy pulsara do rozkładu masy w jego wnętrzu. Tego rodzaju zjawisko następuje nagle (polega na pękaniu skoru­py) i prowadzi do obserwowanych od czasu do czasu nagłych przyspieszeń obrotu pulsarów.

Przedstawiony obraz zachowania się pulsarów odnosi się da obiektów pojedynczych. Można się spodziewać, że wiele bardziej skomplikowanych zjawisk wystąpi na gwiazdach neutronowych wchodzących w skład układów podwójnych, zwłaszcza takich,, w których drugą gwiazdą jest olbrzym obficie tracący masę.

Przynajmniej część gazu wyrzuconego z drugiego składnika układu zostaje ściągnięta w pobliże gwiazdy neutronowej przez jej pole grawitacyjne. Podobnie jak mogło to mieć miejsce w okolicy czarnego dołu, tak i wokół gwiazdy neutronowej może rozbudować się dysk rotującej materii, która przekazując swój moment pędu ku zewnętrznemu brzegowi dysku stopniowo zbliżać się będzie ku gwieździe. Inne partie gazu, obdarzone mniejszym momen­tem pędu względem gwiazdy, zmierzać będą bezpośrednio ku niej. Ale powierzchnia gwiazdy neutronowej chroniona jest ota­czającym ją silnym polem magnetycznym o natężeniu biliony razy większym niż ziemskie! Pole to powstrzymuje od spadku na gwiazdę nacierającą na nie materię, która zbiera się na nim, tworząc prawdopodobnie nad biegunami magnetycznymi, gdzie linie sił kierują się ku powierzchni gwiazdy neutronowej, dwa potężniejące gwałtownie obłoki (rys. 49). Po krótkiej chwili ma­sa obłoków wzrasta na tyle, że ciężarem swym przełamują od­działywanie pola i pewna część zebranej w nich materii spada nagle na gwiazdę neutronową. Dochodzi wówczas do raptownego wybuchu, wyzwala się olbrzymia ilość energii, spadający gaz

ogrzewa się do temperatury bilionów kelwinów; nagły rozbłysk promieniowania rentgenowskiego, a nawet promieniowania gam­ma, roznosi na wszystkie strony wieść o kataklizmie. Gwałtowny wzrost ciśnienia promieniowania na wiszące jeszcze nad bieguna­mi pozostałe części obłoków odcina im drogę ku gwieździe, pole magnetyczne regeneruje się natychmiast po tej katastrofie i sy­tuacja powtarza się. Znów nad okolicami biegunów zbierają się coraz cięższe obłoki, z których za chwilę runie na gwiazdę na­stępna lawina materii.

Ten obraz tłumaczy w ogólnych zarysach istotę jednego z naj­większych odkryć astronomii ostatnich lat. W 1975 r. wykryto pierwsze nagle rozbłyskujące intensywnie źródła promieniowania

/ | UW \ \(

L tm ii■ k ii l /. i l I l l / / lilii

rentgenowskiego. Typowy przebieg zmian jasności rentgeno­wskiej takich obiektów* jest następujący: w pewnej chwili po­jawia się nagły, w ciągu 1 s, lub nawet w czasie krótszym, kilkunastokrotny wzrost promieniowania rentgenowskiego, które następnie zanika w ciągu kilku, kilkunastu lub kilkudziesięciu sekund. Przez pewien czas, w przybliżeniu proporcjonalny do natężenia tego wybuchu, obiekt zachowuje się spokojnie, po czym znów nagle rozbłyskuje. Okres między kolejnymi wybuchami trwa od kilku sekund do kilku minut.

By zdać sobie sprawę ze skali zjawiska, możemy przytoczyć dane odnoszące się do jednego z najlepiej znanych obiektów tego typu, znajdującego się w okolicach centrum naszej Galakty­ki. W obiekcie tym w czasie każdego z większych rozbłysków rentgenowskich, powtarzających się po sobie w nieregularnych odstępach (ok. 5 minut), wydzielana jest energia parokrotnie przekraczająca 10^3S J. Jest to niemal tyle, ile Słońce wysyła w przestrzeń we wszystkich dziedzinach widma w ciągu roku! Wy­buch ten wywołany jest spadkiem na gwiazdę neutronową z po­wierzchni magnetosfery (tzn. z wysokości ok. 1000 km) w ciągu 1 s, z szybkością około połowy prędkości światła, gazu o masie rzędu 10¹⁷ kg (pięciokrotnie większej od masy wód Bałtyku). A każdy z dwu kolejnych takich olbrzymich rozbłysków prze­dzielony jest jeszcze kilkoma parę razy słabszymi.

Możliwe jest także inne wyjaśnienie mechanizmu świecenia tych obiektów. Być może opadający gaz osiada spokojnie na gwieżdzie. Dopływająca materia ma skład chemiczny typowy dla otoczek gwiazdowych, a więc tworzy ją przede wszystkim wodór i hel. W miarę upływu czasu zbiera się nad powierzchnią gwia­zdy neutronowej coraz grubsza warstwa nowego gazu. U jej spo­du rośnie szybko ciśnienie i temperatura. Wkrótce tworzą się warunki umożliwiające zachodzenie reakcji termojądrowych prze­miany wodoru w hel, helu w węgiel, a nawet łączenia się ją­der cięższych pierwiastków. To „zapalenie się” reakcji termo­jądrowych na powierzchni gwiazdy neutronowej, u spodu warst­wy osadzającej się wciąż materii następuje nagle. Bardzo szybko następuje rozbłysk gwiazdy i „spalenie” większej części wodoru

i helu. Wskutek braku „paliwa" rozbłysk wygasa, a po pewnym czasie w wyniku dopływu nowej materii pojawia się następny.

Przebieg zmian jasności promieniowania rentgenowskiego gwiazd neutronowych w układach podwójnych zależy bardzo sil­nie od właściwości układu. Szybkość obrotu gwiazdy neutronowej i natężenie jej pola magnetycznego, cechy gwiazdy tracącej ma­sę, jej rozmiary i ewentualne pulsacje lub wybuchy, wielkość dysku wokół gwiazdy neutronowej i jego oddziaływania ze spa­dającym gazem, rozmiary układu, nachylenie osi obrotu obu gwiazd względem płaszczyzny ich ruchu, wreszcie orientacja tej płaszczyzny względem obserwatora determinują obserwowane przez nas zachowanie się obiektu rentgenowskiego, zmiany jego jasności, polaryzację światła, częstość wybuchów. Nic dziwnego, że w miarę zdobywania coraz bardziej szczegółowych informa­cji o stale odkrywanych obiektach tego rodzaju, obserwowanych przecież od niewielu zaledwie lat, wciąż jesteśmy zaskakiwani, napotykając obiekty nowe, o właściwościach znacznie różniących się od znanych dotychczas.

Białe karły

Do niedawna białe karły przedstawiano w książkach po­pularnonaukowych i podręcznikach z zakresu astronomii jako obiekty o ekstremalnie dużej gęstości materii. Jeszcze w latach sześćdziesiątych naszego stulecia były one najgęstszymi znany­mi obiektami w przyrodzie. Dziś średnia gęstość w białych ka­rłach, rzędu 10⁶—10⁷ g/cm³ (tzn. 1—10 ton w centymetrze sześciennym, co odpowiada średniej wielkości, choćby nawet du­żemu samochodowi wtłoczonemu do naparstka), wydaje nam się, w zestawieniu z gęstościami materii w gwiazdach neutronowych lub w zapadających się w czarne doły jądrach supernowych, zupełnie umiarkowana.

Cechą charakterystyczną gazu o tej gęstości jest, że traci on już właściwości gazu doskonałego: staje się z d e g e nerowany. Elektrony znajdujące "się w tym gazie nie mogą się już poruszać z dowolnymi prędkościami (jak to się dzieje w gazie doskona­łym), lecz ruch każdego z nich zależy od tego, jaki jest rozkład

prędkości pozostałych. Wiąże się to z działaniem tzw. zasady Pauliego, w myśl której w danym stanie kwantowym może znajdować się nie więcej niż jedna cząstka. Przez stan kwan- t o w y rozumiemy tu pełen układ parametrów opisujących po­łożenie i ruch cząstki. Jeżeli gęstość cząstek jest duża i obsadzo­ne są wszystkie możliwe ich położenia, pojawiają się, określone zasadą Pauliego, ograniczenia prędkości cząstek. To właśnie po­woduje, że rozkład prędkości elektronów nie może już być ma- xwellowski, jak w gazie doskonałym, lecz liczba cząstek porusza­jących się z różnymi prędkościami, mniejszymi od pewnej gra­nicznej, jest jednakowa (niezależnie od prędkości), a przy pręd­kościach większych od tej granicznej szybko spada do zera. Wa­rtość tej prędkości granicznej zależy od gęstości materii (a także od temperatury). Zwiększenie gęstości pociąga za sobą podwyż­szenie tej prędkości granicznej, wymaga zatem pewnej, dość znacznej, ilości energii na przyspieszenie znajdujących się w ośrodku elektronów. To właśnie powoduje, że gaz zdegenero- wany z trudnością daje się zgęszczać (jest znacznie mniej ściśli­wy niż gaz doskonały), a rządzące nim równanie stanu odbiega od równania gazu doskonałego.

Użycie równania gazu zdegenerowanego (wraz z pozostałymi równaniami budowy wewnętrznej gwiazd) służy do konstruowania teoretycznych modeli białych karłów. Po obliczeniu takich modeli o rófńych masach okazało się, że im większa jest masa białego karła, tym mniejszy jego promień i wyższa gęstość oraz że nie można skonstruować modeli białych karłów o masie większej od ok. 1,4 masy Słońca. Z tego właśnie po­wodu gwiazdy, których jądra w chwili wygaśnięcia reakcji termo­jądrowej mają masy większe od tej wartości, muszą kończyć swą ewolucję jako gwiazdy neutronowe lub czarne doły.

Białe karły powstają z gwiazd mniejszych po zakończeniu ich ewolucji, odrzuceniu części masy, która w ostatnim okresie przed . utworzeniem się białego karła po wygaśnięciu reakcji termoją­drowych spływa z gwiazdy we wszystkich kierunkach w postaci mgławicy planetarnej (fot. 36). Od tej chwili rozgrywa się już ostatni, spokojny akt życia gwiazdy. Biały karzeł, ogołocone jądro gwiazdy, początkowo o wysokiej jeszcze temperaturze powierzch­niowej rzędu kilkunastu tysięcy kelwinów, powoli stygnie. Zmniej­

sza się jego temperatura, maleje jasność, gwiazda przesuwa się na wykresie Hertzsprunga-Russella na prawo w dół przez obszar zajmowany przez białe karły (rys. 50), aż wreszcie staje się zbyt słaba, by mogła być obserwowana. Przechodni ona w stan tzw. czarnego karła, gwiazdy już niewidocznej, stopnio­wo jeszcze stygnącej, bezpowrotnie zamierającej.

Białe karły, jak widzieliśmy, świecą na koszt swej energii wewnętrznej. Początkowo są gorące, bo były paleniskiem, w któ­rym wyzwalała się w reakcjach termojądrowych energia ożywia­jąca gwiazdę przez cały aktywny okres jej życia. Następnie — po­zbawione źródeł energii — wypromieniowują jej zasoby całą swą powierzchnią, najpierw szybko, póki są gorące (ilość energii opu­szczającej jednostkę powierzchni jest wszak proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury), potem coraz wolniej, w miarę jak ich temperatura opada. Tempo ewolucji (stygnięcia) białych kar­łów odmiennie zależy od mas gwiazdy niż tempo wszystkich pozostałych etapów ewolucji. Właśnie najmasywniejsze białe kar­ły są najmniejsze i przez ich niewielką powierzchnię wypływać może w jednostce czasu mniej energii niż z mniej masywnych,

a więc większych białych karłów o tej samej temperaturze efe­ktywnej. Z tego powodu najszybciej przekształcają się w czarne karły te, których masy są najmniejsze, tym bardziej że w chwili początkowej miały one (z racji swej małej masy) niewielkie za­pasy energii wewnętrznej. Ten proces, stygnięcia białych karłów jest jednak bardzo powolny, gdyż spadek ich jasności o jedną wielkość gwiazdową następuje w czasie rzędu miliarda lat.

Omówione w trzech ostatnich paragrafach typy obiektów sta­nowią końcowe fazy ewolucji materii w Galaktyce. Poczynając od formy rozproszonej, przechodzi ona po utworzeniu gwiazdy przez cykl przemian do stanu, w którym zostaje zmagazynowana w białych karłach lub gwiazdach neutronowych albo też na za­wsze zamknięta w czarnych dołach.

GALAKTYKA

Rozmiary i kształt Galaktyki

Gdybyśmy Słońce zmniejszyli do wielkości ziarnka maku, wów­czas Ziemia jako maleńki pyłek krążyłaby wokół niego w odle­głości 10 cm, a promień orbity Plutona wynosiłby 4 m. W tym modelu najbliższa gwiazda, sąsiednie ziarnko maku znalazłoby się w odległości 27 km — tyle co Błonie od centrum Warszawy lub Myślenice od Krakowa. Galaktyka, zbiorowisko gwiazd | rozproszonej wśród nich materii międzygwiazdowej, do którego należy Słońce, odwzorowana w tej skali wypełniłaby orbitę Księ­życa. Takie są proporcje rozmiarów do odległości gwiazd, które w liczbie 100 mld tworzą naszą Galaktykę./Pierwszym wrażeniem jest odczucie pustki, którą przebiegają ledwie dostrzegalne ziarnka (gwiazdy). Ale te maleńkie pyłki rozdzielone tak olbrzymi­mi odległościami oddziałują na siebie dostatecznie silnie, by ich wspólne przyciąganie grawitacyjne mogło utrzymać cały układ w spoistości, nie dozwoliło na rozpad Galaktyki. Właśnie te siły powodują, że Galaktyka nie jest przypadkowym skupiskiem gwiazd, lecz dobrze wyodrębnionym, trwałym zbiorem o regular­nym kształcie, tworem, którego zachowaniem rządzą ściśle okre­ślone prawidłowości determinujące jego budowę i rozwój.

Możemy też użyć innego porównania. Wyobraźmy sobie Słoń­ce zmniejszone do wielkości atomu wodoru. Wówczas, zachowu­jąc tę skalę, w każdym centymetrze sześciennym znajdzie się pa­rę takich atomów wodoru — słońc. Galaktykę moglibyśmy po­traktować w tym modelu jako obłok gazowy złożony z atomów wodoru, obłok, który zmieścić by się mógł na terenie boiska piłkarskiego. To porównanie Galaktyki do obłoku gazu odzwier­ciedla nie tylko skalę rozmiarów. I nawet nie to jest istotne, że gaz o gęstości kilku atomów w centymetrze sześciennym astrono-

mowie obserwują w rzeczywistości. Taka jest mniej więcej śred­nia gęstość materii międzygwiazdowej złożonej przede wszyst­kim z atomów wodoru (przypomnijmy, że liczba cząstek powie­trza w każdym centymetrze sześciennym jest 10¹⁹ razy większa, no i cząstki powietrza są masywniejsze). Znacznie ważniejsze jest to, że właściwości zbiorowisk gwiazd są bardzo podobne do właściwości obłoków gazu. W układach tych można wprowadzić takie pojęcia, jak ciśnienie, energia wewnętrzna, temperatura (będąca miarą prędkości ruchów chaotycznych gwiazd w układzie) itp. Mając właśnie te wspólne cechy na uwadze, mówi się czasem

o gazie gwiazdowym jako tworzywie, z którego uformo­wane są układy gwiazdowe, takie np. jak Galaktyka. Najisto­tniejszą różnicą między zwykłym obłokiem gazu a obłokiem gazu gwiazdowego jest istnienie w tym ostatnim oddziaływań grawita­cyjnych na tyle silnych, że determinują one ruch gwiazd i nie pozwalają im opuścić układu.

Takim zbiorowiskiem gwiazd jest nasza Galaktyka. Ogrom­nym, bo światło zużywa aż ok. 100 tys. lat, by przebiec z jednego jej krańca w drugi. Siła odśrodkowa wywołana przez obrót Ga­laktyki nadaje jej kształt bardzo płaskiego dysku, o wyraźnym zagęszczeniu gwiazd wokół centralnie położonego jądra otoczone­go rozpościerającym się we wszystkich kierunkach od centrum Galaktyki tzw. halo galaktycznym, w którym gęstość gwiazd powoli maleje ku brzegom. Słońce leży w dysku Galak­tyki w odległości ok. 30 tys. lat światła (10 kps) od centrum. Dlatego rozmieszczone w dysku gwiażdy składają się na świe­tlisty pas, zwany Drogą Mleczną, przecinający całe niebo, u nas szczególnie dobrze widoczny w lecie. Większość materii międzygwiazdowej zalega w dysku galaktycznym w wąskiej warstwie o grubości zaledwie ok. 800 lat światła. A więc dobrym modelem warstwy materii międzygwiazdowej w Galaktyce jest długogrająca płyta adapterowa. Widzimy, że przyroda lubi dyski. Spotkaliśmy się już z bardzo cienkim pierścieniem wokół Sa­turna. Planety w Układzie Słonecznym krążą wszystkie prawie w jednej płaszczyźnie. Jest więc też ten Układ rodzajem dysku, pozostałością dawnego pierścienia materii wokół Słońca, z które­go wyodrębniły się planety. Dyski tworzą się wokół niektórych gwiazd w układach podwójnych. I obecnie widzimy, że Galakty­

ka, a przede wszystkim zawarta w niej materia międzygwiazdowa, ale także i wiele gwiazd, tworzy bardzo płaski 1 rozległy dysk (rys. 51). Dzieje się tak, zawsze wtedy, gdy materia obiegająca centralnie usytuowane ciało jest chłodna, tzn. gdy prędkości wza­jemne tworzących ją cząstek (atomów, pyłów, brył) są niewielkie w porównaniu z prędkościami ich obiegu wokół ciała centralnego. Ten warunek spełnia gaz W Galaktyce i dlatego tworzy on tak cienką warstwy.

Oczywiście w halo galaktycznym występuje także gaz wyrzu­cany w różnego rodzaju wybuchach z dysku. Jest go jednak tam bardzo niewiele. Tworzy on jedynie rozrzedzoną koronę zjonizowanego wodoru — prawie nieobserwowalną, w której w niektórych tylko miejscach dają się łatwiej dostrzec nieco gęstsze obłoki pędzące z szybkością kilkudziesięciu kilometrów na sekundę.

Jednak wszystek gaz, który prawie w całości skupiony jest w tak cienkiej warstwie, że jej położenie służy do określenia płaszczyzny Galaktyki, stanowi znikomą część masy tego układu. Większość materii, bo ok. 95%, zawarta jest w gwiazdach. Ich rozmieszczenie określa wygląd Galaktyki oraz rozkład sił grawi­tacyjnych, które rządzą ruchem wszystkich ciał wchodzących w skład tego układu. Z pewnym jednak wyjątkiem — rozmiesz­czenie tych zaledwie 5% masy Galaktyki, jakie stanowi gaz międzygwiazdowy, jest czynnikiem powodującym powstanie ramion spiralnych Galaktyki, które w postaci olbrzy­

mich obszarów o podwyższonej gęstości materii międzygwiazdo- wej. a także młodych gwiazd, rozciągają się od ok. 3 kps od jądra, poprzez cały dysk aż po jego brzeg zewnętrzny.

Celem tego rozdziału będzie zrozumienie związku budowy na­szej Galaktyki z jej ewolucją, wpływu na nią ewolucji gwiazd i przemian zachodzących w materii międzygwiazdowej.

Dysk i halo

W poprzednim rozdziale stwierdziliśmy, że gwiazdy różnią się między sobą składem chemicznym swych atmosfer. Od­nosi się to przede wszystkim do zawartości pierwiastków cięższych od wodoru i helu. Te, w których — podobnie jak w Słońcu — obfitość tych pierwiastków jest duża, rzędu 3°/o, zaliczane są do populacji I. Pozostałe, o mniejszej zawartości pierwiastków cięż­kich, ok. l»/o lub niższej, tworzą populację II. Ponieważ w atmo­sferach gwiazd nie zachodzą i nigdy nie zachodziły (przynajmniej na większą skalę) przemiany pierwiastków, przeto zachowały one niezmienny skład chemiczny od chwili swych narodzin, a więc taki, jaki miała materia międzygwiazdowa w chwili ich powsta­nia. Znajomość obecnego ruchu i rozmieszczenia gwiazd różnych populacji w Galaktyce może więc nam posłużyć do poznania ewolucji rozmieszczenia i składu chemicznego materii między­gwiazdowej w Galaktyce, a tyia samym ewolucji samej Galak­tyki.

Badania spektroskopowe przesunięcia dopplerowskiego linii w widmach promieniowania gwiazd dostarczają nam informacji

o prędkościach radialnych tych gwiazd względem Słońca. Może­my w ten sposób dowiedzieć się, z jaką prędkością zbliża się do Słońca lub oddala od niego każda z badanych gwiazd. Składową prędkości gwiazdy prostopadłą do promienia widzenia (łączą­cego gwiazdę ze Słońcem), tzw. prędkość tangencjalną, możemy poznać wyznaczywszy ruch własny gwiazdy (tj. prędkość przemieszczania się jej na sklepieniu nieba w stosunku do innych gwiazd) i jej odległość. Po przeprowadzeniu wszystkich obserwa­cji i rachunków niezbędnych dó wyznaczenia prędkości radial­

nych i tangencjalnych możemy obliczyć prędkości badanych gwiazd względem Słońca w kilometrach na sekundę oraz kie­runki tych prędkości. Przeprowadzane w ten sposób pomiary prędkości gwiazd doprowadziły do stwierdzenia bardzo istotnych różnic cech kinematycznych między gwiazdami należącymi do różnych populacji.

Prędkości względem Słońca gwiazd populacji I okazały się niewielkie, rzędu kilku, kilkunastu, najwyżej kilkudziesięciu kilometrów na sekundę. Oczywiście prędkości te są niewielkie jedynie jak na warunki astronomiczne. Ciało poruszające się z tą prędkością przebiegałoby przez Polskę w ciągu zaledwie ok. 1 minuty, ale już odcinek porównywalny z rozmiarami Układu Planetarnego pokonywałoby w ciągu 20 lat. Natomiast w olbrzy­mich obszarach naszej Galaktyki wszystkie gwiazdy populacji I znajdujące się obecnie w okolicach Słońca przez setki milionów lat nie zdołają się znacznie oddalić od niego. O wiele większe prędkości względem Słońca mają obiekty populacji II. Prędkości te często przekraczają 50 km/s, a nierzadko wynoszą ponad 100 km/s. Tak np. typowe prędkości gromad kulistych względem Słońca są rzędu 130 km/s. Są to już szybkości na tyle duże, że te z obiektów populacji II, które obecnie obserwujemy w pobliżu nas, niedługo, w ciągu kilkunastu milonów lat, oddalą się znacznie od Słońca i podążą swymi drogami przez Galaktykę, by ewentualnie po miliardach lat znów spotkać się z nami.

Te odmienne cechy kinematyczne gwiazd różnych populacji mają istotny wpływ na ich rozmieszczenie w Galaktyce. Gwiaz­dy populacji I, mające niewielkie prędkości względem Słońca, poruszają się podobnie jak i ono w pobliżu płaszczyzny Galak­tyki, nie oddalając się od niej więcej niż na jakieś sto, stokilka- dziesiąt parseków. Te właśnie gwiazdy wraz z materią między- gwiazdową tworzą dysk galaktyczny. Zaliczamy je z tego powo­du do płaskich podsystemów gwiazd. Natomiast gwiazdy populacji II mają na ogół składowe prędkości prosto­padłe do płaszczyzny Galaktyki tak duże, że mogą po pokonaniu sił przyciągania przez dysk oddalić się na znaczne odległości, nawet paru kiloparseków, od płaszczyzny Galaktyki. Z tego po­wodu nie obserwuje się ich istotnej koncentracji w dysku; roz­

mieszczone są one prawie sferycznie symetrycznie wokół centrum Galaktyki, z gęstością stopniowo malejącą w miarę oddalania się od tego centrum. Te gwiazdy zaliczamy do podsystemów sferycznych. Liczba mnoga użyta tu jest dla podkreślenia faktu, że różne grupy gwiazd (w ramach każdej populacji) cha­rakteryzują się nieco odmiennym stopniem koncentracji bądź to względem płaszczyzny Galaktyki, bądź to względem jej centrum. Z tego także powodu wprowadza się pojęcie podsystemów pośrednich, o cechach zawartych między właściwościami podsystemów płaskich i sferycznych. Po przeprowadzeniu takiej klasyfikacji uzyskano bardzo ważny wniosek, że skład chemiczny atmosfer gwiazd podsystemów coraz bardziej skoncentrowanych w pobliżu płaszczyzny Galaktyki coraz bardziej obfituje w pier­wiastki ciężkie.

To spostrzeżenie, że cechy populacyjne gwiazd związane są z ich cechami kinematycznymi i rozmieszczeniem, służyć może do wymiennego stosowania podziału gwiazd na populacje i podsy­stemy. Podstawę klasyfikacji mogą stanowić albo skład chemicz­ny atmosfer gwiazd, albo też dowolna cecha czy zespół nieza­leżnych cech kinematycznych różnicujący w dostatecznym stopniu zbiorowość gwiazd w Galaktyce. Oczywiście podział gwiazd na populacje za pomocą kryteriów kinematycznych jest mniej doskonały od podziału przeprowadzonego przy użyciu cech fizycznych poszczególnych gwiazd, nie pozwala bowiem rozstrzy­gać o przynależności populacyjnej pojedynczych obiektów, lecz może być stosowany tylko statystycznie do grup gwiazd wyod­rębnionych już uprzednio na podstawie cech morfologicznych. Z drugiej jednak strony posiada on tę zaletę, że nie jest tak pra­cochłonny i może być dokonany szybko dla dużej liczby gwiazd.

Obecnie, gdy od miliardów lat ustalił się już kształt Galaktyki i rozkład w niej masy, ruch każdej gwiazdy odbywa się pod wpływem sił grawitacyjnych pochodzących od całej Galaktyki i rządzony jest rozkładem potencjału grawitacyjnego (determinu­jącego w każdym miejscu wielkość siły grawitacji) Galaktyki. Znaczne zbliżenia między gwiazdami, które prowadzić by mogły do istotnych zmian obu orbit spotykających się gwiazd, są tak rzadkie, że statystycznie nie mają znaczenia, i w praktyce, gdy

mówimy o zachowaniu się Galaktyki jako całości, mogą być w pełni zaniedbane. Zdawać by się mogło, że istnienie układów gwiazd podwójnych, układów wielokrotnych (w których kilka gwiazd obiega się wzajemnie pod wpływem swych sił przycią­gania), czy wreszcie gromad przeczy tej zasadzie. Tak jednak nie jest. Każdy taki układ znajduje się na tyle daleko od pozostałych gwiazd Galaktyki, że z punktu widzenia dynamiki może być tra­ktowany jako izolowany, poruszający się jako całość (jakby jedna gwiazda o łącznej masie układu) pod wpływem ogólnego pola grawitacyjnego Galaktyki. Z tego powodu orbity poszczególnych gwiazd lub układów podwójnych czy wielokrotnych albo gromad, traktowanych jako całość, choć mogą być bardzo skomplikowane, nie zmieniają się. W szczególności, jeżeli orbity te zawarte są w dysku galaktycznym (rys. 52), to na zawsze będą w nim uwię­zione. I na odwrót, skoro obserwujemy obecnie gwiażdy porusza­jące się po orbitach odbiegających daleko od płaszczyzny Gala­ktyki, to możemy stwierdzić, że gwiazdy te musiały się narodzić gdzieś z dala od dysku galaktycznego lub w chwili naredzin mieć wyjątkowo duże prędkości, które doprowadziły do wyrzucenia ich z niego. Gwiazdy podsystemów sferycznych to gwiazdy stare, należą wszak do populacji II. Gwiazdy podsystemów płaskich są młodsze od nich, niektóre rodzą się jeszcze teraz. Najprostszym wyjaśnieniem różnego rozmieszczenia i ruchu gwiazd odmień-

nych populacji jest przyjęcie, ze powstawały one na różnych etapach ewolucji Galaktyki.

W czasie gdy tworzyły się obiekty populacji II, materia mię- dzygwiazdowa będąca ich tworzywem musiała rozciągać się da­leko poza obszar, w którym obecnie występuje. Musiała występo­wać przynajmniej na odległości kilku kiloparseków od obecnej płaszczyzny Galaktyki. Wyjaśnienia tego faktu dostarcza teoria powstania Galaktyki przed ok. 15 mld lat z obłoku gazowego za­padającego się pod wpływem własnej grawitacji. Początkowo obłok ten, o rozmiarach rzędu 100 kps, składający się głównie z wodoru i helu z nieznaczną domieszką cięższych pierwiastków, wyodrębnił się z materii międzygalaktycznej (wówczas znacznie jeszcze obfitszej zapewne niż obecnie) i pod wpływem własnego ciężaru zaczął się kurczyć. Trudno przypuszczać, by był on ściśle kulisty i jednorodny. Dlatego, bez wątpienia, już wkrótce doszło w nim do zderzeń między poszczególnymi częściami pędzącymi z prędkościami rzędu 100 km/s po różnych, przecinających się nawzajem torach ku środkowi układu. Zderzenia te prowadzić musiały do powstawania olbrzymich fal uderzeniowych rozcho­dzących się w kolidujących ze sobą częściach obłoku-p r o t o g a- 1 a k t y k i. Tworzyły się zgęszczenia gazu — obłoki o różnych rozmiarach biegnące w przestrzeni od zderzenia do zderzenia, wy­mieniające między sobą materię i pęd, wyświecające w czasie każdej kolizji olbrzymie ilości energii. Mimo iż spotkania obło­ków opóźniały nieco kurczenie się protogalaktyki w porównaniu z tempem, w jakim to zjawisko zachodziłoby w przypadku swo­bodnego zapadania się protogalaktyki, to jednak prawdopodobnie przyspieszało się ono coraz bardziej. Cały ten proces trwał nie­wiele ponad miliard lat. W tym czasie w zderzeniach obłoków gazu ze sobą wskutek wymiany między nimi pędu dochodziło stopniowo do takiego rozłożenia się momentu pędu, jaki obecnie obserwujemy w Galaktyce.

W miarę kurczenia się protogalaktyki wzrastała w niej gęstość gazu. Gęstość gazu rosła także w obłokach, które coraz częściej i coraz energiczniej zderzały się ze sobą. W tym okresie pojawiły się zapewne w niektórych miejscach, za falami uderzeniowymi generowanymi kolizjami nacierających na siebie mas, gdzie gę­stość mogła być szczególnie wysoka, warunki sprzyjające po­

wstawaniu młodych gwiazd. Wtedy to rodzić się zaczęły naj­starsze gwiazdy populacji II, niektóre pewnie pojedynczo, inne w gromadach. Najmasywniejsze i najtrwalsze z tych gromad — gromady kuliste — przetrwały do naszych czasów. Młode gwia­zdy odziedziczyły po materii, z której powstały, jej skład che­miczny (stąd tak mało w nich pierwiastków ciężkich) i cechy kinematyczne: duże prędkości, dzięki którym do dziś mogą po­ruszać się po orbitach znacznie nachylonych do płaszczyzny Ga­laktyki i w ten sposób tworzyć potężne halo galaktyczne.

Już od chwili powstania tych najstarszych gwiazd populacji II, po osiągnięciu przez nie ciągu głównego, w ich wnętrzach rozpo­częła się przemiana wodoru w hel, a następnie helu w cięższe pierwiastki. Wiele z tych gwiazd miało zapewne tak duże masy, że procesy ewolucyjne doprowadziły do zakończenia ich żywota wybuchem supernowej jeszcze w okresie kurczenia się proto- galaktyki. Wyrzucona w czasie eksplozji materia supernowej za­silała w pierwiastki ciężkie materię rozproszoną. Stąd nowe, ro­dzące się gwiazdy, rozpoczynające swe życie znacznie już bliżej płaszczyzny Galaktyki, a więc tworzące podsystemy bardziej już spłaszczone, od początku swego istnienia miały skład chemiczny bogatszy w pierwiastki cięższe od wodoru i helu niż poprzednia generacja. Proces ten trwał nieprzerwanie, materia międzygwia- zdowa zapadała się ku centrum Galaktyki, a jej części obdarzone większym niż inne momentem pędu skupiały się w coraz cieńszym dysku. Wciąż nowe porcje materii międzygwiazdowej przekształ­cały się w gwiazdy, z których najmasywniejsze, szybko ewolu­ujące, zwracały część swej masy, wzbogacając pierwiastkami cięż­kimi materię rozproszoną, aż do chwili utworzenia przez nią ob­serwowanego do dziś masywnego jądra i płaskiego jak płyta adapterowa dysku galaktycznego, w którym wciąż jeszcze powsta­ją gwiazdy populacji I. Z tego okresu tworzenia się Galaktyki dostrzec możemy na naszym niebie jedynie te gwiazdy, które nie zdążyły zakończyć jeszcze swej ewolucji, a więc te, których prze­miany zachodzą powoli, gwiazdy o masach nie przekraczających ok. 0,8 masy Słońca.

Takie są obecnie ogólne wyobrażenia o powstaniu naszej ma­cierzystej Galaktyki. Ogólne, bo szczegółów oczywiście nie znamy. Zbyt wiele jest jeszcze niewiadomych do stworzenia dokładniej­

szego obrazu tego wczesnego okresu życia Galaktyki. Nie w pełni zdajemy sobie sprawę z warunków termicznych i gazodynamicz- nych panujących ówcześnie w zapadającej się protogalaktyce. Zbyt mało wiemy o bardzo istotnych dla przebiegu ewolucji protoga- laktyki procesach powstawania w niej gwiazd. Przecież zbyt sła­bo znamy przebieg tych procesów obecnie w Galaktyce, a cóż do­piero mówić o zachodzeniu ich w warunkach tak odmiennych, zwłaszcza że prawdopodobnie procesy te determinowane były innymi czynnikami, niż to dzieje się teraz. Wniosek taki nasuwa się choćby z tego powodu, iż mogły wówczas powstawać tak ma­sywne układy jak gromady kuliste, które nie rodzą się już obe­cnie, w spokojnym okresie życia Galaktyki. Ale wydaje się, że ogólny obraz nakreślony tutaj jest poprawny. Tłumaczy on za­równo cechy kinetyczne gwiazd różnych populacji i ich skład chemiczny, jak też ich obserwowane masy.

Obrót protogalaktyki modyfikował przebieg jej ewolucji. Z po­czątku bardzo powolny, gdy rozpościerała się ona jeszcze na kilka­dziesiąt kiloparseków, stopniowo przyspieszał się, gdy protoga- laktyka kurczyła się coraz bardziej. Działo się to wskutek zacho­wania momentu pędu w całym tym ogromnym obłoku gazowym. Było to dokładnie to samo zjawisko fiżyczne, które powoduje przyspieszenie się obrotów łyżwiarza wykonującego piruet na lo­dowisku, gdy przyciąga on do siebie uprzednio szeroko rozstawio­ne ręce. W wyniku przekazywania sobie momentu pędu przecz zde­rzające się części gazowej protogalaktyki te partie gazu, które traciły moment pędu na rzecz innych, dążyły ku środkowi Ga­laktyki, te zaś, które uzyskiwały duży moment pędu, spychane były ku peryferiom układu i stopniowo osiadały w dysku gala­ktycznym. Pomimo iż proces kontrakcji protogalaktyki przebiegał bardzo szybko i zdążyła ona dokonać podczas niego niewiele po­nad jeden obrót, transport momentu pędu był bardzo wydajny i doprowadził do rozbudowy potężnego, zawierającego znaczną część masy Galaktyki dysku obracającego się wokół jądra. Ma­teria zawarta w dysku, zarówno gwiazdy, jak i gaz, obiegają

Jak obraca się Galaktyka?

206

obecnie jądro Galaktyki z różnymi prędkościami zależnie od swej odległości od centrum Galaktyki.

W dysku tym znajduje się Słońce. Jednym z trudniejszych pro­blemów jest wyznaczenie odległości Słońca od środka Galaktyki, a jest to wielkość bardzo ważna, gdyż służy do skalowania rozmiarów Galaktyki, podobnie jak odległość Ziemi od Słońca służy jako wzorzec w Układzie Planetarnym. Dlatego opracowano kilka metod wyznaczania tej odległości. Jedna z nich polega na pomiarach odległości do gromad kulistych, które two­rząc podsystem sferyczny rozmieszczone są symetrycznie wokół środka Galaktyki, inna — do gwiazd RR Lyrae (rys. 53) znajdu­jących się w pobliżu centrum Galaktyki, jeszcze inne — do gwiazd poruszających się wokół jądra Galaktyki z tą samą prędkością (rys. 54), a więc będących w tej samej odległości co Słońce. Wy­

znaczona w ten sposób z dokładnością ok. 10% odległość Słońca od centrum Galaktyki wynosi 10 kps (30 tys. lat światła). Drugą bardzo ważną wielkością charakteryzującą kinematykę Galakty­ki jest prędkość Słońca w jego ruchu wokół centrum tego układu. Tę możemy wyznaczyć badając ruch Słońca względem obiektów nie biorących udziału w obrocie Galaktyki, np. wzglę­dem innych galaktyk. W ten sposób możemy stwierdzić, że Słońce porusza się z prędkością ok. 250 km/s ku gwiazdozbiorowi Ła­będzia, odległemu na niebie o 90° od gwiazdozbioru Strzelca, w którym znajduje się środek Galaktyki. Znając prędkość obiegu Słońca w Galaktyce oraz jego odległość od centrum, możemy bez trudu wyznaczyć okres jego obiegu wynoszący ok. 200 min lat. Często temu okresowi, wykorzystując analogię z ruchem Ziemi wokół Słońca, nadaje się nazwę roku galak­tycznego. W ciągu tego okresu gwiazdy populacji I z okolic Słońca dokonują jednego pełnego obiegu wokół centrum Galakty­ki. Obserwacyjne stwierdzenie obrotu Galaktyki ma doniosłe zna­czenie dla fizyki, gdyż dowodzi istnienia sił, które nadają gwia­zdom przyspieszenia powodujące zmianę kierunku ich ruchu, i w ten sposób pośrednio stanowi potwierdzenie stosowalności prawa powszechnego ciążenia do ciał odległych od siebie o tysią­ce lat świetlnych.

Korzystając teraz z III prawa Keplera możemy ocenić masę Galaktyki. Ocenić jedynie, a nie obliczyć dokładnie, gdyż prawa Keplera odnoszą się do ciał punktowych lub do takich, w których masa rozłożona jest sferycznie symetrycznie, a zało­żenie to nie jest ściśle spełnione przez Galaktykę. Mimo jednak takiego uproszczenia uzyskuje się wartość zbliżoną do otrzymy­wanej przez astronomów przy użyciu innych, znacznie dokła­dniejszych metod: ok. 150 mld mas Słońca. Jest to w przybliżeniu liczba gwiazd w Galaktyce, a więc każdy człowiek na świecie mógłby być właścicielem 35 gwiazd do niej należących.

Prędkość, z jaką Słońce obiega środek Galaktyki, charaktery­zuje prędkość obrotu podsystemów płaskich. W podsystemach sferycznych gwiazdy poruszają się po orbitach nachylonych pod rozmaitymi kątami do płaszczyzny Galaktyki, część z nich bie­gnie w kierunku przeciwnym do obrotu całego układu. Z tego powodu średnia prędkość tych gwiazd, określająca prędkość obro­

tu tych podsystemów, jest niewielka. Dlatego, aby jednoznacznie rozumieć pojęcie obrotu Galaktyki, będziemy go utożsa­miać, jak to czynią astronomowie, z obrotem podsystemów pła­skich.

Najbardziej typowy podsystem płaski tworzy materia między- gwiazdowa. Gaz ten i pył krążą wokół środka Galaktyki prawie dokładnie po kołach leżących w płaszczyźnie Drogi Mlecznej. Z tego powodu ruch materii międzygwiazdowej stanowi świetny wzorzec obrotu Galaktyki. Niewielkie są, w porównaniu z prędko­ścią 250 km/s, ruchy swoiste poszczególnych obłoków, rzędu 10 km/s, nakładające się na rotację całego podsystemu. Niezbyt duże, choć — jak niedługo się o tym przekonamy — bardzo istotne dla wyglądu i ewolucji Galaktyki, są odchylenia ruchu gazu od kołowego w okolicach ramion spiralnych.

Dlatego znaczny postęp w poznaniu rotacji Galaktyki nastąpił w połowie naszego stulecia, po rozpoczęciu systematycznych obser­wacji radioastronomicznych gazu międzygwiazdowego. Promie­niowanie radiowe dociera do nas także z odległych obszarów naszej Galaktyki (nawet I okolic centrum), których w dziedzinie widzialnej nie możemy obserwować wskutek ekstynkcji między­gwiazdowej. Szczególnie owocne okazały się obserwacje emito­wanej przez niezjonizowany wodór linii o długości fali 21 cm. Linia ta powstaje w wyniku zmiany kierunku spinu elektronu w stosunku do spinu protonu w neutralnym atomie wodoru. W promieniowaniu radiowym docierającym od dużych obszarów wodoru neutralnego ta linia jest szczególnie silna. Je­żeli skierujemy radioteleskop w jakimś kierunku w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, to będzie on odbierał promieniowanie z wielu obszarów wodoru neutralnego leżących w tym kierunku w róż­nych od nas odległościach. Ponieważ obszary te poruszają się | różną względem nas prędkością, przeto promieniowanie docie­rające do nas od każdego z nich będzie w innym stopniu prze­sunięte w długości fali. Zamiast jednej linii widmowej zaobserwu­jemy kilka: natężenie każdej charakteryzuje masę jednego z kompleksów wodoru, a przesunięcie jej długości fali w stosunku do wzorcowej długości 21 cm, cechuje jej prędkość względem Słońca. Maksymalną prędkość względem Słońca ma ten z obser­wowanych kompleksów gazli, który porusza się po okręgu sty-

i fi .i V \ MMMM V

cznym do promienia widzenia (rys. 55). Ponieważ znamy kąt i oraz odległość Słońca od centrum Galaktyki R©, bez trudu znaj­dujemy odległość od środka Galaktyki kompleksu o maksymalnej prędkości radialnej względem Słońca:

R = Rq sin /

W ten sposób możemy wyznaczyć prędkość rotacji Galaktyki w odległości R od centrum. Powtarzając obserwacje w innych kierunkach znajdujemy zależność prędkości rotacji od odleg­łości od środka, tzw. krzywą rotacji Galaktyki (rys. 56).

Prędkość obrotu Galaktyki inaczej (wolniej) zmienia się w miarę oddalania się od centrum, niż wynika to z III prawa Kep­lera (w myśl którego v ~ R~ jg ). Jest to oczywiście spowodowane tym, że większość masy Galaktyki znajduje się poza jej jądrem i że znaczna jej część rozmieszczona jest w dysku. Dlatego obse­rwowane prędkości rotacji Galaktyki w różnych odległościach od centrum należą do najważniejszych danych wykorzystywa­nych przez astronomów do wyznaczania rozkładu masy w Gala­ktyce. Badania ruchu materii międzygwiazdowej i gwiazd służą do oceny masy jądra Galaktyki, jej dysku i halo.

Gaz i pył

Badaniom promieniowania radiowega wodoru neutralnego za­wdzięczamy, że rozmieszczenie i ruch tego składnika naszej Ga­laktyki znamy najdokładniej. Ponieważ obserwowane przez nas promieniowanie radiowe w linii 21 cm pochodzące z kompleksów wodoru neutralnego znajdujących się w różnych miejscach w Ga­laktyce jest w wyniku ich odmiennej prędkości względem Słoń­ca w innym stopniu przesunięte w długości fali, przeto znając krzywą rotacji Galaktyki i kierunek, w którym zwrócony jest radioteleskop, możemy zidentyfikować położenie w Galaktyce każdego z tych kompleksów. Z pomiarów natężenia linii wycią- j

gamy informacje o tym, ile jest gazu w każdym z tych komplek­sów. Po dokonaniu takich obserwacji w różnych kierunkach w Galaktyce możemy stworzyć mapę rozmieszczenia w niej wodo­ru neutralnego (rys. 57). Przedstawiony na niej rozkład gęstości neutralnego wodoru w płaszczyźnie Galaktyki cechuje się dość znacznymi kontrastami. Gęstość zmienia się w granicach od po­niżej 0,1 do ok. 2 atomów/cm³. Jeden centymetr sześcienny po­wietrza rozprężony w przestrzeni międzygwiazdowej do gęstości tam panującej zająłby objętość sześcianu o boku 100 km. Obszary

o podwyższonej gęstości układają się w wyraźnie zarysowane ramiona spiralne, o szerokości ok. 1 kps, opasujące całą Galakty­kę. Pomiędzy ramionami gęstość wodoru jest znacznie niższa.

Dane te odnoszą się do gęstości uśrednionych w dość dużych ob­szarach o rozmiarach rzędu 100 ps.

4 W \ \ \

O wiele większe kontrasty gęstości zaznaczyłyby się, gdybyśmy mogli spojrzeć na Galaktykę ze znacznie większą zdolnością roz­dzielczą. Bogatych informacji o mikrostrukturze rozmieszczenia i właściwościach materii międzygwiazdo we j dostar­czają obserwacje światła widzialnego docierającego od lub prze­chodzącego przez tę materię. Niestety, na ogół odnoszą się one jedynie do bezpośredniego sąsiedztwa Słońca, gdyż właśnie pro­mieniowanie widzialne jest. przez materię między gwiazdową w Galaktyce silnie rozpraszane i pochłaniane.

Na zdjęciach nieba często obserwuje się jasne mgławice, świe­

cące obłoki materii międzygwiazdowej (fot. 37). Na innych foto­grafiach ujrzeć można ciemne obszary pozbawione gwiazd, które gęsto rozsiane są na pozostałych częściach tego samego pola: to ciemny, niedostrzegalny obłok pyłu i gazu zakrywa nam gwiazdy leżące za nim (fot. 38). W widmie światła gwiazd często widocz­ne są układy cienkich linii absorpcyjnych (fot. 40) o innym prze­sunięciu dopplerowskim niż linie utworzone w atmosferach tych gwiazd; świadczy to, że pochodzą one od kilku różnych obłoków materii chłodnej, poruszającej się z inną niż gwiazda, której światło obserwujemy, prędkością. Wszystkie wymienione fakty są argumentami na to, że materia międzygwiazdowa nie tworzy jednorodnego ośrodka, lecz składa się z wielu zgęszczeń — obło­ków o średnich rozmiarach rzędu 5 ps, gęstościach 18—20 ato­mów/cm³, poruszających się w przestrzeni z rozmaitymi prędko­ściami (ok. 10—20 km/s).

Obłoki takie nie są dostatecznie masywne, by siły własnej gra­witacji mogły je trwale spajać. Każdy z obłoków pod wpływem panującego w nim ciśnienia rozpręża się. Gaz z jego powierzchni może uciekać w przestrzeń, toteż obłoki stopniowo tracąc masę biegną przez rzadki międzyobłoczny ośrodek zasilany materią z nich uciekającą. Jednocześnie jednak zbierają one materię, która znajdzie się na ich drodze. Co jakiś czas, średnio co 10 min lat, każdy obłok zderza się z innym. W tych częściach obu obłoków, które bezpośrednio nacierają na siebie, następuje silne sprężenie gazu, rodzi się nowy obłok, lub nawet kilka mniejszych, reszta gazu rozprasza się w przestrzeni międzyobłocznej. Opisany obraz życia obłoków materii międzygwiazdowej prowadziłby jednak nieuchronnie do zmniejszenia się liczby obłoków i do malenia ich wzajemnych prędkości. Muszą więc istnieć procesy tworze­nia się nowych, stosunkowo szybkich obłoków. Upatruje się te procesy w oddziaływaniu gwiazd z materią międzygwiazdową. W czasie wybuchów supernowych duże ilości gazu z olbrzymimi prędkościami wstrzykiwane są do ośrodka międzygwiazdowego. Nawet przy spokojnym wypływie gazu z dużych gwiazd w póź­nych stadiach ich ewolucji dostarczana jest materia z dużymi prędkościami. Gorące gwiazdy przebiegające przez materię między­gwiazdową ogrzewają i jonizują wokół siebie materię, która gwałtownie rozprężając się prze na otaczający ją ośrodek, po­

wodując jego zgęszczenie i odrzut w przestrzeń. W ten sposób powstają nowe, szybkie obłoki, które następnie pędząc przez ośrodek tracą materię, zderzają się z innymi, wymieniają z nimi masę, rozpływają się w ośrodku międzyobłocznym, a po jakimś czasie materia w nich zawarta ponownie zostaje sprężona w no­we obłoki. Proces ten trwa nieprzerwanie od uformowania się Galaktyki aż po nasze czasy.

Jeżeli przypadkiem w pobliżu obłoku znajduje się jasna, go­rąca gwiazda, jej promieniowanie zdolne będzie pobudzić do świe­cenia atomy gazu formującego obłok. Wtedy obłok jest obserwo­wany jako jasna mgławica wysyłająca światło o typowo gazo­wym widmie składającym się z oddzielnych linii emisyjnych, charakterystycznych dla gazu, z którego jest utworzony obłok. Jeżeli ponadto promieniowanie gwiazdy będzie wystarczające do jonizacji atomów obłoku (odnosi się to przede wszystkim do naj­obfitszego składnika materii międzygwiazdowej — wodoru), wówczas — oprócz widma liniowego pochodzącego od pozosta­łych neutralnych atomów — pojawi się w świetle obłoku widmo ciągłe o rozkładzie scharakteryzowanym przez temperaturę gazu. Takie obłoki, w których wodór jest zjonizowany, nazywamy obłokami H II, w odróżnieniu od zawierających wodór w sta­nie neutralnym, zwanych obłokami HI. Jeżeli gwiazda oświe­tlająca jest gwiazdą chłodną, to gaz w obłoku nie zostanie po­budzony do świecenia, a mgławica będzie widoczna dzięki roz­proszeniu światła na ziarnach pyłu. W tym przypadku widmo promieniowania obłoku jest odbiciem widma gwiazdy oświe­tlającej.’ Mgławice ciemne to takie, w pobliżu których brak gwiazdy oświetlającej. Wykrywa się je tylko wtedy, gdy występują na tle bogatych w gwiazdy obszarów Drogi Mlecznej lub na podstawie stwierdzenia poczerwienienia światła gwiazd znajdujących się za nimi, czy też wystąpienia linii absorpcyj­nych w widmach światła takich gwiazd. Widzimy więc, że na ogół wygląd mgławicy, jej jasność i widmo zależą od przypa­dkowego spotkania się gwiazdy i gazowo-pyłowego obłoku. I na­wet to, czy cechy pyłu, czy gazu dominują w obłoku, jest rze­czą losową.

Oczywiście istnieją obłoki gazowe związane genetycznie z gwia­zdami. Takimi są mgławice planetarne (fot. 39) widoczne w po-

staci świetlistej otoczki wokół małych, gorących gwiazd prze­kształcających się w białe karły. W innych świecących, gorą­cych obłokach materii międzygwiazdowej obserwuje się pozosta­łości po wybuchach supernowych — pulsary. Najlepiej z nich znaną jest mgławica Krab. Były to przykłady obłoków — skutków agonii gwiazd. Inne wiążą się z procesami ich narodzin. W otoczeniu młodych gwiazd, wokół asocjacji, stwierdza się zwykle jasne obłoki gazowe, pozostałości materii, z której formo­wały się gwiazdy. Ta materia związana bezpośrednio z gwiazda­mi stanowi jednak niewielką część materii rozproszonej w Ga­laktyce. Większość jej porusza się niezależnie od gwiazd (powią­zana z nimi jedynie siłami grawitacji całej Galaktyki) po pra­wie kołowych drogach w płaszczyźnie Drogi Mlecznej.

Skład chemiczny materii międzygwiazdowej typowy jest dla młodych obiektów I populacji. Głównymi składnikami są wodór (ok. 2/3 masy) i hel (ok. 1/3 masy). Pierwiastki cięższe od nich stanowią ok. 3% materii. Ale nawet tak niewielka domieszka cięższych od wodoru i helu pierwiastków wystarcza do wytwarzania się w sprzyjających warunkach skomplikowanych związków chemicznych. Przez sprzyjające warunki rozumiemy tu występowanie dostatecznie rozległych obszarów gęstego i chło­dnego gazu międzygwiazdowego. Oczywiście nie pojawią się one w ogrzanych do temperatury ponad 10 tys. kelwinów obło­kach HII, w których silne promieniowanie nie tylko nie do­zwala na istnienie cząstek wieloatomowych, ale nawet wywo­łuje jonizację atomów wodoru. Należało ich poszukiwać wśród obszarów HI, gdzie ledwie dociera słabe promieniowanie odle­głych gwiazd i temperatura jest rzędu 100 K lub nawet niższa. Trzeba było zwrócić uwagę na najgęstsze i najmasywniejsze z nich, by otrzymywane promieniowanie emitowane przez po­szukiwane cząstki było wystarczające do jego wykrycia. Wiele pasm cząstek wieloatomowych istnieje w dziedzinie promienio­wania radiowego, a więc do ich odnalezienia należało użyć radio­teleskopu.

Poszukiwania uwieńczone zostały pełnym sukcesem. Pierwszą, wykrytą jeszcze w 1963 r. cząstką był rodnik OH. W następnych latach stwierdzono istnienie w materii międzygwiazdowej ponad 100 rodzajów różnych cząsteczek wieloatomowych, a wśród nich

pary wodnej (H_sO), amoniaku (NH₃), kwasu cyjanowodorowego (HCN), aldehydu mrówkowego (HCHO), cyjanoacetylenu (HC_SN), kwasu mrówkowego (HC0₂H), alkoholu metylowego (CH_sOH) i innych. Obszary, w których występują te związki, cechują się małymi rozmiarami i położone są w obrębie lub na skraju dużych obłoków. Jest bardzo intrygującą właściwością przyrody, że w kompletnej prawie (jak na nasze ziemskie warunki) próżni, jaką są najgęstsze nawet obłoki materii międzygwiazdowej, w mro­cznych obszarach Galaktyki dochodzi do samorzutnego tworze­nia się dość skomplikowanych struktur chemicznych, najprost­szych przynajmniej związków organicznych, które są podstawą jedynej znanej nam dotychczas formy życia.

Pył, mimo iż stanowi zaledwie 1% masy materii rozproszo­nej w Galaktyce, jest odpowiedzialny za ekstynkcję między- gwiazdową w dziedzinie optycznej. Gwiazdy obserwowane po­przez obłoki materii międzygwiazdowej są bardziej czerwone, niż wynika to z określenia ich typów widmowych. Oznacza to, że światło tych gwiazd zostało w obłoku osłabione silniej w ba­rwie niebieskiej niż czerwonej. Zostaje ono rozproszone na zia­rnach pyłu znajdujących się na drodze promienia świetlnego. Porównując obserwowane jasności gwiazd w różnych barwach z jasnościami, jakie powinny by mieć te gwiazdy, gdyby były obserwowane w pustej przestrzeni, możemy wyznaczyć wielkość rozproszenia w tych barwach. Okazuje się, że w dziedzinie opty­cznej rozproszenie przez pył międzygwiazdowy jest odwrotnie proporcjonalne do długości fali przechodzącego światła. Jest to bardzo ważna informacja, umożliwiająca ocenę rozmiarów zia­ren pyłu. Gdyby średnice tych ziaren były większe od długości fali promieniowania (rzędu 1 (im), wówczas chmura takich zia­ren po prostu przesłaniałaby jedynie gwiazdę i osłabiała jej światło w jednakowym stopniu we wszystkich barwach. Gdyby natomiast te średnice były znacznie mniejsze od długości fali, a więc wynosiły 0,01 (im lub mniej, wtedy rozproszenie byłoby odwrotnie proporcjonalne do czwartej potęgi długości fali (tzw. rozproszenie rayleighowskie). Jedynie w przypadku ziaren o roz­miarach 0,1 |im rozproszenie światła widzialnego jest odwrotnie proporcjonalne do długości fali, zgodnie z obserwacją. Możemy stąd wnioskować, że tą składową materii rozproszonej w Galak­

tyce, która powoduje ekstynkcję międzygwiazdową: osłabienie światła gwiazd i jego poczerwienienia, jest pył o rozmiarach ziaren rzędu 0,1 nm.

Ziarna pyłu międzygwiazdowego mają nieregularne kształty. Ich średnice mierzone w różnych kierunkach są na ogół różnej długości. Dlatego osłabienie drgań wektora elektrycznego pro­mieniowania padającego na ziarno jest największe w kierunku najdłuższej osi ziarna, najmniejsze wzdłuż osi najkrótszej. W ten sposób ziarna pyłu powodują nie tylko rozproszenie światła, ale także jego polaryzację. Ziarna pyłu znajdują się w ciągłym ru­chu, zderzają się ze sobą, są bombardowane atomami gazu, dzię­ki czemu wirują jak śmigło samolotu. Promień świetlny przeni­kający obłok napotyka ziarna o różnej orientacji. Na każdym i nich światło zostaje spolaryzowane w innym kierunku i po wielu spotkaniach efekty polaryzacji znoszą się wzajemnie. Tak jest jednak tylko wtedy, gdy nie istnieje jakiś czynnik orientu­jący ziarna. Czynnikiem takim może być pole magnetyczne w Galaktyce. Jeżeli w ziarnie znajdują się domieszki (parupro- centowe) metali, to będzie ono posiadać zdolność magnesowania się pod wpływem zewnętrznego pola magnetycznego. Ziarna ro- tujące wokół osi nachylonej do pola magnetycznego będą musia­ły się przemagnesować przy każdym swym obrocie. Wymaga to zużywania się ich energii obrotu. Ziarno zostaje poddane podo­bnym oporom jak wirujący bąk tracący energię na skutek tar­

cia o podstawę. Z praktyki wiemy, ze bąk ustawia się swą osią obrotu wzdłuż kierunku ciężkości. Podobnie rotujące ziarno ustawia się swą osią obrotu, którą najczęściej bywa najkrótsza oś ziarna, wzdłuż pola magnetycznego (rys. 58). Gdy obserwuje­my gwiazdy w kierunku prostopadłym do pola magnetycznego, światło napotyka ziarna ustawione w większości krótkimi osiami wzdłuż pola, zostaje więc spolaryzowane w kierunku równoległym do pola. Natomiast światło biegnące wzdłuż pola magnetycznego pada po drodze na ziarna skierowane długimi osiami dowolnie w przestrzeni, dlatego nie powinno się obserwować systematyczniej polaryzacji gwiazd leżących w tym kierunku. Opisane zjawisko wykorzystywane jest do wykrywania pola magnetycznego w Galaktyce i jego kierunku w przestrzeni. Okazuje się, że światło gwiazd le-

żących w kierunku przeciwległym do centrum Galaktyki jest spolaryzowane w płaszczyźnie Drogi Mlecznej (rys. 59), natomiast od gwiazd znajdujących sią w kierunku różniącym się o 90° od wymienionego dociera światło niespolaryzowane bądź o chaoty­cznie rozrzuconych kierunkach polaryzacji (rys. 60). Wynika stąd wniosek, że w Galaktyce pole magnetyczne skierowane jest w przybliżeniu wzdłuż okręgów wokół centrum tego układu. War­tość natężenia tego pola w okolicach Słońca ocenia się na 10^-S—10^-6 oerstedów (około miliona razy mniej niż na Ziemi).

Ramiona spiralne

Jest paradoksem, że łatwiej poznać wygląd odległych Gala­ktyk niż tej, w której żyjemy. Podobnie, znajdując się w lesie, w gęstwinie drzew i krzewów, nie jesteśmy w stanie ogarnąć wzrokiem jego ogólnych zarysów, rozmieszczenia w nim polan i zagajników, przecinających go dróg i ścieżek. Dopiero gdy wzniesiemy się w górę i okiem ptaka spojrzymy na rozciągający się pod nami teren, możemy dostrzec całe jego bogactwo: kształt lasów i pól, piaszczyste wydmy, rzeki, łąki i jeziora. Uwięzieni w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, otoczeni przez nieprzezroczystą materię międzygwiazdową, z trudem zdobywamy wiadomości

o rozmieszczeniu w dysku galaktycznym różnych typów gwiazd. Bardziej szczegółowe informacje odnoszą się jedynie do położe­nia wodoru neutralnego. Wiemy, że skupia się on w potężnych ramionach spiralnych o szerokości rzędu kiloparseka, przebiegających przez cały dysk Galaktyki. Znacznie mniej wie­my o położeniach gwiazd, dostrzegamy tylko bliżej leżące, a po­miary ich odległości obarczone są znacznymi błędami. Dlatego nasza wiedza o ich przynależności do ramion spiralnych ograni­czona jest jedynie do tych części ramion, które przebiegają w po­bliżu Słońca. Na podstawie obserwacji tej ograniczonej próbki gwiazd możemy wnioskować o tym, że ramiona spiralne naszej Galaktyki to nie tylko skupiska materii międzygwiazdowej, ale także siedlisko młodych gwiazd. W nich, prawie wyłącznie, obser­wuje się asocjacje, układy na tyle nietrwałe, że muszą się skła­dać z gwiazd narodzonych nie dawniej niż kilkanaście milionów

lat temu. W ramionach spiralnych lub w ich otoczeniu skupiają się gorące gwiazdy typów widmowych O i B, szybko ewoluujące, a więc także niedawno powstałe. Nie stwierdza się natomiast grupowania się w ramionach spiralnych gwiazd starszych. Na­sze informacje byłyby znacznie kompletniejsze i odnosiłyby się do struktury ramion w obrębie całego dysku, gdybyśmy się mogli wznieść wysoko ponad płaszczyznę Galaktyki. Widziana z od­ległości ok. 10 kps Galaktyka rozpościerałaby się jak olbrzymia tarcza na niebie rozjarzająca tysiącami błyszczących punktów i świecących obłoków z jonizowanego gazu większą część firma­mentu. Jej wygląd możemy sobie wyobrazić zestawiając wiado­mości uzyskane o niej z Ziemi ze zdjęciami wielu podobnych do niej galaktyk spiralnych (fot. 41). Na tle jasnego dysku dostrze­glibyśmy wówcżas, rozciągające się od odległości ok. 3—4 kps od świecącego jako mglista, niewielka plamka gorącego gazu ją­dra Galaktyki, olbrzymie ramiona sięgające aż po brzeg układu. Na ich wewnętrznym brzegu ciągnąłby się ciemny, wąski pas neutralnego gazu i pyłu, dalej, już w obrębie ramion, domino­wałyby olbrzymie, świecące obłoki z jonizowanego wodoru i tysiące gorących jasnych gwiazd. Obszary między ramionami niknęłyby w świetle ramion, ich blada poświata pochodziłaby od miliardów gwiazd niewidocznych już gołym okiem, gdzieniegdzie zaledwie błyszczałyby pojedyncze jasne gwiazdy lub obłoki.

Ten wyraźny obraz struktury spiralnej naszej Galaktyki nie oddaje jednak właściwie rozkładu w niej masy. Gęstość gwiazd (ich liczba w jednostce objętości) jest niewiele większa w obrę­bie ramion spiralnych niż między nimi. Większa część masy w Galaktyce zawarta jest w słabo świecących, chłodnych gwia­zdach rozmieszczonych dość równomiernie w Galaktyce, nato­miast najjaśniejsze obiekty — duże obłoki zjonizowanego wodo­ru i gorące młode gwiazdy — skupiają się w obrębie ramion. To właśnie powoduje znacznie większą jasność ramion niż obszarów leżących między nimi.

Struktura spiralna jest bardzo powszechna wśród galaktyk. Około 50°/o większych galaktyk posiada wyraźnie zarysowane ra­miona spiralne. Wszystkie one cechują się dobrze ukształtowa­nym dyskiem skupiającym dużą część ogólnej masy galaktyki. A więc tworzenie się ramion spiralnych nie jest cechą szczególną

naszej Galaktyki, lecz musi być bardzo naturalną właściwością dysków. Wydaje się to tym bardziej dziwne, że dyski rotują nie jak ciało sztywne, lecz obracają się z różną prędkością kątową w różnych odległościach od jądra swej macierzystej galaktyki: najszybciej w pobliżu jądra, coraz wolniej w obszarach zewnę­trznych. Gdyby więc ramiona potraktować jako twory składa­jące się stale z tej samej materii, to wskutek tej różniczko­wej rotacji dysku powinny się one stale nawijać, jak nić na szpulkę, w coraz większą liczbę zwojów, a po paru obrotach galaktyki (po kilkuset milionach lat) ich kontury powinny ulec zatarciu. Ramiona powinny więc zaniknąć i już w przyszłości (a przynajmniej do czasu ich ponownego odtwarzania się w wy­niku jakiegoś nieznanego procesu) galaktyka nie powinna mieć struktury spiralnej. Przeczyłoby to jednak możliwości obserwo­wania w przyrodzie tak dużej liczby galaktyk spiralnych. Pozo­staje więc przyjąć, że ramiona są tworami dostatecznie trwałymi, samorzutnie tworzącymi się w dyskach galaktycznych.

Najlepiej tłumaczy zjawiska zachodzące w ramionach spira­lnych teoria, która traktuje je jako zjawisko falowe, jako obszary w Galaktyce, przez które przepływa materia międzygwiazdowa i gwiazdy. Same ramiona obracają się jak ramioiy wiatraka wo­kół centrum Galaktyki ze stałą prędkością kątową, około dwu­krotnie mniejszą niż prędkość Słońca. Dokonują ońe pełnego obro­tu w ciągu 400 min lat. Materia międzygwiazdowa i gwiazdy bie­gną szybciej, doganiają więc ramię spiralne, przez pewien czas w nim przebywają i uchodzą znów z niego, by po pewnym czasie dotrzeć do następnego.

Prześledźmy los obłoku materii międzygwiazdowej. Najpierw biegnie on po prawie kołowej orbicie w płaszczyźnie Drogi Mle­cznej wśród rozrzedzonej materii rozproszonej w obszarze po­między ramionami. Ponieważ w tych okolicach mało jest gwiazd gorących, obłok jest chłodny, jego temperatura nie przekracza na ogół 100 K z wyjątkiem krótkich okresów, w których po zde­rzeniu się z którymś z sąsiadów ogrzeje się on do temperatury rzędu 1000 K. Szybko jednak znów ostygnie, wypromieniowując swą energię w przestrzeń. Gdy obłok taki zbliży się do ramienia spiralnego (rys. 61), wówczas przyciąganie grawitacyjne przez materię aktualnie znajdującą się w ramieniu (o gęstości o kilka-

naście procent większej niż w obszarach między ramionami) zmusi go do zboczenia z kursu ku wewnętrznemu brzegowi ra­mienia. Niedługo potem obłok wtargnie do obszaru, w którym gę­stość gazu jest znacznie większa. Następuje zderzenie materii ze znajdującą się już w ramieniu. Obłok nasz, wraz ze swymi są­siadami, zostaje gwałtownie sprężony. To właśnie teraz znajduje się on w tym z daleka widocznym ciemnym pasie gęstego wodoru neutralnego u wewnętrznego brzegu ramienia, który obserwowa­liśmy po wzniesieniu się wysoko ponad płaszczyznę Galaktyki. W tym pąsie gęstej i jednocześnie chłodnej materii międzygwia­zdowej istnieją warunki sprzyjające powstawaniu gwiazd. Ma­teria teraz powoli przesuwa się ku wnętrzu ramienia, spychana jednocześnie wzdłuż niego. Wkrótce rozbłyskują pierwsze, naj- masywniejsze z nowo zrodzonych gwiazd. Tworzą się one na ogół w ugrupowaniach: asocjacjach i gromadach. Swymi promieniami ogrzewają otaczającą materię rozproszoną, jonizują ją wokół sie­bie. Rozprężający się gorący ośrodek pcha przed sobą niezjoni- zowany i chłodny gaz, powodując dalsze jego zagęszczenie. Po­jawiają się bardzo gęste krople zimnego gazu, w którym formu­

ją się następne gwiazdy. Trwa to dopóty, dopóki rozgrzana świa­tłem nowo narodzonych gwiazd materia nie rozproszy się na tyle, ze proces powstawania gwiazd wygaśnie. Obserwujemy wówczas dużą liczbę asocjacji i gromad młodych gwiazd otoczonych roz­ległymi obłokami zjonizowanego wodoru. Biegną one na ukos przez ramię spiralne, w kierunku, w którym ramię jest zako­rzenione w pobliżu centrum Galaktyki, z lekkim odchyleniem ku jego brzegowi zewnętrznemu. Osiągnęły już środek ramie­nia. Teraz one przyciągają ku sobie nowe masy gazu docierające do ramienia. Moment pędu, który wniósł obserwowany przez nas obłok gazu, rozdzielony teraz między powstałe z niego gwiazdy (na które została zużyta jedynie niewielka część masy obłoku) i pozostały po obłoku gorący, zjonizowany gaz, zmusza te gwia­zdy i ten gaz do szybszej rotacji wokół środka Galaktyki, niż czyni to ramię spiralne. Dlatego poruszają się one ku zewnętrzne­mu brzegowi ramienia i po pokonaniu sił przyciągania grawita­cyjnego przez materię, która w nim jeszcze przebywa, wydosta­ją się do obszarów między ramionami. Upłynęło już kilkadzie­siąt milionów lat od wtargnięcia naszego obłoku gazu do ramie­nia spiralnego i narodzin w nim gwiazd. Te najgorętsze, odpo­wiedzialne za jonizację otaczającego gazu, gwiazdy typów

0 i B zdążyły zakończyć już swą ewolucję. Pozostały jedynie gwiazdy chłodniejsze. Dlatego też gaz szybko stygnie. I znów w przestrzeni między ramionami płyną obłoki neutralnego gazu

1 pyłu po prawie kołowych orbitach, by po 200 min lat dogonić następne ramię i wziąć ponownie udział we wszystkich wyżej opisanych procesach.

Widzimy więc, że ramiona spiralne są jak gdyby olbrzymimi falami płynącymi przez Galaktykę, w których następuje sprę­żenie się gazu międzygwiazdowego aż do stanu, w którym mogą w nim powstawać gwiazdy. Jednocześnie te nowe gwiazdy które początkowo współdziałać mogą w dalszym zagęszczeniu materii i tworzeniu się nowych gwiazd, przerywają ten proces: ogrzewa­ją materię i powodują jej rozproszenie w przestrzeni. Ramiona spiralne są więc kliniką położniczą naszej Galaktyki: w nich na­stępuje stałe, choć powolne przetwarzanie materii rozproszonej we wciąż rodzące się młode gwiazdy, rozsiewane następnie w ob­rębie dysku galaktycznego.

Wzajemnie sprzężone procesy decydują o istnieniu ramion spi­ralnych w dysku galaktycznym. W ramionach gęstość materii jest większa, dlatego że przepływający przez nie gaz zwalnia swój bieg i częściowo płynie wzdłuż nich. Ale tego rodzaju ruch materii w ramionach spiralnych spowodowany jest właśnie tym, że w ramionach gęstość jest nieco większa niż w obszarach między nimi. Teraz bardzo łatwo już określić, dlaczego w ramionach spiralnych nie skupiają się gwiazdy starsze. Oczywiście i te z nich, które należą do I populacji, przy każdym obiegu wokół centrum Galaktyki trafiają do ramion. Ale ich prędkości swoiste, z jakimi poruszają się względem siebie, są znacznie większe niż obłoków międzygwiazdowych. Dlatego nie poddają się tak łatwo jak materia międzygwiazdowa potencjałowi grawitacyjnemu ramion i prawie nie odczuwając go przebiegają w poprzek ra­mion.

I Słońce powstało niegdyś w jednym z ramion spiralnych na­szej Galaktyki. Oczywiście nie sposób już dziś odtworzyć, w któ­rym to było miejscu. Od tego czasu regularnie co 200 min lat przebiega ono przez ramiona spiralne. Powoduje to, że warunki w przestrzeni międzygwiazdowej wokół Słońca zmieniają się w tym długim okresie. Czasami biegnie ono w prawie komple­tnej pustce, kiedy indziej, gdy wchodzi w ramię spiralne, dosta­je się w obszary o znacznie większej gęstości gazu i pyłu. A mo­że to mieć istotny wpływ na warunki klimatyczne panujące na Ziemi. Opadający na Słońce pył międzygwiazdowy powodować może jego ogrzanie. Ten sam pył docierający do atmosfery Zie­mi może stać się przyczyną zmniejszenia jej przezroczystości, a opadający na powierzchnię Ziemi może zwiększyć jej zdolność odbijania promieni słonecznych. W ten sposób wynikiem przej­ścia Słońca przez ramiona spiralne Galaktyki mogą być cyklicz­ne zmiany klimatu na naszej planecie. Podejrzewa się nawet, że powodować one mogą powtarzające się co paręset milionów lat epoki lodowcowe na Ziemi. Ponieważ epoki lodowcowe zmienia­jące w sposób istotny warunki ekologiczne na dużych obszarach naszej planety są ważnym stymulatorem ewolucji życia, to być może ramiona spiralne nie tylko przyczyniły się do powstania naszego Układu Słonecznego, ale mają nawet wpływ na rozwój życia na Ziemi.

W sercu Galaktyki

W gwiazdozbiorze Strzelca, tuż przy zbiegu gwiazdozbiorów Niedźwiadka i Wężownika, rozciąga się najwspanialszy obszar Drogi Mlecznej. Nigdzie bardziej niż tam niebo nie jest usiane gwiazdami, nigdzie pas Drogi Mlecznej nie osiąga takiego blasku (fot. 42). Niestety, obszar ten znajduje się na południowej półku­li nieba i w Polsce bywa widoczny jedynie nisko nad horyzontem. Właśnie tam znajdują się centralne części naszej Galaktyki, we wnętrzu których skryte jest jej niewielkie, ale masywne, niezwy­kle jasne i niespokojne jądro. Patrząc przez rozległe obłoki pyłu międzygwiazdowego zalegające płaszczyznę Drogi Mlecznej,, nie jesteśmy w stanie dojrzeć w świetle widzialnym tego obszaru. Zaledwie jeden na bilion fotonów emitowanych ku nam z jądra Galaktyki może dotrzeć do naszych teleskopów. Reszta grzęźnie po drodze w materii międzygwiazdowej i zostaje rozproszona we wszystkich kierunkach. Nic dziwnego, że nie ma nadziei na ujrze­nie kiedykolwiek świecenia jądra w dziedzinie widzialnej. Jedy­nie dzięki przypadkowi w jednym z obszarów nieba odległym

o 4° od jądra Galaktyki ilość obłoków materii międzygwiazdo­wej jest tak mała, że możemy sięgnąć wzrokiem w głąb na kilka­naście kiloparseków. Jesteśmy więc w stanie obserwować przy użyciu silnych teleskopów gwiazdy położone w tym kierunku wzdłuż prostej przechodzącej w odległości ok. 700 ps od jądra Galaktyki. Jest to leżący najbliżej jądra rejon, z którego docie­ra do nas promieniowanie widzialne. Dostrzega się tam znaczną liczbę gwiazd RR Lyrae i stwierdza koncentrację tych gwiazd ku środkowi Galaktyki (rys. 53). Właśnie obserwacje rozmieszczenia tych gwiazd wykorzystywane są do wyznaczenia odległości Słoń­ca od centrum Galaktyki.

Postęp w poznaniu budowy jądra Galaktyki zapoczątkowały obserwacje radioastronomiczne. To właśnie radiowe świecenie centralnych części Galaktyki było pierwszym zarejestrowanym, jeszcze w 1932 r., promieniowaniem radiowym obiektu astrono­micznego. Dziś zdolność rozdzielcza i czułość radioteleskopów wzrosła na tyle, że jesteśmy w stanie prześledzić bardzo dokła­dnie szczegóły budowy radioźródeł. Na podstawie tych badań okazało się, że z okolic środka Galaktyki dociera promieniowanie

od rozległego obszaru zjonizowanego wodoru uformowanego na kształt dysku leżącego w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, o średni­cy ok. 300 ps i grubości 70 ps. W obrębie tego dysku znajduje się kilka (ok. 7) silnych radioźródeł święcących w wyniku re­kombinacji protonów z elektronami w neutralne atomy wodoru. Jedno tylko z tych źródeł, kilkakrotnie jaśniejsze od innych, zwane Sagittarius A, ma odmienny charakter (rys. 62). Kształt jego widma świadczy, że mamy tu do czynienia z promieniowa­niem synchrotronowym emitowanym przez elektrony szybko po­ruszające się wokół linii sił pola magnetycznego. To właśnie ra­dioźródło utożsamiane jest z samym jądrem Galaktyki. Dokła­dniejsza analiza tego radioźródła wykazała, że nie jest ono jedno­rodne, lecz składa się przynajmniej z trzech, z których najwięk­sze ma średnicę ok. 7 ps, drugie — 2 ps, a najmniejsze — za­ledwie 0,5 ps. W jednym z nich mieści się zapewne jądro naszej Galaktyki. Widzimy, jak mały, zwarty musi to być obiekt.

Z niewielkiego, nie przekraczającego 1,5 ps obszaru położone­go w obrębie radioźródła Sagittarius A dociera do nas silne pro­mieniowanie w podczerwonej części widma. Jest to bardzo nie­wielki jak na, warunki astronomiczne obszar (rys. 63), o rozmia­rach porównywalnych z rozmiarami Układu Planetarnego. Wiele komet w naszym Układzie w swej drodze wokół Słońca oddala się od naszej gwiazdy więcej, niż wynosi promień tego źródła, a jednak to małe źródło wysyła promieniowanie podczerwone

o mocy rzędu 10 min Słońc.

Dotychczasowe wiadomości o jądrze naSzej Galaktyki są zbyt skąpe, by poznać istotę tego obiektu. Na analogie między nim i jądrem Wielkiej Mgławicy w Andromedzie, galaktyki bardzo podobnej do naszej, wskazywać mogą pewne wspólne cechy pro­mieniowania podczerwonego obu tych obiektów, choć jakieś isto­tne różnice między nimi muszą istnieć, gdyż jądro Wielkiej Mgła­wicy w Andromedzie nie jest tak silnym radioźródłem jak Sagit­tarius A. W jądrze tej mgławicy wykryto znaczną liczbę gwiazd | wyjątkowo silnymi liniami pierwiastków ciężkich. Te szcze­gólnego rodzaju gwiazdy, złożone z materii znacznie uboższej w wodór i być może także hel, a bogatszej w pierwiastki cięższe niż znane nam dobrze gwiazdy z dysku i halo galaktycznego, po­wstać mogły z gazu, który już wielokrotnie przeszedł cykl prze­mian termojądrowych we wnętrzach gwiazd poprzednich genera­cji. Właśnie tu, w centralnych częściach galaktyk, taka przyspie­szona przemiana pokoleń znajduje szczególnie sprzyjające wa­runki. Już w fazie kontrakcji protogalaktyk w ich środku gęstość materii najszybciej wzrasta. Ku środkom galaktyk spada ciągle materia z halo. Zatem tam właśnie najszybciej mogą rodzić się gwiazdy i tam najszybciej wzbogaca się materia rozproszona w produkty „spalania” wodoru i helu — w pierwiastki od nich cięższe.

Gdyby ta analogia z jądrem Wielkiej Mgławicy w Androme­dzie była właściwa, jądro naszej Galaktyki byłoby niezwykle gęstym ugrupowaniem, supermasywną, lecz niewielką rozmia­rami gromadą kulistą gwiazd uformowanych z gazu o dużej

zawartości pierwiastków ciężkich. Gromada ta, jak na to wska­zuje jej duża jasność w dziedzinie promieniowania podczerwonego, jest prawdopodobnie zanurzona w gęstym obłoku gazu i pyłu. Pro­mieniowanie podczerwone, w którym skupiona jest większość energii emitowanej z centrum Galaktyki, pochodzi, jak się przy­puszcza, nie od samych gwiazd, lecz od oświetlonego przez nie obłoku pyłu.

Z pewnością ten opis jądra nie jest kompletny. Nie wyjaśnia on wystarczająco wielu faktów obserwacyjnych. W okolicy jądra naszej Galaktyki wykryto źródła promieniowania rentgenowskie­go. Wysokoenergetyczne promieniowanie gamma, docierające do Ziemi ze wszystkich kierunków, dopływa od strony centrum Galaktyki w większym natężeniu. Istnieją też dane wskazujące, iż z jądra naszej Galaktyki prostopadle do Drogi Mlecznej zo­stały wyrzucone duże obłoki gazu. Z kolei wydajne promieniowa­nie synchrotronowe radioźródła Sagittarius A świadczy o istnie­niu w nim silnych pól magnetycznych, a więc także o zachodze­niu w jądrze procesów, które mogłyby te pola wytwarzać i stale podtrzymywać. Poza tym w jądrach innych galaktyk obserwu­jemy wiele zjawisk świadczących o wysokiej aktywności i nie- stacjonarności tych obiektów. Wszystko to pozwala nam przy­puszczać, iż w jądrze naszej Galaktyki rozwijają się procesy prowadzące do nagłych eksplozji, katastrof, w czasie których wyzwalane są olbrzymie ilości energii, a okresy spokoju przery­wane są niespodziewanymi wybuchami, których skutki odczuwane są w całej centralnej części naszego systemu.

Jakże groźne skutki miałoby wtargnięcie Słońca wraz z Ukła­dem Planetarnym do jądra Galaktyki! Zapewne bardzo krótko moglibyśmy obserwować piękno nieba, które nad naszymi gło­wami rozjarzyłoby się wielobarwnymi łunami przybierającymi wszystkie barwy tęczy, od fioletu gorących obłoków zjonizowa- nego gazu po głęboką czerwień obszarów pyłowych. W atmosfe­rze wzbudzanej strumieniami cząstek, pędzących z bliską światłu prędkością, co chwila w innym obszarze firmamentu rozbłyski­wałyby potężne zorze, przyćmiewające swymi rozmiarami, zmien­nością i natężeniem te, które obecnie zachwycają badaczy ziem polarnych. Wśród milionów gwiazd świecących na niebie przy­ciągałoby wzrok kilka najjaśniejszych, o zupełnie wyraźnie do-

strzegalnych rozmiarach, porównywalnych z widzianą z Ziemi średnicą Jowisza, z których każda dawałaby więcej światła niż Księżyc w pełni. Szybko jednak zmieniałyby się tworzone przez nie gwiazdozbiory; gwiazdy te prędko, w ciągu kilku miesięcy, przebiegałyby całe niebo i niknęły w oddali, a w ich miejscu pojawiłyby się nowe. Ale Ziemia, wystawiona na działanie silnego promieniowania rentgenowskiego, bombardowana strumieniami gorącej plazmy, znacznie słabiej chroniona swą magnetosferą, znie­kształconą przez potężne pole magnetyczne, wkrótce przekształci­łaby się w wymarły, wyjałowiony z wszelkiego życia glob. A nawet, gdyby człowiek, wykorzystując wszelkie dostępne mu środki tech­niczne, zdołał wytworzyć osłonę wystarczającą do ochrony przed śmiercionośnymi promieniami, i tak nie uszedłby zagładzie. Od­działywania grawitacyjne gwiazd często mijanych przez Słońce w ciągu kilkudziesięciu tysięcy lat doprowadziłyby do rozpadu Układu Słonecznego. Planety powędrowałyby wówczas swymi dro­gami wśród gwiazd, samotnie, niezależnie od dalszych losów Słoń­ca. Nie trwałoby to jednak długo. Prawdopodobnie każde z tych ciał już w ciągu pierwszego miliarda lat swego pobytu w jądrze Galaktyki zderzyłoby się z którąś z gwiazd i w ten sposób za­kończyłoby definitywnie swój żywot. Możemy być jednak spo­kojni. Biegniemy po kołowej orbicie wokół centrum Galaktyki, utrzymując się wciąż z dala od niego, i nawet oddziaływania in­nych gwiazd prawdopodobnie nie zdążą wtrącić nas do jądra, zanim Słońce samo nie wypraży naszej Ziemi za jakieś kilka miliardów lat.

Zderzenia gwiazd w jądrze Galaktyki prowadzić mogą do dwu różnych efektów. Jeżeli prędkość, z jaką zderzają się gwiazdy, jest niezbyt duża, nie przekraczająca ok. 1500 km/s, wówczas gwiazdy mogą połączyć się i utworzyć jedną gwiazdę o większej masie. W tym procesie w jądrze powstawać mogą coraz ma- sywniejsze gwiazdy, których ewolucja przebiegać będzie coraz szybciej, a w jej wyniku materia rozproszona będzie wydajnie wzbogacona w pierwiastki cięższe oraz pojawiać się będą gwiazdy neutronowe i, być może, czarne doły. Jeżeli natomiast prędkości gwiazd będą wyższe od podanej wartości granicznej, zderzenie doprowadzi do rozpadu obu gwiazd i rozproszenia się w przestrzeni materii, z której były one zbudowane. Materia ta będzie miała

na ogół tendencję do opadania w kierunku środka jądra. Niekie­dy przebieg zderzenia może być odmienny, na przykład gdy jedna z gwiazd jest bardzo mała i gęsta, a druga rozdęta i rzadka, może dojść do zwykłego przestrzelenia gwiazdy dużej przez tę zwartą. A takie zderzenie nie musi mieć większego wpływu na dalszy los obu gwiazd. Statystycznie jednak zderzenia gwiazd między sobą powinny prowadzić, z jednej strony, do tworzenia dużych obiektów, z drugiej — do rozpraszania niektórych w ośrod­ku i wzbogacania go w pierwiastki ciężkie.

Masywne obiekty wskutek odziaływania z gwiazdami mają ten­dencję do przemieszczania się w kierunku środka jądra. Tam powinny więc dążyć gwiazdy o dużych masach, tam będzie osia­dać gaz. Możemy więc uznać za prawdopodobne, że tam właśnie może znaleźć się czarny dół powstały w wyniku ewolucji któ­rejś z najmasywniejszych gwiazd bądź wskutek nagromadzenia się tam bardzo dużej ilości gazu, który także przed przekształ­ceniem się w czarny dół powinien w fazie przejściowej stać się na krótko choćby bardzo nietypową, masywną gwiazdą. Gaz, który w dalszym ciągu będzie opadać w jądrze na czarny dół, dzięki posiadaniu momentu pędu utworzy wokół niego płaski dysk. W dysku materia będzie się powoli przesuwać ku dołowi, co powoduje wyzwalanie się olbrzymich ilości energii. W skraj­nym przypadku wyzwolona energia może osiągnąć wartości od­powiadające aż 40% masy spoczynkowej opadającego gazu. Nic dziwnego, że ten najwydajniejszy ze Znanych w przyrodzie pro­ces „produkcji” energii może być odpowiedzialny za aktywność jąder galaktycznych. Może on też prowadzić do wybuchu, gdy do czarnego dołu dotrze znaczniejszy obłok materii międzygwia- zdowej.

W otoczeniu jądra Galaktyki obserwuje się rozległe obszary zjonizowanego wodoru, o których promieniowaniu radiowym pisaliśmy wyżej, pobudzanego do świecenia niewątpliwie przez aktywność jądra. Na zewnątrz od nich rozciąga się płaski pie­rścień neutralnego wodoru, o średnicy ok. 800 ps, szybko rotu- jący wokół jądra z prędkością ok. 200 km/s. Jest on prawdopo­dobnie utworzony z materii rozproszonej, opadającej ku jądru z bardziej odległych obszarów Galaktyki. Znajomość rozmiarów

i prędkości rotacji została wykorzystana przez astronomów do

wyznaczenia masy zawartej wewnątrz tego pierścienia. W tym niewielkim obszarze Galaktyki, obejmującym zaledwie parę setnych promila jej objętości, znajduje się masa równa prawie 10 mld mas Słońca, co stanowi ok. 5°/o masy całej Galaktyki. Znaczna część tej masy prZypada na maleńkie jądro naszego sy­stemu!

Jeszcze dalej od jądra, w odległości ok. 3 kps od niego, wykry­to kolejny olbrzymi pierścień wodoru neutralnego, ekspandu­jący w płaszczyźnie Drogi Mlecznej z prędkością rzędu 100 km/s. Jeżeli przyjmiemy, że jest to gaz wyrzucony kiedyś z jądra Ga­laktyki, to możemy ocenić, że wybuch, który go zrodził, zaszedł w jądrze zaledwie przed kilkudziesięciu milionami lat. A więc aktywność naszego jądra nie wygasła i okresy, gdy jest ono stosunkowo spokojne, jeden z których przeżywamy obecnie, przerywane są nagle potężnymi eksplozjami.

Jedynie część tego, co pisaliśmy o jądrze naszej Galaktyki, wiemy z bezpośrednich obserwacji tego obiektu. Reszta — to wyniki wykorzystania analogii z jądrami innych galaktyk, wnio­ski z rozważań teoretycznych mogących tłumaczyć jego obser­wowane cechy, wreszcie hipotezy i przypuszczenia. Uważny Czy­telnik rozróżnił zapewne, które wiadomości możemy uznać za pewne, a które są hipotetyczne. Należy zdawać sobie sprawę, że mówimy tu o zachowaniu się materii w warunkach tak od­miennych od dotychczas poznanych, iż prawdopodobieństwo błęd­nych interpretacji jest bardzo duże. I dlatego nie powinniśmy się zdziwić, jeżeli przyszłe badania tego obiektu doprowadzą do nowych niespodziewanych odkryć, które być może zmienią cał­kowicie nasze dotychczasowe wyobrażenia o jego naturze.

WSZECHŚWIAT

Najbliżsi sąsiedzi

Zaledwie pól wieku minęło niedawno od czasu, kiedy to bez­spornie udało się stwierdzić, że nasza Galaktyka nie jest osamot­niona, że jest ona jednym z mnóstwa podobnych układów gwie­zdnych biegnących swymi drogami w przestrzeni. W ciągu tych 50 lat obszar badany przez astronomów wzrósł niepomiernie: od naszej Galaktyki, która była całym światem w oczach nauko­wców jeszcze w początku XX w., a którą promień świetlny prze­biega w ciągu 100 tys. lat, do najodleglejszych obecnie obserwo­wanych obiektów, których światło przez ponad 10 mld lat dążyło ku naszym teleskopom.

Dopiero w 1924 r. Hubble’owi udało się w czasie obserwacji jednej z wielu znanych już wcześniej jasnych mgławic, Wiel­kiej Mgławicy w Andromedzie (fot. 43), stwierdzić, że składa się ona z gwiazd. Wśród nich dostrzegł on cefeidy, których jasności mierzone na zdjęciach Mgławicy wykonywa­nych przez niego systematycznie zmieniały się okresowo. Pozwo­liło mu to nie tylko stwierdzić, że Wielka Mgławica w Androme­dzie jest układem gwiazdowym, a nie olbrzymim obłokiem gazu, ale nawet określić odległość do niej — na 700 tys. lat światła (obecne pomiary dają ok. 2 min lat światła, czyli 600 kps), a więc wykazać, że układ ten leży daleko poza granicami naszej Galak­tyki. Wielka Mgławica w Andromedzie widoczna jest gołym okiem na niebie jako mglista plamka o eliptycznym kształcie. Dopiero na zdjęciach wykonanych z dostatecznie długim cza­sem naświetlania rozróżnić możemy szczegóły jej budowy — jądro i ramiona spiralne, oraz zmierzyć jej rozmiary. Jej dłuż­sza oś ciągnie się na przestrzeni aż 3°, jest to 6 razy więcej niż średnica Księżyca widziana z Ziemi. Na podstawie znajomości

rozmiarów kątowych i odległości Mgławicy oceniono jej średnicę na ok. 30 kps. Widzimy więc, że jest to układ bardzo podobny do naszej Galaktyki (prawdopodobnie trochę masywniejszy). Tym samym Hubble wykazał istnienie we Wszechświecie obiektów bliźniaczych Galaktyce.

Wielka Mgławica w Andromedzie jest najodleglejszym ukła­dem gwiazd, który możemy dojrzeć gołym okiem. Jest to jedyna galaktyka widoczna bez użycia lunety z północnej półkuli Ziemi. Dwie inne są ozdobą nieba południowego. Odkryte przez ucze­stników słynnej pierwszej podróży wokół Ziemi pod wodzą Ma­gellana, jemu zawdzięczają swą nazwę. Wielki i Mały Obłoki Magellana są znacznie jaśniejsze od Wielkiej Mgła­wicy w Andromedzie. Pierwszy z nich (fot. 44) świeci 23 razy ja­śniej od tej Mgławicy i z nieregularnego obszaru o średnicy ok. 8° wysyła tyle światła, ile otrzymujemy od gwiazdy o wielkości gwiazdowej 0^m. Mniejszy i ośmiokrotnie słabszy ma średnicę ok. 3°,5 i nie mniej nieregularne kształty. Niewątpliwie oba Obłoki mają odmienną budowę niż nasza Galaktyka i Wielka Mgławica w Andromedzie. Leżą w odległości ok. 50—60 kps od nas, a więc bardzo blisko naszej Galaktyki. Ich stosunkowo duże jasności

i rozmiary kątowe są właśnie tego wynikiem. W rzeczywistości są to galaktyki niewielkie. Rozmiary mają rzędu zaledwie kilku kiloparseków, a w jednostce czasu wysyłają jedynie ok. 20*/o

i 2°/o (odpowiednio) tej energii, którą promieniuje w przestrzeń Wielka Mgławica w Andromedzie. W obu Obłokach Magellana obserwuje się znaczne ilości materii międzygwiazdowej zarówno w postaci świecących obłoków wodoru zjonizowanego HII, jak

i wykrywanych w drodze badań radioastronomicznych komple­ksów neutralnego wodoru HI. Pomiary ruchu tego gazu i gwiazd w Obłokach służą do oceny ich masy i masy zawartej w nich ma­terii międzygwiazdowej. I tu także stwierdzamy zasadnicze róż­nice między Obłokami Magellana a naszą Galaktyką czy Wielką Mgławicą w Andromedzie. Podczas gdy masy tych ostatnich wy­noszą 150 do 200 mld mas Słońca, z czego na materię między­gwiazdową przypada zaledwie parę procent, to Wielki Obłok Magellana ma masę równoważną 5 mld Słońc, a Mały tylko ok. 1,5 mld. Natomiast znacznie większa część materii występuje w nich w postaci rozproszonej: w Wielkim Obłoku ok. 10®/o, a w Ma-

h-itł aż ponad 30%. W obu Obłokach wykryto wiele gromad gwiazd, przede wszystkim gromad otwartych (ale także ok. 20 gro­mad kulistych), gwiazd pojedynczych różnych typów wid­mowych oraz gwiazd zmiennych. Nieregularny kształt Obło­ków, chociaż w Wielkim Obłoku dostrzec można zarysy struktury spiralnej, powoduje, że zaliczane są one do odrębnego niż nasza Galaktyka i Wielka Mgławica w Andromedzie typu, mianowicie do galaktyk nieregularnych. Galaktyki takie cha­rakteryzują się niewielkimi masami i dużą zawartością materii rozproszonej. Zapewne ich ewolucja jeszcze w okresie formowa­nia musiała przebiegać inaczej. Proces kurczenia się w fazie pro- togalaktyk mógł z powodu małej gęstości tych obiektów prze­biegać wolniej, w innym tempie następowało tworzenie się gwiazd

i wyczerpywanie się materii rozproszonej. Te przyczyny mogły spowodować odmienny wygląd tych obiektów. Obłoki Magellana mają niewielkie prędkości radialne (Wielki ok. 40 km/s i Mały ok. 15 km/s), co pozwala przypuszczać, że są one satelitami na­szej Galaktyki, trwale powiązanymi z nią oddziaływaniami gra­witacyjnymi, gdyż prędkość potrzebna ciału, by mogło uciec w przestrzeń od naszej Galaktyki z miejsca, w którym znajdują się Obłoki, wynosi prawie 200 km/s. Podobnie, w pobliżu Wiel­kiej Mgławicy w Andromedzie widoczne są na zdjęciach dwie galaktyki (mające kształt eliptyczny) tworzące zapewne wraz z nią układ potrójny.

Galaktyka nasza, Obłoki Magellana i Wielka Mgławica w An­dromedzie wchodzą w skład tzw. Układu Lokalnego. Jest to grupa ok. 20 galaktyk znajdujących się w obszarze o rozmia­rach ok. 800 kps. O ewentualnym powiązaniu fizycznym galak­tyk w Układzie Lokalnym świadczyć mógłby fakt, że najbliższa galaktyka nie należąca do Układu Lokalnego znajduje się do­piero w odległości ok. 1,5 Mps (prawie 5 min lat światła) od nas. Wśród 17 galaktyk zidentyfikowanych jako bezsporni członko­wie Układu Lokalnego znajdują się 3 galaktyki spiralne i 4 nie­regularne. Pozostałe 10 galaktyk na zdjęciach ma regularny kształt eliptyczny. Takie galaktyki zaliczamy do trzeciego z ty­pów', do galaktyk eliptycznych. Te, które należą do Układu Lokalnego, są niewielkie i mało masywne. Największą masę wśród nich mają satelity Wielkiej Mgławicy w Andromedzie:

8 i 4 mld mas Słońca, pozostałe nie przekraczają miliarda mas Słońca. W Układzie Lokalnym dominują Wielka Mgławica w An­dromedzie i nasza Galaktyka. Skupiają one ok. 80 do 90% masy zawartej we wszystkich obserwowanych galaktykach Układu. Ponieważ znamy prędkość, z jaką te dwie galaktyki poruszają się względem siebie (125 km/s), możemy stwierdzić, że siły gra­witacyjne wiążące je ze sobą są niewystarczające, by przeciw­działać nieskończonemu oddalaniu się ich od siebie. Oznaczałoby to rozpad Układu Lokalnego. Wydaje się, że nic nie może urato­wać w przyszłości tego Układu, galaktyki tworzące go rozbiegają się we wszystkich kierunkach, chyba że znajduje się w nim jeszcze dużo nie wykrytej dotychczas materii (ok. 4 razy więcej niż obecnie znamy) skupionej w wygasłych już gwiazdach, błądzą­cych w Układzie między galaktykami, lub też znajdującej się w galaktykach czy obłokach materii międzygalaktycznej, skry­tej w obszarach Układu, które przesłonięte są gęstymi centralny­mi częściami naszej Galaktyki.

' Podstawowe cechy galaktyk

Już w naszym bezpośrednim sąsiedztwie, w Układzie Lokal­nym, napotkaliśmy trzy podstawowe typy galaktyk: eliptyczne, spiralne i nieregularne. Pierwsze z nich oznaczamy literą E, dru­gie — 1 i ostatnie I. Często wyróżnia się jeszcze jeden typ, typ pośredni między galaktykami eliptycznymi, od których różni się większym od nich spłaszczeniem i ledwie widocznym za­rysem dysku, a galaktykami spiralnymi, od których odróżnia go brak ramion spiralnych. Typ tych galaktyk, o kształcie so­czewki, oznacza się literami SO.

Galaktyki eliptyczne (fot. 45) różnią się między sobą spłaszczeniem. Niektóre z nich wydają się na zdjęciach zu­pełnie kuliste, inne mają kształt elipsy. Podając typ galaktyki eliptycznej, określamy zazwyczaj stopień jej spłaszczenia w skali od 0 do 7, przy czym liczba określająca spłaszczenie jest równa n — 10 (a—b)/a (a i | — rozmiary kątowe osi większej i mniej­szej). Tak np. galaktyka eliptyczna o stosunku osi b/a = 0,8 okre­ślana jest jako galaktyka E2. Nie obserwujemy galaktyk elipty­

cznych o spłaszczeniu większym niż (a—b)/a — 0,7. Należy tu podkreślić, że podane liczby odnoszą się do obserwowanych spła­szczeń galaktyk, a nie spłaszczeń rzeczywistych, które mogą być większe. Na przykład galaktyka eliptyczna o znacznym nawet spłaszczeniu, obserwowana od strony bieguna może być sklasy­fikowana jako E0. Rzeczywiste spłaszczenie galaktyk eliptycz­nych nie może jednak przekroczyć podanej wartości 0,7, gdyż w przeciwnym przypadku wśród wielu galaktyk zorientowanych w przestrzeni w różnych kierunkach obserwowalibyśmy także spłaszczone w większym stopniu.

Galaktyki typów SOiS (fot. 46) dzielimy na dwie grupy. Do jednej z nich należą te, w których obserwujemy wyraźną kon­centrację gwiazd i jasnych obłoków materii międzygwiazdowej wokół pewnej leżącej w płaszczyźnie galaktyki prostej przecho­dzącej przez środek galaktyki — nazywamy je galaktykami z poprzeczką lub przegrodzonymi i oznaczamy odpowiednio symbolami SB0 i SB. Do drugiej grupy zaliczamy pozostałe, które oznaczamy SAO i SA. Galaktyki spiralne różnicujemy dodatkowo pod względem wielkości i regularności budowy ich ramion spiralnych, pisząc za symbolem oznaczającym typ galaktyki jedną z liter: a (dla galaktyk o najsłabiej zazna­czonej strukturze spiralnej), b, c lub i (dla galaktyk o coraz bar­dziej rozbudowanych ramionach spiralnych). Często mówiąc o ja­kiejś grupie galaktyk podajemy tylko te symbole, które określają daną grupę. Na przykład pisząc Sb mamy na myśli wszystkie galaktyki spiralne o odpowiednio rozbudowanych ramionach, nie­zależnie od tego, czy są one galaktykami przegrodzonymi, czy nie.

Cóż może być przyczyną takiego zróżnicowania wyglądu ga­laktyk? Nie jest nią masa, gdyż wśród galaktyk eliptycznych spotykamy galaktyki-giganty, znacznie masywniejsze od spiral­nych, jak i karły — niewiele większe od gromad kulistych. Wydaje się nawet, że nie ma ostrej granicy między małymi ga­laktykami eliptycznymi a masywnymi gromadami kulistymi. Jedynie galaktyki nieregularne mają na ogół mniejszą masę od pozostałych. Głównym czynnikiem określającym kształt galak­tyk jeszcze w fazie ich formowania się jest ich obrót, a ściślej mówiąc moment pędu, jaki posiadała materia, z której powstała

galaktyka. Jeżeli moment pędu tej materii jest znikomy, proto- galaktyka prawie nie rotując kurczy się, szybko osiąga symetrię sferyczną (wszak żaden kierunek nie jest wyróżniony), gęstość w niej prędko wzrasta (zapadaniu się galaktyki nie przeciwdzia­ła siła odśrodkowa, lecz jedynie ruchy chaotyczne obłoków gazu)

i z tego powodu dojść może do efektywnego tworzenia się gwiazd, na które zużyta zostaje prawie cała masa materii rozproszonej. Reszta tej masy opada ku centrum galaktyki, gdzie ostatecznie przekształca się w gwiazdy, lub pod wpływem promieniowania gwiazd ogrzewa się, rozpręża i rozprasza z powrotem w przestrzeń międzygalaktyczną. W ten sposób powstają galaktyki EO. W po­dobny sposób tworzą się także inne galaktyki eliptyczne, z tą jedynie różnicą, że materia je tworząca ma pewien moment pędu, co powoduje, iż galaktyka już w okresie formowania się osiąga kształt spłaszczonej elipsoidy obracającej się wokół swej naj­krótszej osi. Gdy moment pędu protogalaktyki jest dostatecznie duży, w trakcie jej kurczenia się wyodrębnia się dysk, proces za­gęszczenia materii przebiega wolniej, część materii nie przekształ­ca się w gwiazdy, lecz skupia w płaszczyźnie galaktyki, gdzie tworzy ramiona spiralne. Kształt galaktyk pojedynczych, które muszą zachowywać swój moment pędu, praktycznie już nie zmie­nia się od czasu ich uformowania, choć może ulegać zmianom jasność galaktyki, zawartość w niej gwiazd różnych populacji, ilość materii międzygwiazdowej, kształt i wygląd ramion spira­lnych. Te przemiany są wynikiem stale zachodzących procesów formowania się nowych gwiazd i ewolucji gwiazd tworzących galaktykę.

Nie wiemy, co powoduje, że różne protogalaktyki już w chwili wyodrębnienia się z materii międzygalaktycznej miały różne mo­menty pędu. Najprawdopodobniej było to dziełem przypadku. W ośrodku międzygalaktycznym, z którego powstały protogalak­tyki, istniały chaotyczne ruchy obłoków gazu. Jedne z tych obło­ków mogły być większe, inne mniejsze. W pewnym obszarze gęstość materii przewyższyć mogła przypadkowo gęstość średnią na tyle, że wyodrębniać się zaczęła protogalaktyka. Masa tego obszaru, liczba obłoków w nim i prędkości tych obłoków okreś­liły zarówno masę, jak i moment pędu powstającej galaktyki, a więc także typ. Prawdopodobnie w ten sposób ustalił się roz­

kład galaktyk według ich typów. Najwięcej, bo ok. 50% wszy­stkich. jest galaktyk spiralnych S, galaktyk nieregularnych I — ok. 22%, eliptycznych E — 15%, a galaktyk SO — ok. 13%. Na­leży jednak pamiętać, że podane proporcje odnoszą się do pełnej populacji galaktyk znajdujących się w obszarze, w którym mo­żemy dokonać klasyfikacji tych obiektów. W poszczególnych rejonach, choćby w Układzie Lokalnym, zawartość galaktyk róż­nych typów może być całkowicie odmienna.

Inne niż podane wyżej proporcje typów galaktyk obserwuje się w gromadach galaktyk, ugrupowaniach składających się z wielu, od kilkudziesięciu do kilku tysięcy obiektów. W groma­dach, a zwłaszcza w ich częściach wewnętrznych, występuje wię­cej galaktyk eliptycznych niż średnio w przestrzeni. W środku dużych gromad dostrzega się często jedną lub kilka galaktyk-gi- gantów, o wyjątkowo dużych masach. Przyczyn tego stanu rze­czy może być kilka. Galaktyki w gromadach, gdzie jest ich zna­cznie więcej niż w obszarach między gromadami, zderzają się ze sobą. Ich drogi w gromadzie mogą przecinać się nawzajem. Wówczas gwiazdy każdej z obu pędzących ku sobie galaktyk mogą przeniknąć drugą galaktykę i po takim spotkaniu podążyć własną drogą. Inaczej zachowa się materia międzygwiazdowa. Obłoki gazu i pyłu z obu galaktyk po zderzeniu się wymiecione zostaną z galaktyk. Z takiego spotkania obie galaktyki wyjdą ogołocone z materii między gwiazdowej, która pozostanie na miej­scu zderzenia, a dalszy jej ruch regulowany będzie przez ogólne pole grawitacyjne gromady. Jeżeli nawet obie galaktyki były spiralne, to teraz, po zderzeniu, pozbawione już gazu — główne­go atrybutu tego typu obiektów, z którego tworzą się ramiona

i formują młode gwiazdy, stopniowo tracić będą swe właściwo­ści. Płaski dysk, który gwiazdy tworzyły w każdej z nich, pod wpływem oddziaływań grawitacyjnych drugiej galaktyki ulega znacznemu pogrubieniu, gdyż wchodzące w jego skład gwiazdy uzyskały w czasie spotkania dodatkowe przyspieszenia. Proces tworzenia się nowych gwiazd w obu galaktykach zostaje przerwa­ny. Następne bliskie spotkania i zderzenia z innymi galaktykami prowadzić będą do dalszego rozmywania się dysku gwiazdowego. Galaktyki coraz bardziej będą się upodabniać do eliptycznych, aż wreszcie przekształcą się w nie. Dodajmy, że w gromadach

galaktyk, a zwłaszcza w ich częściach centralnych, obserwuje się występowanie materii międzygalaktycznej. Podczas przejścia galaktyki spiralnej przez dostatecznie gęsty obłok materii między­galaktycznej może także dochodzić do wymiecenia z galaktyki zawartej w niej materii międzygwiazdowej. Te właśnie zjawiska, oprócz być może odmiennych warunków panujących w materii międzygalaktycznej już w fazie formowania się protogalaktyk, mogą być przyczyną dużej obfitości galaktyk eliptycznych w gro­madach. Wskutek oddziaływań grawitacyjnych między galakty­kami w dużych gromadach większe z nich powinny mieć tenden­cje do poruszania się ze stosunkowo małymi prędkościami i do grupowania się w pobliżu środka gromady. Tam zderzenia między nimi i | innymi — poruszającymi się niezbyt szybko — mogą pro­wadzić do łączenia się galaktyk. Gwiazdy w nich zawarte stworzą wówczas jeden układ, dużą galaktykę-kanibala, która stopniowo wchłaniać może następne galaktyki gromady. Dodatkowo wzbo­gacona jest ona przez materię rozproszoną, traconą przez inne galaktyki, która spływa ku środkowi gromady. W ten sposób wyjaśnić możemy istnienie w pobliżu centrum dużych gromad masywnych galaktyk, o masach kilka lub kilkanaście razy prze­kraczających średnie masy tych obiektów.

Jak zmierzyć odległości galaktyk?

Wyznaczanie o d 1 e g ł o.ś c i galaktyki jest niezwykle tru­dnym problemem. Polega ono na obserwacji znajdujących się w badanej galaktyce obiektów (gwiazd, gromad kulistych, świe­cących obszarów zjonizowanego wodoru), których właściwości znamy na podstawie badań podobnych ciał w naszej Galaktyce. Zakłada się przy tym, że natura tych obiektów w badanej galak­tyce jest taka sama jak w naszej. Tylko w najbliższych galakty­kach udaje się, podobnie jak w Wielkiej Mgławicy w Androme­dzie czy w Obłokach Magellana, wyróżnić pojedyncze gwiazdy, których pomiary mogłyby stać się podstawą do oceny odległości galaktyki. Ale gwiazdy te są na ogół bardzo słabe, co z kolei wpły­wa na dokładność otrzymanych wyników. Dlatego używa się do tego celu gwiazd możliwie jasnych. Najpewniejsze wyniki uzysku-

Je się dzięki obserwacjom cefeid, stosunkowo łatwo można bo­wiem wyznaczyć okres ich zmienności, a stąd ocenić ich jasność absolutną. Porównanie jasności absolutnych cefeid z ich jasnościa­mi obserwowanymi służy do wyznaczania odległości do badanej galaktyki. Często wykorzystuje się też obserwacje jasnych gwiazd typów O i B. Sytuacja jest korzystna, gdy w badanej galaktyce dostrzega się gwiazdę nową i można prześledzić zmiany jej bla­sku. Ponieważ jasność absolutna gwiazdy nowej w maksimum blasku jest związana z tempem zmniejszania się jej jasności po wybuchu, więc obserwacje jasności nowej w momencie i w ciągu pewnego czasu po wybuchu dostarczają nam informacji o jej jasności absolutnej. Metody te służą jednak tylko do wyznacza­nia odległości najbliższych galaktyk (zawodzą, gdy odległość ba­danych galaktyk przekracza ok. 10 min lat światła).

Odległości galaktyk leżących dalej wyznaczane są przy uży­ciu metod wykalibrowanych na podstawie obserwacji tych niezbyt odległych od nas galaktyk, których odległości" zmierzone zostały przy pomocy jednej (lub kilku) z podanych wyżej metod. Na pod­stawie obserwacji w tych galaktykach dużej liczby supernowych (fot. 47), gromad kulistych i jasnych obszarów wodoru zjonizo- wanego udało się ocenić średnie jasności tych-obiektowi, a w przy­padku gromad kulistych i obszarów HII — także ich średnie roz­miary. Poszukiwanie tych obiektów w badanych galaktykach

i wyznaczenie odległości na podstawie ich obserwacji pozwala nam sięgnąć w głąb Wszechświata na ok. 100 Mps (ok. 300 min lat światła). Należy jednak pamiętać, że jasności czy rozmiary po­szczególnych obiektów mogą znacznie różnić się od wartości śre­dnich i dlatego odległości wyznaczone tymi metodami mogą być obarczone sporymi błędami.^ Błędy te udaje się zmniejszyć, gdy w badanych galaktykach obserwujemy wiele obiektów, na pod­stawie których wyznaczamy odległości. Zastosowanie praw sta­tystyki pozwala nam wówczas zwiększyć wiarygodność otrzymy­wanych wyników.

W stosunku do galaktyk, w których nie dostrzegamy pojedyn­czych obiektów, oceny odległości mogą być oparte na pomiarach całkowitych jasności galaktyk. Analogicznie jak. w przypadku gwiazd, możemy zdefiniować jasności absolutne i obserwowane galaktyk jako miary odpowiednio ilości energii emitowanej przez

-240

k

***pá jé

ijiiVpl

ImAmfwmß]

całą galaktykę w jednostce czasu i oświetlenia promieniowaniem tej galaktyki. Okazuje się, że jasności absolutne bliższych galak­tyk związane są z ich typami. Zakładając, że ten sam związek między typami i jasnościami zachodzi dla galaktyk odległych, możemy na podstawie typów oceniać jasności galaktyk.

Po przeprowadzeniu tego rodzaju analizy okazało się, że do najjaśniejszych należą galaktyki Sb, Sa i Sc świecące średnio jak

3 mld Słońc (jasność absolutna tych galaktyk M » — 19^m,0), na­stępnie galaktyki S0 dające 2,5 mld więcej światła niż Słońce (M = — 18^ra,7), dalej galaktyki E i Sd równoważne 2 mld Słońc (M = — 18^m,5). Najsłabsze są galaktyki nieregularne przewyższa­jące jasność Słońca tylko 300 min razy (M — — 16^m,5). Oczywiście podane są tu tylko wartości średnie, jasności poszczególnych ga­laktyk mogą od nich znacznie odbiegać. Dlatego metoda wyzna­czania odległości na podstawie jasności absolutnych galaktyk mo­że prowadzić do dużych błędów, gdy odnosi się do pojedynczych obiektów. Metodę tę stosuje się często do wyznaczania odległości gromad galaktyk.

Wreszcie znacznie mniej dokładne oszacowanie odległości mo­żemy także przeprowadzić dla bardzo odległych gromad, w któ­rych nawet wyznaczanie typów obserwowanych galaktyk byłoby trudne. W tym przypadku czyni się założenie, że na przykład piąta pod względem jasności galaktyka w danej gromadzie ma jednakową jasność absolutną we wszystkich gromadach. Me­toda ta jednak, mimo że bywa stosowana do obiektów odległych aż do 500 Mps (półtora miliarda lat światła), jest mało dokładna i używa się jej tylko wtedy, gdy inne metody zawodzą.

Celowo Zatrzymaliśmy się dłużej nad omówieniem metod wy­znaczania odległości galaktyk, by zdać sobie sprawę z trudności i złożoności problemu. Sięgając coraz głębiej w przestrzeń po­sługujemy się metodami wykalibrowanymi na podstawie obser­wacji obiektów leżących bliżej, a z kolei odległości tych obiektów wyznaczane są przy użyciu metod wyskalowanych w jeszcze mniejszym otoczeniu naszej Galaktyki. To wielostopniowe po­stępowanie może powodować nawarstwienie się błędów syste­matycznych cechujących wszystkie stopnie. Błędy te można zmniejszyć stosując (wtedy, gdy to możliwe) nie jedną, lecz rów­nocześnie wiele metod. Wysiłki naukowców skupione są na tym

/ i MflHMHI

zagadnieniu dlatego, że pomiary odległości stanowią klucz do oceny takich podstawowych właściwości badanych obiektów, jak moc promieniowanej przez nie energii i ich rozmiary, a jedno­cześnie umożliwiają astronomom, przez sięgnięcie do niezwykle odległych obiektów, wyciągnięcie wniosków o ewolucji Wszech­świata jako całości.

Ekspansja Wszechświata

W kilka lat po stwierdzeniu, że wiele z obserwowanych mgła­wic jest galaktykami, Hubble dokonał w 1929 r. następnego wielkiego odkrycia, mającego podstawowe znaczenie dla zrozu­mienia ewolucji Wszechświata. Składało się ono z dwu spostrze­żeń.

Po pierwsze, uczony ten wykrył, że wszystkie obserwowane w widmach światła odległych galaktyk linie widmowe przesunięte są w kierunku fal dłuższych, przy czym wielkość tego przesu­nięcia jest proporcjonalna do długości fali. Innymi słowy, war­tość tzw. przesunięcia ku czerwieni e określonego jako stosunek różnicy między obserwowaną długością fali danej linii widmowej X₀b a długością fali tej linii mierzoną w laborato­rium l_e do długości fali tej linii mierzonej w laboratorium, jest stały dla wszystkich linii widmowych w widmie światła każdej galaktyki:

Stałość tego stosunku, wykryta pierwotnie jedynie w dziedzinie promieniowania optycznego, została w latach pięćdziesiątych po­twierdzona także dla promieniowania radiowego, przy czym oka­zało się, że wartości tego stosunku dla promieniowania radio­wego i optycznego są jednakowe. Tego rodzaju efekt może być interpretowany jako oddalanie się od nas badanych galaktyk. Wówczas wartość z, jak wynika to ze zjawiska Dopplera, zwią­zana jest i prędkością oddalania się galaktyki | następującym wzorem wynikającym z teorii względności:

w którym c oznacza prędkość światła. Dla obiektów oddalają­cych się niezbyt szybko (a takie obserwował Hubble) — jest bar­ci²

dzo małą wielkością i dlatego można tu użyć uproszczonego wzoru:

||j| ’ ||j * c _t

Oznacza to, że z jest proporcjonalne do prędkości oddalania się od nas badanej galaktyki.

Drugim spostrzeżeniem Hubble’a było stwierdzenie zależności, zwanej prawem Hubble’a, między przesunięciem ku czer­wieni I i odległościami r badanych galaktyk:

H

z = — r c

gdzie współczynnik proporcjonalności H nosi obecnie nazwę sta­łej Hubble’a. Związek ten ma charakter statystyczny. Ozna­cza to, że poszczególne galaktyki mogą mieć widma przesunięte w nieco innym stopniu, niż to określa ten związek. Przecież mogą one mieć pewne prędkości przypadkowe w stosunku do sąsie­dnich galaktyk. Odchylenia od prawa Hubble’a spowodowane przez te przypadkowe prędkości mogą całkowicie maskować efekt Hub- blea wtedy, gdy wartości z są niewielkie, co właśnie zachodzi dla galaktyk bliskich. Dlatego właśnie galaktyki Układu Lokal­nego nie spełniają prawa Hubble’a.

Oba wyżej opisane spostrzeżenia, dokonane przez Hubble’a, mogą być dla niezbyt odległych galaktyk zapisane za pomocą jednego związku:

v — Hr

A więc prawo Hubble’a może być sformułowane następująco: prędkość oddalania się galaktyk jest proporcjonalna do ich od­ległości (fot. 48).

Oddalanie się galaktyk od nas w myśl prawa Hubble’a nie świad­czy o wyróżnionym położeniu naszej Galaktyki we Wszechświecie, gdyż ten sam efekt oddalania się galaktyk z prędkościami pro­porcjonalnymi do odległości obserwowalibyśmy z dowolnej ga­laktyki. Gdybyśmy wyobrazili sobie galaktyki jako plamki na­malowane na gumowej, rozciągliwej powierzchni, zresztą do­wolnie uformowanej: w postaci balonika, płaskiego płata lub

o jeszcze innym kształcie, a następnie gdybyśmy tę powierzchnię równomiernie we wszystkich kierunkach rozciągali, to wówczas odległości między każdą parą plamek wyobrażających galaktyki rosłyby właśnie tak, jak to opisuje prawo Hubble’a (rys. 64). Ta dwuwymiarowa powierzchnia gumowa traktowana być może jako model trójwymiarowej przestrzeni Wszechświata. Dlatego rozcią­ganie tej powierzchni wyobraża nam rozszerzanie się samego Wszechświata. W tym sensie prawo Hubble’a opisuje ekspan­sję Wszechświata. Wszystkie znajdujące się w nim ciała rozbiegają się w przestrzeni jak odłamki granatu od miejsca wy­buchu.

Odrębnym i bardzo trudnym zagadnieniem jest wyznaczenie wartości stałej Hubble’a. W tym celu należało uprzednio zmie­rzyć przesunięcia linii widmowych i odległości dużej liczby ga­laktyk. To powodowało, że publikowane przez ostatnie 50 lat war­tości tej stałej różniły się znacznie od siebie i były obarczone dużymi błędami. Obecnie najwiarygodniejsza wydaje się wartość

H = 50 km/(s-Mps), co oznacza, że np. galaktyka znajdująca się

0 100 Mps od nas oddala się z prędkością 5 tys. km/s.

Znając stałą Hubble’a, możemy pokusić się o oszacowanie w i e- ku Wszechświata (rys. 65), tzn. czasu T, jaki upłynął od momentu, w którym rozpoczęła się ekspansja Wszechświata

1 obserwowane galaktyki (przynajmniej teoretycznie) znajdowały się w jednym punkcie. Przy założeniu, że ekspansja Wszech­świata odbywała się zawsze w tym samym tempie co dziś, może­my obliczyć ten czas dzieląc odległość od nas jakiejś typowej, dalekiej galaktyki przez jej prędkość:

I 1

T= — = — = 1/50 (Mps/km) s = 6 • 10¹⁷ s = 2 • 10¹⁰ lat v H

Oczywiście założenie, które tu uczyniliśmy nie musi być słuszne

— tempo ekspansji Wszechświata mogło w przeszłości ulegać zmianie. Zależy ono od wielkości oddziaływań, przede wszystkim grawitacyjnych, w materii wypełniającej Wszechświat. Te z ko­lei uwarunkowane są średnią gęstością tej materii. Dlatego po­daną wartość należy traktować jedynie jako oszacowanie z gru­bsza. Niezależnie jednak od procesów, jakie zachodziły we Wszech-

świecie, założeń o gęstości i rozmieszczeniu w nim materii, może­my stwierdzić, że cechy tej materii (jej rozmieszczenie, gęstość itp.), którą we Wszechświecie obserwujemy obecnie, musiały być przed kilkunastu miliardami lat całkowicie odmienne niż dziś.

Niezwykłe galaktyki

Jądro naszej Galaktyki, jak olbrzymia radiostacja, emituje w przestrzeń promieniowanie radiowe. Promieniowanie takie wy­syłają także obłoki zjonizowanych gazów rozsiane przede wszyst­kim w zewnętrznych częściach ramion spiralnych, emituje je wo­dór neutralny, dociera ono także od materii rozproszonej w halo galaktycznym. Całkowita moc promieniowania radiowego naszej Galaktyki oceniana jest na 10³¹J/s, tzn. zaledwie 25 tys. razy więcej, niż promieniuje Słońce we wszystkich dziedzinach widma. Jeżeli wartość tę zestawimy z mocą promieniowania Galaktyki w dziedzinie widzialnej (10³⁶J/s, co odpowiada świeceniu 2,5 mld Słońc), to okazuje się, że jedynie stutysięczna część energii emi­towanej przez Galaktykę przypada na radiową część widma. Po­dobne proporcje charakteryzują większość obserwowanych galaktyk.

Ale istnieją galaktyki, których promieniowanie radiowe jest znacznie silniejsze, a często przekracza nawet tysiące razy pro­mieniowanie, które emitują normalne galaktyki. Liczba takich radiogalaktyk jest znikomo mała w porównaniu z liczbą galaktyk normalnych, nie warto by się więc nimi zajmować, gdyby nie to, że za radiowe świecenie tych obiektów mogą być odpowiedzialne procesy determinujące aktywność jądra naszej Galaktyki, procesy, które — być może — rozwijają się ze wzmożonym natężeniem w niektórych stadiach ewolucji wszystkich galaktyk. Zwykle ra- diogalaktyki, zwłaszcza silniejsze, różnią się od normalnych gala­ktyk odmiennym, osobliwym, nieregularnym kształtem. Już sam wygląd wielu z nich na zdjęciach wykonanych w świetle widzia­lnym świadczy o dziwnych zjawiskach; zachodzących w ich wnę­trzach. Inne, leżące dalej, a więc słabsze, wykrywane są najpierw przez radioteleskopy, dopiero później zaś są odnajdywane na zdjęciach jako słabe plamki.

Przykładem galaktyki promieniującej silnie w dziedzinie radio­wej może być obiekt oznaczony symbolem M 87 (fot. 49). Jest to olbrzymia, lecz poza tym przypominająca normalną, galaktyka eliptyczna. Na zdjęciach naświetlanych krótko, tak by tylko cen­tralne części galaktyki zostały sfotografowane, widoczny jest dob­rze jasny strumień gazu wyrzucony z jądra. Na zdjęciach dłużej naświetlanych niknie on w świetle zewnętrznych części galaktyki. Widmo promieniowania radiowego tej galaktyki świadczy o jego synchrotronowym pochodzeniu. Oznacza to, że istnieją w tym ra­dioźródle szybkie cząstki (elektrony) obiegające po spiralach linie sił potężnego pola magnetycznego.

Do najsilniejszych radioźródeł należy też galaktyka (początko­wo interpretowana jako para zderzających się galaktyk) w gro­madzie Łabędzia (fot. 50), znajdująca się w odległości prawie miliarda lat świetlnych od nas. W tym przypadku obserwujemy podwójne radioźródło, niewidoczne w świetle optycznym, rozmie­szczone w odległości rzędu 100 kps po dwu przeciwległych stronach tej galaktyki.

Jest to dość typowa cecha radiogalaktyki. Często w pobliżu galaktyk pojedynczych, które same nawet nie wysyłają promie­niowania radiowego, obserwuje się po dwa radioźródła rozmiesz­czone w znacznych odległościach po obu stronach galaktyki ma­cierzystej. Najbardziej naturalnym wyjaśnieniem tego zjawiska jest przyjęcie, że w jądrach takich galaktyk nastąpiły wybuchy, podczas których z olbrzymimi prędkościami zostały wyrzucone w przeciwnych kierunkach, zwykle wzdłuż osi obrotu galaktyki, dwa obłoki składające się z szybkich cząstek plazmy. Wraz z tą zjonizowaną materią zostały uniesione linie pola magnetycznego, a to stworzyło warunki do wydajnej emisji promieniowania syn­chrotronowego.

Przykładem galaktyki wybuchającej na naszych oczach jest galaktyka oznaczona symbolem M 82 (fot. 51). Na jej zdjęciach wy­raźnie widoczne są potężne włókna gazowe o masie prawie 10 min Słońc, wyrzucane z prędkością rzędu 1000 km/s w kierunku pro­stopadłym do płaszczyzny galaktyki. Za istnieniem w nich pola magnetycznego przemawiać może fakt emisji promieniowania synchrotronowego w dziedzinie optycznej. Jak dotychczas, galak­tyka ta nie jest silnym radioźródłem. Pozostaje zagadką, czy w

przyszłości, gdy wyrzucona materia oddali się od macierzystej galaktyki, natężenie jej promieniowania radiowego wzrośnie do wartości obserwowanych z innych radioźródeł.

Podobne przykłady można by mnożyć. Obiekty te różnią się między sobą właściwościami zarówno samych galaktyk, jak i zwią­zanych z nimi obszarów czynnych radiowo. Niejednokrotnie sil­nymi radioźródłami są galaktyki-giganty obserwowane w central­nych częściach gromad. Chociaż przyczyn promieniowania radio­wego może być wiele, jedna cecha silnych radioźródeł jest wspól­na: promieniowanie ich pochodzi od kompleksów gazowych pobu­dzanych do świecenia w niezwykle wydajnych procesach o często nie znanym nam dziś jeszcze charakterze, w wyniku których nag­le zostają wyzwolone olbrzymie ilości energii. Na przykład obli­czono, że energia zawarta w dwu obłokach świecących radiowo wyrzuconych ze wspomnianej galaktyki w gromadzie Łabędzia jest porównywalna z energią emitowaną przez naszą Galaktykę w ciągu całego jej życia (przy założeniu, że zawsze świeciła ona z obecną wydajnością). A istnieją argumenty na to, że podobne wybuchy powtarzają się w tym radioźródle co jakieś 100 min lat!

Liczny stosunkowo typ galaktyk osobliwych stanowią galak­tyki, których pierwsze przedstawicielki zostały wykryte i opisa­ne w 1943 r. przez Seyferta. Galaktyki Seyferta chara­kteryzują się bardzo małymi, ale bardzo jasnymi jądrami, nato­miast ich części zewmętrzne nie różnią się od normalnych galak­tyk spiralnych. W widmie promieniowania jąder galaktyk Seyfer­ta dostrzega się bardzo silne linie emisyjne o znacznych sze­rokościach, świadczące o istnieniu w tych galaktykach chao­tycznych ruchów gazów z prędkościami dochodzącymi do kilku tysięcy kilometrów na sekundę (a więc wystarczającymi do ucie­czki tych gazów z galaktyk). W dziedzinie promieniowania radio­wego galaktyki te są na ogół źródłami silniejszymi niż normalne galaktyki spiralne, świecą także znacznie jaśniej od nich w nad­fiolecie i podczerwieni. Stwierdzono zmienność jasności galaktyk Seyferta. Zmiany te zachodzą nieregularnie i w różnym tempie w różnych dziedzinach widma. Świadczy to o złożonej strukturze obszarów świecących tych obiektów i o docieraniu promieniowa­nia o różnych długościach fali z różnych, znajdujących się w od­miennych warunkach części tych obszarów.

Podobne cechy promieniowania mają także galaktyki zaliczane do typu N, charakteryzujące się małymi, jasnymi jądrami, wokół których nie widać jednak części zewnętrznych. Galaktyki typu N są bardziej odległe niż galaktyki Seyferta, ale prawdo­podobnie są to obiekty tego samego rodzaju, jedynie mają więk­szą jasność absolutną (z tego powodu widzimy je w większych odległościach), a ich części zewnętrzne — o mniejszej jasności powierzchniowej — nie są już z tak dużej odległości widoczne.

Podobny wygląd do galaktyk typu N ma niedawno zidentyfi­kowany rodzaj obiektów pozagalaktycznych, zwanych — od łaciń­skiej nazwy gwiazdozbioru Jaszczurki (Lacerta), w którym pier­wsza z nich została wykryta — lacertydami. Charakteryzują się one na zdjęciach prawie punktowymi rozmiarami, ale jasności ich zmieniają się znacznie, w niektórych przypadkach nawet w cią­gu kilku minut, w innych — wolniej, w czasie godzin, dni lub mie­sięcy. Lacertydy należą do silnych radioźródeł. W widmie ich pro­mieniowania nie obserwuje się żadnych cech charakterystycznych, jest to widmo ciągłe pozbawione całkowicie linii emisyjnych lub absorpcyjnych. Ta ostatnia cecha odróżnia właśnie lacertydy od innych obiektów pozagalaktycznych o podobnych cechach.

W przypadku jednej z lacertyd udało się otrzymać widmo światła docierającego od prawie niewidocznej jej otoczki (po zasłonięciu jasnego jądra). Okazało się, że jest ono bardzo podobne do widma zwykłych galaktyk eliptycznych, co świadczyłoby, że lacertydy są rzeczywiście obiektami, których przynajmniej zewnętrzne części składają się z gwiazd. Zmierzone przesunięcie ku czerwieni linii w widmie tego obiektu wynosi 0,07, co oznacza, iż oddala się on z prędkością ok. 20 tys. km/s i znajduje się ponad miliard lat świa­tła od nas. Większość znanych lacertyd występuje w obrębie bar­dzo odległych galaktyk, na ogół na ich brzegu, lub w ich pobliżu. Wygląda to tak, jak gdyby były one wyrzuconymi w czasie ol­brzymiego wybuchu częściami rozrywających się jąder tych galak­tyk.

Sięgnęliśmy już bardzo głęboko w przestrzeń. Mówiliśmy o cia­łach niebieskich, od których światło do nas biegnie ponad miliard lat. Przynosi nam wiadomości o tych obiektach z okresu, gdy na Ziemi rozwijały się jedynie pierwotne zwierzęta bezkręgowe lub też pojawiały się najstarsze grżyby. Dotarliśmy nie tylko bardzo

/ ' U\ ( l A\ V \i ®*

| | I. 1

daleko, ale cofnęliśmy się w czasie o niebagatelny ułamek życia Wszechświata. To właśnie zachowanie się odległych ciał niebies­kich. a więc obserwowanych w stanie sprzed miliardów lat, dostar­czyć może nam wiadomości o przeszłości Wszechświata, o jego ewolucji. Oczywiście możemy dostrzegać tylko te z tych odległych ciał. które są dostatecznie jasne w którejkolwiek dziedzinie widma. Ale to oznacza, że są to nietypowe, bardzo aktywne obiekty, w których dochodzi do wyzwalania się w wyniku różnych katas­troficznych procesów olbrzymich ilości energii. Światło normal­nych galaktyk z tych obszarów jest na ogół zbyt słabe, by mogło być rejestrowane przez współczesne przyrządy.

Najbardziej aktywne ze wszystkich znanych dotychczas obiektów Wszechświata są k w a z a r y, silne radioźródła, prawie punktowe na zdjęciach wykonanych w świetle widzialnym (fot. 52). W widmach kwazarów, cechujących się silnym promieniowa­niem nadfioletowym, stwierdza się szerokie linie emisyjne, pocho­dzące od gorących obszarów gazów poruszających się z prędko­ściami rzędu tysięcy kilometrów na sekundę. Linie te są na ogół znacznie przesunięte ku czerwieni. Często obserwuje się przesunięcia ku czerwieni, wynoszące 1, 2 lub 3. Największa do­tychczas zmierzona wartość wynosi 3,53, co odpowiada oddalaniu się od nas z prędkością równą 91% prędkości światła. Światło od tego ciała biegnie do naszych teleskopów ponad 15 min lat, jest to więc najstarszy obserwowany obiekt Wszechświata. Widzimy go obecnie takim, jaki był, gdy nie istniała jeszcze Ziemia, nie utworzyło się Słońce i Układ Planetarny, a nawet być może nasza Galaktyka nie zdążyła się wyodrębnić z materii międzygalakty- cznej. Sięgamy więc wzrokiem rzeczywiście do bardzo wczesnych faz rozwoju Wszechświata.

Właśnie te bardzo duże wartości przesunięcia ku czerwieni widm kwazarów budziły wątpliwości, czy rzeczywiście są one pochodze­nia kosmologicznego i czy przypadkiem nie są spowodowane inny­mi przyczynami, np. szybkim ruchem tych obiektów, które być może leżą blisko nas. Istnieje jednak szereg poważnych argumen­tów, przemawiających za tym, iż rzeczywiście obserwujemy obie­kty bardzo odległe. Najprostszym z nich jest istnienie znacznego podobieństwa cech galaktyk Seyferta, galaktyk typu N, lacertyd (a u wszystkich tych obiektów przesunięcie ku czerwieni związa­

ne jest z ich odległością) i kwazarów. Przyjęcie kosmologicznego pochodzenia przesunięć ku czerwieni widm kwazarów pociąga za sobą uznanie ich za bardzo jasne obiekty. Znając ich jasności ob­serwowane w dziedzinie radiowej i optycznej oraz odległości wy­znaczone na podstawie prawa Hubble’a, możemy ocenić natężenie ich promieniowania na 10⁴⁰J/s. Oznacza to, że przeciętny kwazar wysyła w przestrzeń 10 tys. razy tyle energii, co nasza Galakty­ka. Wartość natężenia promieniowania kwazarów, zarówno w czę­ści optycznej, jak radiowej waha się: w niektórych przypadkach istotne zmiany jasności są stosunkowo szybkie, gdyż zachodzą w ciągu paru tygodni. Wszelkie pomiary obszarów aktywnych w galaktykach i kwazarach wskazują, że ich rozmiary nie prze­kraczają kilku parseków, a może są nawet znacznie mniejsze. W tak niewielkim obszarze, w którym w okolicach Słońca zna­lazłoby się co najwyżej parę gwiazd, wyzwalana jest energia równoważna świeceniu kilkudziesięciu bilionów Słońc.

Podobieństwo jąder galaktyk Seyferta, galaktyk typu N, lace- rtyd i kwazarów, a mianowicie: niewielkie rozmiary, nadwyżka (w stosunku do normalnych galaktyk) promieniowania nadfiole­towego, wahania jasności i duża moc promieniowania (chociaż róż­na dla różnych typów obiektów: najmniejsza dla galaktyk Seyferta, a największa dla kwazarów) pozwala przypuszczać, że mechanizm produkcji energii (niezależnie od jego natury) jest u tych wszys­tkich obiektów wspólny. Inna jest jednak wydajność tego mecha­nizmu (którym może być spadek materii na czarny dół, olbrzy­mia gromada zderzających się gwiazd, supermasywna gwiazda wybuchająca co jakiś czas lub inne jeszcze zjawisko, którego nie potrafimy obecnie przewidzieć) w tych obiektach i dlatego gala­ktyki Seyferta mogą być dostrzeżone wtedy, gdy znajdują się sto­sunkowo blisko, podczas gdy kwazary obserwujemy nawet wtedy, gdy są bardzo odległe.

Kosmologia a Wszechświat

Dotarliśmy już do obiektów leżących bardzo daleko od nas. Światło od wielu z nich biegło ku nam przez większą część życia Wszechświata. Możemy więc mniemać, że choć jeszcze niepełne i często niedokładne, informacje zebrane z dostępnej naszym ob­

I

serwacjom części przestrzeni mogą stać się podstawą do wniosko­wań a o naturze i ewolucji Wszechświata jako całości.

I tu od razu rodzi się pytanie, co będziemy rozumieć jako Wszechświat. Jego określenie powinno być na tyle ogólne, by obej­mowało to wszystko, co w jakikolwiek sposób jest poznawalne, co w jakikolwiek sposób może wpływać na obserwowaną przez nas materię i co oddziaływaniu tej materii może podlegać. I dlatego skłaniałbym się ku przyjęciu następującej definicji Wszechświa­ta: Wszechświat to przestrzeń i znajdujące się w niej ciała, które kiedykolwiek w jakikolwiek sposób (grawitacyjnie, za po­średnictwem pola elektromagnetycznego lub inaczej) oddziaływa­ły na obserwowaną przez nas materię w przeszłości, oddziałują obecnie lub będą oddziaływały w przyszłości, oraz te, na które ta materia oddziaływała w przeszłości, oddziałuje obecnie lub bę­dzie oddziaływać w przyszłości. Prżyjęta tu definicja nie wyklu­cza istnienia innych wszechświatów z ich własną materią, prze­strzenią i czasem, całkowicie rozłącznych | naszym i nie wpływa­jących na to, co się w nim dzieje, a więc całkowicie niepoznawal­nych przez nas. Co więcej, w myśl tej definicji, istnienie takich hipotetycznych wszechświatów nigdy nie będzie mogło być wy­kluczone albo stwierdzone, gdyż pojawienie się w przyszłości od­działywań któregokolwiek z nich na materię w naszym Wszech- świecie zmuszałoby nas do uznania go już obecnie za integralną część naszego Wszechświata. Oczywiście, zachowanie się tych wszechświatów, jeżeli w ogóle istnieją, mogłoby być całkowicie odmienne niż naszego, inne, być może, mogłyby być nawet prawa rządzące ich budową i ewolucją, a z dorobku intelektualnego ist­niejących tam cywilizacji nigdy nie będziemy mogli czerpać. Tak więc istnienie innych od naszego wszechświatów wykracza poza zakres nauk przyrodniczych, których podstawą jest obserwacja oddziaływającej na nasze zmysły i przyrządy materii. Jedynie do­puszczalnym stwierdzeniem na gruncie tych nauk jest niemożli­wość wykluczenia istnienia takich tworów.

Badania Wszechświata jako całości, jako swoistego zjawiska czy obiektu, są metodologicznie czymś całkowicie odmiennym od badań wszystkich znanych nam zjawisk lub ciał. Źródłem pozna­nia wszelkich prawidłowości rządzących zachowaniem się ma­terii są wielokrotnie powtarzane doświadczenia lub obserwacje

przebiegu zjawisk zachodzących w materii znajdującej się w tych samych warunkach, lecz w różnych miejscach i czasie. Właśnie ta powtarzalność (ścisła lub statystyczna) przebiegu badanych zja­wisk stanowi podstawę formułowania praw rządzących zachowa­niem się materii. Wszechświat jest zjawiskiem jednostkowym, dla naszych obserwacji niepowtarzalnym i dlatego ta droga jego poznania pozostaje dla nas zamknięta. Możemy jedynie mówić

o całości Wszechświata, próbując uogólnić wnioski płynące z badań jego części. Powinniśmy jednak zdawać sobie sprawę z tego, że ta droga może być zwodnicza i może prowadzić do wniosków sprzecznych z rzeczywistością. Innej jednak nie mamy. W tym sen­sie uzyskane na tej drodze wnioski o właściwościach Wszech­świata można uznać za najwiarygodniejsze z punktu widzenia ak­tualnego stanu nauk przyrodniczych.

Badaniem Wszechświata jako całości, jego ewolucją, problemem ewentualnych narodzin i śmierci zajmuje się kosmologia. Punktem wyjścia badań kosmologicznych są obserwacje przede wszystkim obiektów pozagalaktycznych: ich rozmieszczenia, ruchu, struktury. Warunkiem koniecznym do uogólnienia wyników obse­rwacji (dokonanych w części Wszechświata) na cały Wszechświat jest przyjęcie jakiegoś założenia odnośnie do tego, w jakim stopniu obserwowana część jest reprezentatywna dla całego Wszechświa­ta. Założenie to nosi nazwę zasady kosmologicznej, która orzeka, iż „poznanie Wszechświata nie zależy od położenia obserwatora”, tzn. niezależnie od położenia obserwatora obraz otaczającej go części Wszechświata jest w ogólnych zarysach jed­nakowy. Zasada ta oznacza przyjęcie, że ani Ziemia i jej otocze­nie, ani obserwowany przez nas obszar Wszechświata nie są w ja­kikolwiek sposób wyróżnione spośród innych jego części. Dlatego niektórzy nadają zasadzie kosmologicznej nazwę zasady kope­rnikowskiej, gdyż Kopernik pierwszy pozbawił Ziemię — a | nią człowieka-obserwatora — wyróżnionego, centralnego miej­sca we Wszechświecie.

Konsekwencją stosowania zasady kosmologicznej jest przyję­cie, że materia we Wszechświecie rozmieszczona jest w sposób jednorodny. Oczywiście pojęcia jednorodności nie należy odno­sić do rozmieszczenia gwiazd — grupują się one w galaktykach. Podobnie nie możemy mówić o jednorodnym rozmieszczeniu ga-

2.W

laktyk, gdyż przynajmniej część z nich skupia się w gromadach. Dlatego pojęcie jednorodności powinno być odniesione dopiero do rozmieszczenia gromad galaktyk — oczywiście, jeżeli nie oka­że się w przyszłości, że wykazują one tendencję do grupowania się w gromady wyższego rzędu. Zwróćmy uwagę, że efekt oddala­nia się galaktyk z prędkościami proporcjonalnymi do odległości, jak to opisuje prawo Hubble’a, jest zgodny z treścią zasady kos­mologicznej.

Jednak usprawiedliwienia przyjęcia zasady kosmologicznej nie należy upatrywać w obserwacjach. Została ona przecież wpro­wadzona właśnie po to, by uogólnić wnioski płynące z obserwa­cji na obszary, które dotychczas nie są przez nas dostrzegane. Dlatego należy traktować ją jedynie jako założenie. Założenie to nie będzie mogło być sprawdzone dopóty, dopóki nie będziemy w stanie obserwować całego Wszechświata (o ile w ogóle kiedykol­wiek będzie to możliwe). Może być jednak odrzucone na podsta­wie obserwacji, które okazałyby się z nim sprzeczne. Za przyję­ciem podanego wyżej sformułowania treści zasady kosmologicz­nej przemawiać mogą względy estetyczne i jej prostota. My po­traktujemy ją jako założenie robocze, niezbędne do konstruowa­nia kosmologicznych modeli Wszechświata.

Niektórzy kosmologowie jeszcze mocniej formułują zasadę kos­mologiczną: „niezależnie od położenia obserwatora i chwili, w któ­rej dokonuje on obserwacji, obraz otaczającej części Wszechświata jest w ogólnych zarysach jednakowy”. Tak wypowiedziana zasa­da nosi nazwę silnej lub doskonałej zasady kos­mologicznej. Jest ona naturalnym rozszerzeniem na czwar­ty wymiar — czas — słabej zasady kosmologicznej. Jednak w myśl doskonałej zasady obraz Wszechświata nie zależy od czasu, a więc w szczególności gęstość materii w nim nie ulega zmia­nie. Jest to do pogodzenia z obserwowaną ucieczką galaktyk (powodującą spadek średniej gęstości) jedynie w przypadku przy­jęcia stałego powstawania z niczego nowej materii. Zasada ta jed­nak nie jest sprzeczna w wynikami doświadczeń, na podstawie których sformułowane zostało prawo zachowania masy (lub ma­sy i energii), gdyż tworzenie się nowej materii postulowane przez doskonałą zasadę kosmologiczną jest bardzo powolne (ok. 2 ato­mów wodoru w 1 km* w ciągu roku), a tym samym całkowicie'

niewykrywalne w laboratorium przy użyciu współczesnej tech­niki obserwacyjnej.

Doskonała zasada kosmologiczna nie dopuszcza e w o 1 u c j i Wszechświata, choć nie wyklucza ewolucji w nim poszcze­gólnych obiektów. Według niej, z rodzącej się z niczego nowej materii tworzą się galaktyki, w nich formują się młode gwiazdy. W miarę starzenia się tych obiektów, w miarę oddalania się od siebie galaktyk, w przestrzeni rodzi się nowy gaz, z którego kształtują się następne generacje galaktyk. W ten sposób w ka­żdym obszarze Wszechświata powinniśmy zawsze obserwować galaktyki w różnym wieku, z tym jednak że stosunek liczby ga­laktyk młodych do starych, a także średnie odległości między nimi pozostawałyby stałe. Inaczej byłoby w przypadku, gdyby słuszna była jedynie słaba zasada kosmologiczna. Wówczas w mia­rę tworzenia się galaktyk wyczerpuje się materia międzygalak- tyczna. Możemy więc przypuszczać, że tempo powstawania no­wych galaktyk zmienia się w miarę upływu czasu. Obserwując odległe od nas obszary Wszechświata, z których światło przyno­si wiadomości sprzed miliardów lat, powinniśmy dostrzec galak­tyki młodsze i gęściej rozmieszczone w przestrzeni niż te, które są w naszych okolicach. Widzimy więc, że obserwacje powinny rozstrzygnąć, która z zasad kosmologicznych lepiej opisuje rze­czywistość.

Drugim, oprócz przyjęcia jednej z zasad kosmologicznych, zało­żeniem, które trzeba uczynić w celu teoretycznego opisu Wszech­świata jako całości, jest przyjęcie, iż możliwa jest ekstrapolacja na cały Wszechświat znanych nam praw fizyki, sprawdzonych eksperymentalnie i obserwacyjnie w odniesieniu do zjawisk za­chodzących w krótkim w stosunku do wieku Wszechświata cza­sie oraz w ograniczonym i niewielkim w stosunku do rozmiarów Wszechświata obszarze przestrzennym.

Przyjęcie tych założeń o możliwości ekstrapolacji na cały Wszechświat wyników obserwacji i praw fizycznych stanowi dla kosmologów podstawę konstruowania, dopuszczalnych z punktu widzenia aktualnej wiedzy przyrodniczej, różnych teoretycznych modeli Wszechświata, które następnie muszą być porównane z ob­serwacjami. Dopiero obserwacyjne potwierdzenie jednego z nich, przy jednoczesnym wykazaniu niezgodności z wynikami obserwa­

cji wszystkich pozostałych, mogłoby być traktowane jako pełne rozwiązanie podstawowego zagadnienia — zagadnienia budowy i ewolucji Wszechświata.

Teoretyczne modele Wszechświata

Podobnie jak przy konstruowaniu modeli budowy wnętrz gwiazd należało uwzględnić wszystkie istotne procesy zachodzące w ma­terii, z której gwiazdy są zbudowane, tak przy sporządzaniu teoretycznych modeli Wszechświata (zwanych modelami kos­mologicznymi) należy brać pod uwagę najważniejsze od­działywania między wszystkimi ciałami wchodzącymi w skład Wszechświata. Oddziaływania te są opisywane przez odpowied­nie układy równań (zwykle różniczkowych). Spośród wszystkich oddziaływań rządzących wielkoskalowymi ruchami we Wszech- świecie najsilniejsze są oddziaływania grawitacyjne. Przeto zagadnienie budowy Wszechświata związane jest z zagad­nieniem teorii pola grawitacyjnego, a skonstruowanie modelu kosmologicznego polega na rozwiązaniu równań pola gra­witacyjnego przy przyjęciu odpowiednich warunków początko­wych i wartości parametrów występujących w tych równaniach.

Wśród wielu klas modeli Wszechświata na najbaczniejszą uwa­gę zasługują tzw. relatywistyczne modele kosmo­logiczne. Wiążą one gęstość materii we Wszechświecie g(t) i tzw. skalę odległości R(t) opisującą wynikające z ewolucji Wszechświata zmiany odległości dowolnie wybranych dwu gala­ktyk (oczywiście bez uwzględnienia ich ruchów swoistych) z geo­metrią przestrzeni. Mianowicie, zgodnie z treścią teorii względ­ności, tory kwantów świetlnych (cząstek obdarzonych energią, ■a więc i masą) ulegają zakrzywieniu w polu grawitacyjnym. Efekt ten znalazł obserwacyjne potwierdzenie w czasie całkowi­tych zaćmień Słońca, kiedy to stwierdzono, że położenia gwiazd widocznych w pobliżu tarczy słonecznej są nieco przesunięte od Słońca w stosunku do normalnych położeń tych gwiazd na sferze niebieskiej (rys. 66). Zakrzywienie torów promieniowania świetl­nego może być traktowane jako istnienie krzywizny samej przestrzeni, w której promieniowanie rozchodzi się po naj­

krótszych liniach łączących źródło światła i obserwatora. W tym znaczeniu przestrzeń, w której światło rozchodzi się po liniach prostych, jest przestrzenią o krzywiźnie równej zero lub inaczej przestrzenią euklidesową. Teoria względności dopu­szcza istnienie modeli Wszechświata z nie znikającą krzywizną przestrzeni: dodatnią lub ujemną.

W modelach kosmologicznych skonstruowanych w oparciu o słabą zasadę kosmologiczną i zasadę zachowania masy funkcja R(t), określająca ekspansję Wszechświata, a także krzywizna przestrzeni określone są przez gęstość materii. Jeżeli średnia gęstość materii we Wszechświecie przekracza pewną wartość krytyczną q_c=3H²/8jiG, która przy przyjęciu na stałą Hubble’a wartości 50 km/(s-Mps) wynosi 4,7^,10^-S0g/cm⁹, wówczas krzywizna przestrzeni jest dodatnia, przestrzeń zamknię­ta w sobie, a Wszechświat — po obecnym okresie ekspansji — pocznie kurczyć się nieograniczenie (dobrym dwuwymiarowym modelem takiej trójwymiarowej przestrzeni jest powierzchnia początkowo rozszerzającego się, a następnie kurczącego balonika). Gęstość w nim w przyszłości zacznie rosnąć nieskończenie, a cała zawarta w nim materia: galaktyki, gwiazdy, planety, ludzie, zwie­rzęta, rośliny zostaną zmienione w zapadającą się gorącą kulę cząstek elementarnych przenikniętą olbrzymimi ilościami pro­mieniowania. Czas, po którym kataklizm ten mógłby nastąpić, jest rzędu co najmniej 100 mld lat. Oczywiście oznaczałoby to bezpowrotne zniszczenie naszej cywilizacji, której nie byłyby w stanie uratować najdoskonalsze nawet osiągnięcia techniczne. Jeżeli jednak średnia gęstość Wszechświata równa się podanej

wyżej gęstości krytycznej, to przestrzeń jest płaska, otwarta, euklidesowa i obowiązuje w niej geometria, którą znamy z kursu szkolnego. Wszechświat jest wówczas nieskończony i będzie się nieskończenie długo rozszerzał z prędkością stopniowo malejącą do zera. Podobnie przebiegałaby ewolucja Wszechświata, gdyby gę­stość w nim była mniejsza od gęstości krytycznej. Krzywizna przestrzeni byłaby wówczas ujemna, Wszechświat byłby nieskoń­czony (otwarty) i rozszerzałby się bez końca z nigdy nie wyga­sającą prędkością (rys. 67). W obu tych przypadkach średnia gęstość materii we Wszechświecie malałaby nieograniczenie, od­ległości między galaktykami stale by rosły. Stan naszej Galaktyki zależałby więc jedynie od jej własnej ewolucji: od wypalania się paliwa jądrowego w gwiazdach, od wyczerpywania się materii rozproszonej, z której mogłyby powstawać nowe gwiazdy. Po upływie miliardów lat coraz mniej będzie w niej gwiazd, które swym ciepłem podtrzymywać mogłyby życie w swym otoczeniu. Poszukiwanie lepszych warunków egzystencji w in­nych galaktykach może być także zawodne, gdyż one też będą się starzały, a postępująca stale ekspansja Wszechświata utrud­niać będzie dotarcie do nich. Ale modele te stwarzają jednak nam (lub gatunkom rozumnym, które po nas nastąpią) szansę przetrwania. Szansa ta polega na wykorzystaniu pozaastrono- micznych źródeł energii, spośród których już dzisiaj można wska­

zać na energię jądrową. Jednak oddaliłoby to jedynie kres do czasu, gdy po ok. 10^3S lat nastąpi samorzutny rozpad proto­nów — głównego budulca materii. Stopniowo słabnące promie­niowanie pozostanie wówczas jedynym śladem przeszłych losów stale rozszerzającego się Wszechświata.

Wszystkie omówione modele w podobny sposób opisują prze­szłość Wszechświata. Przed ok. 16—17 mld lat (wiek ten zależy od modelu i wartości stałej Hubble’a) nastąpił Wielki Wy­buch {Big Bang). Wkrótce po nim gęstość ekspandującej materii ówczesnego Wszechświata przekraczała znacznie gęstości panujące obecnie w jądrach atomów. Temperatura jej była bardzo wysoka, rzędu 10¹⁵ K lub wyższa. Całą przestrzeń przenikało niezwykle energetyczne promieniowanie powstające w wyniku a n i h i 1 a- c j i spotykających się ze sobą cząstek i antycząstek, które w pra­wie równych ilościach tworzyły pierwotną materię Wszechświata. Anihilacji cząstek towarzyszył proces odwrotny: tworzenie się czą­stek i antycząstek z kwantów wypełniającego Wszechświat pro­mieniowania. W owej chwili (od Wielkiego Wybuchu upłynęła zaledwie jedna miliardowa część sekundy) istniało więc pełne

sprięzenie między materią i promieniowaniem we Wszechświecie (rys. 68). Takie były początki. Na pytania, co było wcześniej, jaka była natura Wielkiego Wybuchu i co go poprzedzało — nie umiemy obecnie odpowiedzieć, gdyż wszelkie ekstrapolacje żna- nych nam praw fizyki muszą się w tak nietypowych okoliczno­ściach załamywać. Niektórzy kosmologowie upatrują przyczyn Wielkiego Wybuchu w kontrakcji olbrzymich i równych sobie ilości materii i antymaterii. Na granicy oddzielającej obszary przez nie zajmowane wydzielałyby się wielkie ilości energii, któ­ra mogła stać się praprzyczyną ekspansji Wszechświata. Według wyobrażenia tych kosmologów obecny Wszechświat składać by się musiał z oddzielnych obszarów wypełnionych materią i anty­materią. Oczywiście galaktyki, czy też gwiazdy zbudowane z antymaterii są nieodróżnialne od tych złożonych z materii. Wy­syłają one identyczne promieniowanie, tak samo poruszają się i ewoluują. Nie możemy więc a priori wykluczyć istnienia takich obiektów. Jednak i obecnie przy spotkaniu się materii z antyma­terią powinny wydzielać się duże ilości promieniowania, a zja­wiska takiego nie obserwujemy lub przynajmniej nie jesteśmy tego świadomi.

Po upływie dziesięciotysięcznej części sekundy od Wielkiego Wybuchu cząstki cięższe uległy już rozpadowi, w ośrodku pozo­stały jedynie protony i neutrony oraz stale jeszcze przez kilka sekund tworzące się z kwantów promieniowania i ponownie ani- hilujące w czasie wzajemnych spotkań elektrony i pozytony. Pozostałe z tego okresu neutrina powinny wciąż błądzić w prze­strzeni. Neutrony, jako cząstki nietrwałe, w ciągu następnych 15 minut ulegały rozpadowi na protony, elektrony i neutrina — stąd ich liczba szybko malała. Jednak niektóre z nich zdołały się połączyć z protonami i utworzyć jądra d e u t e r u (jądra ciężkiego wodoru, składające się z protonu i neutronu) oraz czą­stki a (jądra helu). W ten sposób w ciągu pierwszych kilku czy kilkunastu minut „życia” Wszechświata ustalił się jego pier­wotny skład chemiczny. Istniały w nim właściwie dwa pierwia­stki: dominował wodór (z niewielką domieszką deuteru) i hel, który stanowił dwadzieścia parę procent masy. Inne, jak lit i be­ryl, występowały zaledwie w ilościach śladowych (miliony razy

mniejszych niż wodór). Skład ten nie ulegał już zmianie aż do pojawienia się reakcji termojądrowych we wnętrzach gwiazd.

Jeszcze przez jakieś 300 tys. lat wodór we Wszechświecie był zjonizowany. Gdy swobodne elektrony (biegnące w przestrzeni z prędkościami typowymi dla ruchów cieplnych tej gorącej, pra­wie jednorodnie wypełniającej Wszechświat materii) łączyły się z protonami w neutralne atomy wodoru, emitowane były fotony, których rozkład widmowy odpowiada promieniowaniu ciała do­skonale czarnego o temperaturze tego gazu. Utworzone w ten sposób neutralne atomy wodoru były jednak natychmiast joni­zowane przez fotony. Energia fotonów zużywana była na oderwa­nie elektronów od protonów oraz na nadanie tym cząstkom pe­wnych prędkości względem siebie, a więc na ogrzanie gazu. Z te­go powodu istniało w owym czasie wydajne sprzężenie termiczne między wypełniającymi Wszechświat promieniowaniem i mate­rią. W miarę postępującej ekspansji gaz, rozprężając się, stygł. Temperatura jego spadała od miliardów do poniżej 10 tys. K, kiedy to rekombinacja elektronów z protonami doprowadziła do utworzenia neutralnego wodoru. Od tej chwili materia i promieniowanie ewoluowały niezależnie. Ze stygnącej materii utworzyły się galaktyki, a w nich gwiazdy, natomiast promie­niowanie powstałe u końca tej ery wciąż biec musi jeszcze przez Wszechświat. To szczątkowe promieniowanie Wszech­świata ulega jednak ciągle zmianom wynikającym z ekspansji przestrzeni. Maleje nie tylko jego gęstość, ale zmienia się także rozkład widmowy. Początkowo odpowiadał on temperaturze 10 tys. K, obecnie długości fal charakteryzujące wszystkie fotony muszą ulegać zwiększeniu, jak to opisuje prawo Hubble’a: promie­niowanie staje się coraz bardziej długofalowe, z dziedziny wi­dzialnej przesuwa się w podczerwień i w dziedzinę fal radiowych. Jego rozkład widmowy pozostaje taki jak ciała doskonale czarne­go, ale coraz chłodniejszego. Mówimy, że temperatura tego pro­mieniowania maleje. Po kilkunastu miliardach lat, które dzielą nas od Wielkiego Wybuchu, mogła opaść do kilku kelwinów.

W odróżnieniu od opisanych wyżej ewolucyjnych mo­deli Wszechświata, model stanu stacjonarne go, wy­korzystujący doskonałą zasadę kosmologiczną, oferuje nam Wszechświat niezmienny, wprawdzie także ekspandujący, ale za-

wsie tak samo gęsto usiany galaktykami wciąż tworzącymi się z powstającej z niczego nowej materii. Niewątpliwie jest on bardziej dla nas atrakcyjny. Nie przewiduje żadnych katastrof w makroskali ani powolnego wygaśnięcia źródeł energii. Nawet założenie o ciągłej kreacji materii nie powinno nas teraz odstraszać, skoro odrzucenie jego prowadzi do modeli, w których cała materia jest także kreowana, tyle że nagle, jednorazowo, w czasie Wielkiego Wybuchu.

Poszczególne modele kosmologiczne w odmienny sposób opisu­ją przeszłość Wszechświata. Inne według każdego z nich powinno być zachowanie się starych obiektów. Dlatego sięgnięcie głęboko w przestrzeń, gdzie możemy widzieć Wszechświat sprzed milia­rdów lat, może posłużyć nam do oceny, który z modeli najlepiej opisuje rzeczywistość, a więc do testowania modeli ko­smologicznych.

Modele Wszechświata a obserwacje

Istnieje wiele metod obserwacyjnego testowania teoretycznych modeli Wszechświata. Większość z nich polega na obserwacji właściwości, rozmieszczenia i ruchu obiektów odległych. I tu właśnie pojawia się podstawowa trudność, gdyż są to jednocze­śnie obiekty bardzo słabe, a więc wyniki ich obserwacji obarczo­ne są znacznymi błędami.

Nie sposób omówić tu wszystkich metod testowania modeli przy wykorzystaniu obserwacji dalekich ciał, dla przykładu opi­szemy więc jedną z najczęściej stosowanych.

Różne modele przewidują różną szybkość ekspansji Wszech­świata w przeszłości. Prześledzenie zależności przesunięcia ku czerwieni widm dalekich obiektów od ich odległości może posłu­żyć do oceny rzeczywistej szybkości rozszerzania się Wszechświa­ta. Dla niezbyt odległych galaktyk zależność ta, opisywana pra­wem Hubble’a, jest proporcjonalnością, ale dla obiektów dalej leżących, w wyniku zmian szybkości ekspansji Wszechświata w czasie, zależność ta będzie na ogół odchylała się od prostoli­niowej, przy czym wielkości tych odchyleń, przewidywane przez różne modele, nie będą jednakowe. A więc odpowiedź na pytanie,

który model najlepiej opisuje rzeczywistość, można uzyskać z ob­serwacji obiektów bardzo odległych. Pojawiają się tu jednak trudności z pomiarami odległości takich obiektów. Wielkością mierzoną bezpośrednio, służącą następnie do oceny odległości, jest jasność obserwowana galaktyk, dlatego zamiast bezpośrednio otrzymywanej z modeli kosmologicznych teoretycznej zależności: odległość—przesunięcie ku czerwieni, używa się zależności: ja­sność obserwowana—przesunięcie ku czerwieni. Przejście jednak od pierwszej z wymienionych relacji do drugiej wymaga dodat­kowych założeń. Utrudnia je konieczność stosowania mało dokła­dnych, statystycznych metod pomiarów odległości galaktyk, nie­pełna znajomość ekstynkcji międzygalaktycznej, obserwowanie odległych galaktyk w innym przedziale widma niż galaktyk bliż­szych na skutek przesunięcia widm ku czerwieni, ewolucyjne zmiany w samych galaktykach. Z tych powodów testowanie mo­deli Wszechświata przy użyciu relacji: przesunięcie ku czerwieni —odległość nie prowadzi obecnie do definitywnych rozstrzy­gnięć.

Dlatego podejmuje się próby testowania modeli kosmologicznych także na innych drogach. Możemy np. poszukiwać śladów Wiel­kiego Wybuchu, tych pozostałości po nim, które przetrwały do naszych czasów. Z pierwszych kilku sekund „życia” Wszechświa­ta, w których tworzyły się z promieniowania i anihilowały na kwanty gamma cząstki elementarne, oraz z kilkunastuminutowe- go okresu rozpadu pierwotnych neutronów powinny były pozo­stać duże ilości neutrin, przez całą historię Wszechświata podążających przez przestrzeń bez jakichkolwiek oddziaływań z materią i promieniowaniem. Nie sposób ocenić ich gęstości, być może przekracza ona nawet gęstość materii obserwowanej, być może jest w porównaniu z nią znikoma. Nie ma jednak obecnie nadziei na ich obserwacyjne wykrycie. Wiemy, jak wielkie kło­poty związane są z pomiarem strumienia neutrin docierających ze Słońca. Jeszcze większe trudności pojawiłyby się przy próbie wykrycia neutrin pozostałych z początków Wszechświata. Wsku­tek ekspansji przestrzeni od czasu ich powstania, energie tych cząstek spadły miliardy razy i obecnie są zbyt niskie, by spowo­dować jakiekolwiek reakcje w jądrach atomów substancji, które mogłyby być użyte w detektorach do wychwytu neutrin. Tak więc

I rr

istnienie tej składowej Wszechświata na długo zapewne pozosta­nie jeszcze niewiadomą.

Natomiast poszukiwania promieniowania szczątko­wego uformowanego podczas pierwszych 300 tys. lat na skutek oddziaływań promieniowania ze zjonizowanym gazem, którym wówczas była cała materia Wszechświata, zostały uwieńczone po­wodzeniem. Już w 1965 r. zauważono, że radioteleskopy odbiera­ją na falach centymetrowych promieniowanie, którego natężenie przewyższa sumę natężeń radioźródeł obserwowanych w danym kierunku. Następne 10 lat pomiarów w różnych długościach fal radiowych i w podczerwieni upewniło nas, że w istocie mamy do czynienia z docierającym ze wszystkich kierunków i niezmien­nym w czasie radiowym „świeceniem” całego nieba, którego roz­kład widmowy odpowiada promieniowaniu ciała doskonale czar­nego o temperaturze 2,7 K (rys. 69). Dzięki promieniowaniu szczątkowemu możemy „widzieć” Wszechświat 60 tys. razy mło­dszy, niż jest on obecnie. Zaledwie sześćdziesięciotysięczna część życia Wszechświata ukryta jest jeszcze przed naszymi przyrząda­mi. Wieści, które ono nam niesie, są bardzo ważne. Izotropia tego promieniowania jest widocznym dowodem jednorodności Wszech­świata w owym czasie. Wszelkie zakłócenia w równomiernym rozkładzie gęstości materii większe niż tysięczna część jej śre­dniej wartości byłyby już przez nas dostrzegane w postaci wzmo­żonego promieniowania tła w niektórych kierunkach. Tak więc

promieniowanie szczątkowe upewnia nas, że założenie o jednorod­ności rozmieszczenia materii, które czyniliśmy przy konstruowa­niu modeli kosmologicznych, było dla owego wczesnego etapu rozwoju Wszechświata uzasadnione. Odkrycie tego tzw. pro­mieniowania tła Wszechświata stanowi bardzo silne poparcie dla ewolucyjnych modeli kosmologicznych. Wyklucza ono bardziej optymistyczny model stanu stacjonarnego, gdyż brak w tym modelu miejsca na promieniowanie o takich właści­wościach.

Tak więc pozostaje nam rozstrzygnięcie jedynie między mode­lami ewolucyjnymi. Właściwie obserwacyjne wyznaczenie jakich­kolwiek dwu niezależnych wielkości charakteryzujących warunki panujące obecnie we Wszechświecie, np. średniej gęstości q i sta­łej Hubble’a H, wystarcza już do wyboru właściwego modelu. Istotnie, znając wartość stałej Hubble’a możemy obliczyć gęstość krytyczną g_c = 3H²/8kG. Jeżeli średnia gęstość we Wszechświe­cie przekracza p_c> wówczas siły grawitacyjne działające we Wszechświecie byłyby wystarczające do zamknięcia przestrzeni oraz do zahamowania ekspansji, do zawrócenia materii i do zmu­szenia jej po obecnym etapie rozszerzania się do niczym już nie powstrzymanego kurczenia się. Gdyby jednak średnia gęstość materii okazała się mniejsza lub równa krytycznej, wówczas od­działywania materii nie wystarczałyby do zamknięcia przestrze­ni, Wszechświat byłby otwarty i w nieskończoność już zawsze się rozszerzał. Trudność polega jednak na wyznaczeniu wiarygodnych wartości średniej gęstości i stałej Hubble’a. Obecne oceny stałej Hubble’a zawierają się w granicach od 30 do 70 km/(s-Mps). Oznacza to, że gęstość krytyczna jest nie mniejsza niż 1,7 • 10^-30 g/cm³ (przy przyjęciu dolnej granicy dopuszczalnych wartości stałej Hubble’a) i nie większa od 9,2 • 10^-30 g/cm³ (przy maksymalnej wartości H). Choć są to gęstości niewielkie (rzędu paru atomów wodoru w metrze sześciennym), średnia gęstość we Wszechświecie jest być może jeszcze niższa. Biorąc pod uwagę materię zawartą w galaktykach oraz dającą się ocenić ilość roz­proszonej materii międzygalaktycznej, otrzymuje się na średnią gęstość materii we Wszechświecie wartość Q « 0,06 g_c (masa Ziemi rozproszona w przestrzeni do tej gęstości wypełniłaby kulę o pro­mieniu wynoszącym 20 lat świetlnych, w jej obrębie znalazłoby

t, V '»W \ ■ \,

się kilkadziesiąt gwiazd, wśród nich Słońce, Syriusz, Proc jon, Altair). Podana wartość średniej gęstości została wyznaczona z dokładnością ok. 30%, jest więc ona zapewne nie mniejsza niż ok. 0,04 p_c- Nie uwzględniono w niej jednak materii niewidocznej, skupionej w wygasłych już gwiazdach lub czarnych dołach być może znajdujących się w przestrzeni między gromadami ga­laktyk, nie doliczono neutrin, które w nie znanej nam ilości pozo­stały po Wielkim Wybuchu. Dlatego też wartość @=0,04 g_c mo­żemy przyjąć jedynie jako dolną granicę średniej gęstości Wszech­świata. Została ona zaznaczona na zamieszczonym wykresie (rys. 70). Obszar dopuszczalnych wartości H i q/q_c ograniczony jest na nim od lewej strony przez prostą odpowiadającą tej war­tości. Od dołu jest on ograniczony przez prostą H = 30 km/(s • Mps). Wciąż jeszcze jednak obszar ten jest duży i zawiera wartości H i qIq_c, które cechować mogą zarówno otwarte, jak i zamknięte modele Wszechświata. W celu roztrzygnięcia między nimi konieczne są dalsze fakty obserwacyjne.

Tego rozstrzygającego argumentu dostarczają obserwacje za­wartości deuteru w materii między gwiazdowej. Jak wspomi­naliśmy, deuter tworzył się w ciągu pierwszych kilku minut po Wielkim Wybuchu wskutek łączenia w jedno jądro: protonu i neutronu. Wiele z powstających jąder deuteru wzięło następnie udział w tworzeniu cząstek a. Z tego powodu ilość deuteru, który pozostał z tego okresu, zależy od ówczesnej gęstości materii. Jeżeli ta gęstość byłaby zbyt wysoka, duża ilość deuteru została­by stracona na produkcję helu i niewiele pozostałoby go do na­szych czasów. W późniejszych epokach, a i dziś jeszcze, deuter wprawdzie tworzy się we wnętrzach gwiazd, ale właśnie tam znacznie szybciej zachodzą reakcje, w których deuter zużywany jest jako budulec powstających jąder helu. I dlatego materia wyrzucana z gwiazd i wracająca do ośrodka międzygwiazdowego jest uboższa w deuter niż ta, z której gwiazdy zostały utworzone. Nie znamy żadnego procesu, w którym deuter w przestrzeni międzygwiazdowej byłby tworzony w zauważalnym stopniu. Z te­go powodu obserwowaną obecnie zawartość deuteru w ośrodku międzygwiazdowym (ok. 2 atomów deuteru na 100 tys. atomów wodoru) traktować możemy jako dolną granicę jego zawartości z pierwszych etapów życia Wszechświata. Na tej podstawie mo­żemy ocenić górną granicę gęstości materii we Wszechświecie w czasie, gdy deuter się formował, a następnie górną granicę śre­dniej gęstości obecnie. Pozwala to nam stwierdzić, że obserwowana obecnie w materii międzygwiazdowej stosunkowo duża zawartość deuteru byłaby do wytłumaczenia jedynie wtedy, gdyby dziś średnia gęstość Wszechświata nie przekraczała 4 • 10^-5ł g/cm³. I to jest właśnie to brakujące dotychczas ograniczenie na dopuszcza­lne z punktu widzenia obecnych obserwacji modele Wszechświa­ta. Ograniczenie to przedstawia krzywa przechodząca przez punkty B i C na rys. 70. Wykluczone są wszystkie wartości H i q/q_c leżące ponad nią.

Widzimy więc, że wzięcie pod uwagę wymienionych trzech faktów obserwacyjnych: minimalnej gęstości obserwowanych obiektów, minimalnej wartości stałej Hubble’a oraz zawartości deuteru prowadzi do konkluzji, że Wszechświat jest otwarty, a krzywizna przestrzeni w nim jest ujemna. Będzie się on więc rozszerzał nieograniczenie.

Powinniśmy być jednak świadomi tego, że rozważaliśmy tutaj zaledwie jedną klasę modeli kosmologicznych, być może najpra­wdopodobniejszych. Nie powinniśmy jednak pomijać możliwości, że założenia, które przyjęliśmy przy ich konstruowaniu, mogą okazać się nieuzasadnione. Niemniej jednak nasze rozważania mo­żemy traktować jako silny argument za tym, że nasz Wszech­świat jest rzeczywiście nieskończony i w nieskończoność będzie się rozszerzał.

Dotarliśmy do początków Wszechświata, do okresu, gdy formo­wała się materia, z której zbudowane jest nasze ciało, przedmio­ty, które nas otaczają, Ziemia, Słońce, gwiazdy, galaktyki. Spró­bujmy teraz, gdy wiemy o niej tak wiele, prześledzić ponownie jej los, aż do dziś, gdy osiągnęła ona swą obecną postać.

Przeżyjmy to jeszcze raz

Błysk. Oślepiająca jasność. Światło zmienia się w potężne czą­stki elementarne i będące ich zwierciadlanym odbiciem — anty- cząstki. W niewyobrażalnie gorącym i gęstym ośrodku cząstki i antycząstki unicestwiają się wzajemnie tworząc fotony o ene­rgiach pocisków armatnich. Światło—materia, materia—światło, bez ustanku nawzajem przekształcają się w siebie. Wszechświat trwa dopiero 10^-40 s. Prawie równe w nim ilości materii i anty­materii. Liczba cząstek przewyższa liczbę antycZąstek zaledwie

o jedną na miliard. Całość — i światło, i materia — rozbiega się we wszystkie strony.

Wskutek gwałtownej ekspansji raptownie maleje gęstość ma­terii i promieniowania. Już po 10^-33 s od Wielkiego Wybuchu cała dostępna dziś naszym najpotężniejszym teleskopom część Wszechświata wypełniła sobą objętość naparstka. Po upływie milionowej części sekundy gęstość spadła do miliarda ton w ka­żdym milimetrze sześciennym, a temperatura do 10¹³ K. Zabra­kło już wówczas dostatecznie energetycznych fotonów do two­rzenia ciężkich cząstek. Przez jakiś czas trwa jeszcze unicestwia­nie cząstek i antycząstek. Ilość materii bardzo szybko maleje do miliardowej części swej poprzedniej wartości, reszta przekształca się w promieniowanie. Cała ta era w życiu Wszechświata, w któ­

rej tworzyły się ciężkie cząstki, tzw. era hadronowa, trwa­ła dziesięciotysięczną część sekundy. Temperatura u jej końca obniżyła się do biliona kelwinów, a obserwowana dziś przez nas część Wszechświata rozprężyła się do rozmiarów kuli, która wy­pełniłaby już orbitę Saturna. W ciągu tej ery uformowały się neutrony i protony, których łączna liczba we Wszechświecie na zawsze pozostała od tej pory niezmienna.

Jednak wciąż jeszcze, póki temperatura przekraczała kilka milionów kelwinów, tworzyły się z promieniowania i anihilowały w nie elektrony i pozytony. Ta era, zwana erą leptonową, trwała parę sekund. Jeszcze przez kilkanaście minut neutrony rozpadały się lub łączyły z protonami w jądra deuteru, powsta­wał hel. A potem definitywnie zakończyła się pierwotna nukleo- synteza materii Wszechświata.

Dobiegł końca pierwszy, burzliwy okres kształtowania się na­szej rzeczywistości. Przez następnych 300 tys. lat, zwanych erą promieniowania, Wszechświat odpoczywał po swych naro­dzinach. Prawie jednorodnie wypełniony promieniowaniem i zjo- nizowanym gazem rozszerzał się jedynie i w wyniku rozprężenia stygł. Po 15 min. od Wielkiego Wybuchu obserwowana dziś część Wszechświata miała rozmiary ok. 1 ps, po 250 latach dorówny­wała już naszej Galaktyce, a przed końcem ery promieniowania przekroczyła wielkość Układu Lokalnego. Temperatura opadła poniżej 10 tys. K, rozpoczęła się szybka rekombinacja protonów i elektronów w neutralne atomy wodoru. Promieniowanie prze­stało już oddziaływać z materią, a jego rozkład widmowy, wówczas taki, jaki obecnie obserwujemy w świeceniu zjonizowanych obło­ków materii międzygwiazdowej, z maksimum natężenia w części optycznej, uległ wskutek ekspansji przestrzeni stopniowemu prze­suwaniu w kierunku fal dłuższych. Wartość przesunięcia ku czerwieni z podczas tej ponad kilkunastomiliardoletniej wędrówki urosła do ogromnej wartości ok. 3000. Tyle razy wzrosły wszy­stkie odległości fal tego promieniowania, a jego temperatura ob­niżyła się do 2,7 K. Ponieważ materia, z której wyemitowane zostało promieniowanie tła, była nieprzezroczysta, przeto najstar­sze obiekty, które możemy obecnie obserwować, choćbyśmy użyli do tego celu instrumentów znacznie doskonalszych od obecnie dostępnych, nie mogą mieć widm przesuniętych ku czerwieni

więcej niż promieniowanie tła. Wprawdzie największa obserwo­wana wartość z jednego z kwazarów wynosi zaledwie 3,53, ale to już oznacza, że jego światło biegło ku nam przez ponad 90°/o cza­su życia Wszechświata, A więc jedynie obiekty niewiele starsze od tego kwazara mogły pozostać dotychczas przez nas nie wykry­te. Jeżeli ponadto uświadomimy sobie, że wiele kwazarów o war­tościach r równych 2 lub 3 może być dostrzeżonych przy użyciu niewielkich nawet lunet, to Wszechświat stanie się w naszym wyobrażeniu bardzo młody i bardzo mały.

Wraz z końcem ery promieniowania rozpoczyna się era gwiazdowa w życiu Wszechświata. Coraz chłodniejszy gaz skupia się w obłoki chaotycznie poruszające się we wciąż eks­pandującej przestrzeni. Już po kilkudziesięciu milionach lat wy­odrębniają się w nim większe kondensacje, które być może dały początek gromadom galaktyk. Już w ciągu pierwszego miliarda lat zaczęły pojawiać się samograwitujące zbiorowiska obłoków, z których powstały galaktyki, z całą różnorodnością ich form: od kwazarów i radiogalaktyk, aż po galaktyki eliptyczne i spiralne.

Prześledźmy los elementu materii, który później, po miliar­dach lat, wejdzie w skład Ziemi. W okresie formowania się na­szej Galaktyki, przed ponad 15 mld lat, należał on do chłodnego, bardzo masywnego obłoku, jednego z wielu błądzących w prze­strzeni, ale już ściąganych, pod wpływem wzajemnych oddzia­ływań grawitacyjnych, z odległości kilkudziesięciu kiloparseków ku centrum protogalaktyki. Niebo wówczas było zupełnie czar­ne, nie świeciły na nim jeszcze gwiazdy, chłodna i rzadka mate­ria pozostawała całkowicie niewidoczna, promieniowanie szcząt­kowe Wszechświata przesunęło się już w daleką podczerwień, gdzieniegdzie jedynie dostrzec można było słabe świecenie po­wstałych wcześniej galaktyk. Nie trwało to jednak długo. W mia­rę kurczenia się protogalaktyki coraz częściej dochodziło do zde­rzania się obłoków. W różnych obszarach nieba, na granicach między nacierającymi na siebie obłokami, rozbłyskiwały nagle rozgrzane i zjonizowane gazy. W obłokach rozbiegały się fale uderzeniowe zgęszczające chłodną materię. Pojawiły się warun­ki sprzyjające powstawaniu pierwszych gwiazd. Niektóre z nich rodziły się zapewne pojedynczo lub w niewielkich ugrupowa­niach, inne tworzyły się masowo w gromadach kulistych.

I nasz obłok nie uszedł temu losowi. Niebawem napotkał na swej drodze inny, jeszcze potężniejszy. Doszło do zderzenia. W jego wyniku większość obłoku rozproszyła się w przestrzeni, ale niewielka część, o masie rzędu miliona Słońc, stłoczona zo­stała w małą kulę, w której siły grawitacyjne przewyższyły już ekspansywne oddziaływanie ciśnienia. Rozpoczęła się kontrakcja tej części obłoku, a potem jej podział na milion części o różnej wielkości. Kilkadziesiąt milionów lat trwało przekształcanie się ich w gwiazdy. Tak przed 15 mld lat powstała jedna z gromad kulistych. Materia, której los śledzimy, osiadła na powierzchni którejś z gwiazd tej gromady. Ale zaraz w wyniku procesów po­dobnych do tych, które zachodzą w górnych warstwach atmo­sfery Słońca, materia ta została ogrzana do milionów stopni i wyrzucona w przestrzeń. Wraz ze strumieniami gazów płyną­cych z innych gwiazd wydostała się poza obręb gromady, gdzie pozbawiona dopływu energii znów ostygła do temperatury kil­kudziesięciu kelwinów. Wkrótce pochłonął ją przebiegający tam­tędy obłok materii międzygwiazdowej.

W owym czasie istniało już sporo gwiazd w protogalaktyce. Właśnie niedaleko nastąpił potężny wybuch supernowej. Naj­pierw powódź światła, później strumienie szybkich, wysokoener­getycznych cząstek, wreszcie olbrzymie ilości wyrzuconej z su­pernowej materii o dużej zawartości jąder ciężkich pierwiast­ków docierają do naszego obłoku. Wzbogacony już o pewną ilość ciężkich pierwiastków nasz obłok zostaje odepchnięty od super­nowej przez nacierające promieniowanie i gaz. Trwa wciąż kontrakcja protogalaktyki, rośnie w niej gęstość materii, coraz więcej gwiazd, maleją jej rozmiary.

Niedługo jednak materia pozostawała w formie rozproszonej. Znów zderzenie z innym obłokiem lub bliski wybuch superno­wej, a może pojawienie się w bezpośrednim sąsiedztwie młodej, gorącej gwiazdy, doprowadziły do takiego zgęszczenia obłoku, że poczęły w nim tworzyć się gwiazdy. Tym razem nasza ma­teria znalazła się w pobliżu środka dużej gwiazdy o masie z 10 razy większej od masy Słońca. W ciągu kilkudziesięciu tysięcy lat gwiazda ta osiągnęła ciąg główny, a temperatura w niej wzro­sła do kilkudziesięciu milionów stopni. Rozpoczął się proces prze­miany wodoru w hel. W wyniku ewolucji rosła gęstość we wnę-

umm i

trzu gwiazdy, coraz wyższa stawała się temperatura. W miarę wy­czerpywania się lżejszych pierwiastków rozwijały się reakcje ter­mojądrowe prowadzące do tworzenia się coraz cięższych. W tem­peraturze rzędu 100 min K zaczął powstawać węgiel, następnie tlen. a gdy temperatura wzrosła do miliarda stopni i wyżej, rozpoczęła się produkcja całej gamy cięższych pierwiastków: ne­onu, sodu, magnezu, siarki, aż po żelazo. I oto gwiazda ta traci swą równowagę, jej jądro gwałtownie się kurczy, a części nad nim leżące nagle zostają odrzucone. I nasz element materii, zło­żony już teraz z ciężkich pierwiastków, w tej eksplozji superno­wej zostaje wypchnięty i rozproszony w przestrzeni. Miesza się tam z materią międzygwiazdową zasilając ją w produkty nu- kleosyntezy. Ten gwiazdowy epizod w życiu materii, która w przyszłości wejdzie w skład Ziemi, trwał bardzo krótko, jak na astronomiczną skalę czasu, bo ok. 20 min lat.

Okres kontrakcji protogalaktyki zbliżał się już ku końcowi. Upłynęło ponad miliard lat od wyodrębnienia się jej z pregalak- tycznego ośrodka wypełniającego Wszechświat, a jakieś dwa i pół do trzech miliardów od Wielkiego Wybuchu. Rozpoczyna się długi, spokojny okres życia naszej Galaktyki. Być może je­dynie jej jądro będzie jeszcze w przyszłości sceną burzliwych procesów rozgrywających się w wielkiej skali. Materia między- gwiazdowa skupia się w rotującym dysku galaktycznym. Zawar­tość pierwiastków ciężkich wzrosła w niej do ok. 2%. Jej ilość jest już znacznie mniejsza niż na początku. Duża część jej masy została uwięziona w powoli żyjących małych gwiazdach, pewna ilość w pulsarach, utworzonych w wyniku ewolucji gwiazd wię­kszych, być może także w czarnych dołach. W dysku rozbudo­wują się potężne ramiona spiralne.

Co 200 min lat każdy obłok materii międzygwiazdowej prze­cina ramiona. Ulega sprężeniu u wejścia do nich, następnie ogrzany promieniowaniem młodych gwiazd zostaje z jonizowany, intensywnie świeci, rozpręża się, stygnie. Opuszcza ramię spiral­ne i rozpoczyna swą wędrówkę w mrocznej i chłodnej przestrze­ni między ramionami, by po 200 min lat znów dogonić drugie ramię spiralne naszej Galaktyki. W czasie każdego przejścia część materii pewnej liczby obłoków przekształca się w gwiazdy. Ten gaz, który trafi do gwiazd mniejszych, na bardzo długo zo­

staje w nich zmagazynowany, lecz część tego, który utworzy gwiazdy o znacznych masach, po przejściu cyklu reakcji termo­jądrowych prowadzących do nukleosyntezy pierwiastków cięż­szych od wodoru i helu, wraca do ośrodka międzygwiazdowego wzbogacając go w jądra ciężkich atomów. I nasz element gazu przeszedł prawdopodobnie jeszcze ze dwa, trzy razy ten cykl przemian: od formy rozproszonej, poprzez reakcje termojądro­we we wnętrzu masywnej gwiazdy, aż po wyrzut w przestrzeń i ponowne osiedlenie się w jednym z obłoków.

Takie były dzieje materii, z której powstało Słońce i Ziemia, aż do ukończenia przez Wszechświat 12 mld lat. Wówczas z ga­zów rozproszonych w przestrzeni międzygwiazdowej, z wodoru pochodzącego z wielu obłoków zderzających się nawzajem i w tych zderzeniach rozbijanych na części, tworzyć zaczął się nowy obłok, podobny do wielu innych poruszających się w przestrzeni,

0 tym samym co one składzie chemicznym — takim, jaki ma obecnie atmosfera Słońca. Obłok, którego różne części przecho­dziły odmienne losy, dotychczas biegły przez Galaktykę po nie­zależnych od siebie drogach, wchodziły w skład różnych gwiazd

1 rozpraszane były ponownie. Obłok, którego ewolucja miała dać w przyszłości początek Słońcu, planetom, Ziemi, życiu, człowie­kowi. I ten obłok napotkał na swej drodze ramię spiralne. Ude­rzany zewsząd przez inne podobne mu obłoki, przemiatany przez potężne fale uderzeniowe, zostaje gwałtownie sprężony. Pojawia­ją się w nim samograwitujące kondensacje, które szybko rozbie­gają się w przestrzeni. Pozostańmy przy jednej z nich.

Powstała w tak burzliwych procesach kondensacja jest wyso­ce turbulentna. Płyną przez nią w różnych kierunkach strumie­nie gazu. Zderzenia spotykających się prądów, tarcie przepły­wających obok siebie strumieni gazów powodują wydzielanie się energii i tłumienie turbulencji, ale jednocześnie szybkie kurcze­nie się kondensacji podsyca chaotyczne ruchy gazu. To właśnie jest przyczyną wydajnego mieszania się materii. I dlatego w miarę postępującej kontrakcji, gdy siły odśrodkowe wynikające z obrotu kondensacji coraz bardziej dochodzą do głosu, rozpoczy­na się szybkie przekazywanie momentu pędu z jej centrum ku brzegowi. Obarczone mniejszym momentem pędu części central­ne kurczą się prędzej, dając początek Słońcu, części zewnętrzne

i ,mm V

powoli skupiają się w rotujący wokół Słońca gazowy dysk. W wyniku kontrakcji protosłońce ogrzewa się, jego jasność wsku­tek zmniejszania się powierzchni szybko maleje, a gęstość cen­tralna w nim rośnie, wzrasta temperatura we wnętrzu, powstają warunki sprzyjające zainicjowaniu reakcji termojądrowych. Słońce przekształca się w typową gwiazdę ciągu głównego. W tym czasie dysk szybko stygnie, staje się coraz cieńszy, poja­wiać się w nim zaczyna coraz więcej pyłu tworzącego się z ato­mów różnych ciężkich pierwiastków, takich jak żelazo, magnez, krzem.

Wreszcie w dysku wygasają wszelkie ruchy turbulentne. Słoń­ce pozostaje jedynym dostawcą energii dla niego. Dlatego tem­peratura materii tworzącej dysk opada do wartości, jakie teraz obserwujemy w atmosferach planet: paręset kelwinów w pobliżu Słońca, kilkadziesiąt w odległości 40 j.a. od niego. Następuje drugi etap tworzenia się Układu Planetarnego. W cienkim gazowym dysku, który w odległości jednostki astronomicznej od Słońca ma grubość zaledwie 10 min km, a u krańców prawdopodobnie niewiele więcej niż miliard, zaczynają powstawać wieloatomowe cząsteczki. Bezpośrednio potem rozpoczyna się szybki już proces ich krystalizacji w ziarna pyłu. W pobliżu Słońca, gdzie panuje wyższa temperatura, mogą krystalizować się jedynie związki cięższych pierwiastków: żelaza, magnezu, krzemu, cynku, miedzi, tlenu i innych, z niewielką domieszką lżejszych pierwiastków, dalej, gdzie jest chłodniej, powstają ziarna zawierające także związki tych pierwiastków z wodorem. Ziarna pyłu szybko opa­dają ku płaszczyźnie równikowej dysku, tworząc wokół Słońca bardzo płaski pierścień pyłowej materii o zróżnicowanym skła­dzie chemicznym. Tak olbrzymi i cienki pierścień pyłowy o śre­dnicy 100 j.a. i grubości, być może, zaledwie kilometra jest nie­stabilny i samorzutnie rozpada się na szereg kondensacji. Przez miliony lat, gdy krążą one wokół Słońca, trwa zgarnianie przez nie rozproszonych ziaren pyłu i zlepianie się ich w coraz więk­sze bryły skalne. Wskutek zbierania rozproszonej materii i łą­czenia się tych brył rosną ich rozmiary, a maleje ich liczba, trwa oczyszczanie przestrzeni z pyłu. Pod wpływem bardzo silnego wiatru słonecznego, który wiał w tym wczesnym etapie rozwoju naszej gwiazdy, zostaje zdmuchiwany w przestrzeń międzygwia-

zdową nieskondensowany w pył gaz dysku. Rosnące bryły skal­ne dają początek planetom. Wśród nich rodzi się Ziemia. Mijają właśnie 2/3 obecnego wieku Wszechświata, pozostała jego trze­cia część to już historia Ziemi.

We wnętrzach protoplanet w wyniku ich grawitacyjnego kur­czenia się oraz promieniotwórczego rozpadu nietrwałych izoto­pów (kilkunastokrotnie wydajniejszego wówczas niż obecnie) wy­dzielają się znaczne ilości energii. Materia w nich zawarta ule­ga stopieniu. W ten sposób przed ok. 4,5 mld lat powstaje Zie­mia, w której płynnym wnętrzu, otoczonym bardzo cienką, nie­trwałą i plastyczną skorupą, osiadają cięższe składniki, wśród nich żelazo, a wypływają ku powierzchni lżejsze, wśród nich krzem, glin i ich związki. Następuje stopniowe stygnięcie całej bryły Ziemi, krystalizuje się i powiększa jej skorupa. Pojawiają się oceany. Pierwotna atmosfera Ziemi, składająca się prawdo­podobnie z dużej ilości wodoru, pod wpływem promieniowania słonecznego ucieka w przestrzeń międzyplanetarną i zostaje za­stąpiona gazami wydostającymi się ze skał naszej planety.

Wiele różnorakich procesów decydowało o ewolucji atmosfery ziemskiej. Odgazowywanie się skorupy Ziemi, wybuchy wulka­nów, fotodysocjacja przez promieniowanie słoneczne, skraplanie się i parowanie wód, procesy chemiczne w gazach atmosferycz­nych przenikających w głąb oceanów, wchłanianie niektórych związków przez skały, ucieczka cząstek w przestrzeń międzypla­netarną — to tylko niektóre zjawiska, które powodowały ciągłe zmiany składu chemicznego naszej atmosfery, a więc także wa­runków panujących na powierzchni Ziemi i w oceanach. Znacz­ne ilości gazów wydostających się z wnętrza Ziemi we wszelkie­go rodzaju przejawach aktywności naszej planety przed ponad 4 mld lat powodowały, że atmosfera w owym czasie była znacz­nie (być może, dziesięciokrotnie) masywniejsza niż obecnie, a jej głównym składnikiem był dwutlenek węgla; azot — w ilościach porównywalnych z obecnymi — zajmował drugie miejsce. Dwu­tlenek węgla był jednak szybko absorbowany przez skały ziem­skie i oceany, a reakcje węgla z wodorem, dostępnym w wyniku rozpadu cząsteczek wody, prowadziły do tworzenia się metanu i jemu podobnych związków, które dominowały w atmosferze ziemskiej przez pierwsze 2 mld lat.

W tym czasie całe niebo spowite było bardzo grubą warstwą chmur metanowych. Do Ziemi docierały jedynie promienie sło- necme wielokrotnie rozproszone w atmosferze lub pochłaniane i powtórnie emitowane. Panował wówczas na naszej planecie, jak dziś na Wenus, ciągły półmrok. Przy powierzchni Ziemi większość światła przypadała na podczerwień. Na planecie na­szej. otulonej nieprzezroczystą atmosferą, chroniącą przed nad­miernym wypromieniowaniem ciepła, było wówczas bardzo gorą­co. W powietrzu i oceanach prawie niezmiennie panowała tem­peratura ok. 40—50°C. W ciepłych wodach, bogatych w przeni­kające do nich z atmosfery proste związki węgla, rozwijały się reakcje chemiczne prowadzące do powstawania coraz bardziej skomplikowanych związków organicznych. Wiele jeszcze czasu musiało minąć, wiele jeszcze prób przyroda musiała podjąć, nim wykształciły się pierwsze struktury chemiczne mające zdolność do samodzielnego zdobywania z otoczenia swego budulca i re­produkowania struktur sobie podobnych, nim wytworzyła się najwyższa ze znanych nam obecnie forma organizacji materii (a może materii tej forma zdegenerowana) — życie. Czyżby to zdarzenie sprzed 3—4 mld lat zwiastowało nadchodzenie no­wej ery istnienia Wszechświata, ery życia?

Pojawienie się organizmów żywych było ważkim czynnikiem ewolucji naszej atmosfery. 3 mld lat temu zawartość metanu za­częła maleć przede wszystkim wskutek spalania z tlenem i po miliardzie lat spadła praktycznie do zera. W atmosferze pojawił się swobodny tlen, głównie w wyniku fotodysocjacji cząsteczek pary wodnej. Na niebie znów zabłysło Słońce, powłoka chmur zniknęła. Temperatura na Ziemi opadła średnio do wartości kil­ku stopni Celsjusza. Około 2 mld lat temu uformowały się w oko­licach biegunów lodowe czapy polarne. W owym czasie atmosfe­ra składała się prawie wyłącznie z azotu (ok. 95%), ale tlen wy­sunął się już na drugie miejsce. Odtąd datuje się stały wzrost zawartości tlenu w powietrzu. Z początku powstaje on w wyni­ku rozpadu pod wpływem światła słonecznego cząsteczek wody, ale później jego głównym źródłem staje się właśnie fotosynteza w organizmach żywych.

Nadfioletowe promieniowanie słoneczne, pierwotnie swobodnie docierające do powierzchni Ziemi, uniemożliwiało egzystencję

życia na lądach. Organizmy roślinne i zwierzęce rozwijały się w chro­niących je przed tym promieniowa­niem wodach oceanów i mórz. Do­piero w sylurze, ok. 400 min lat temu, gdy zawartość tlenu w atmo- igi sferze wzrosła na tyle, iż mogła I wytworzyć się dostatecznie gruba I ozonosfera, nastąpił gwałtowny roz- I wój życia na lądach. Już wkrótce pojawiają się pierwsze kręgowce lą- 1 dowe, przed 150 min lat dominują ; jeszcze gady, 100 min lat temu po- i jawiają się pierwsze ssaki, 15 min P lat temu — małpy człekokształtne,

4 min lat temu — człowiek. 4 min lat w porównaniu z ponad 16 mld lat „istnienia” Wszechświata, to niespełna pół minuty wobec doby. Tak się ma cały okres prehistory- I cznych dziejów ludzkości do czasu,

I w którym materia, podlegając nie- I ustannym przemianom, z najpro- I stszych swych postaci osiągnęła peł­ną różnorodność form tworzących naszą dzisiejszą rzeczywistość.

Gdy w tak perspektywicznym skrócie spojrżymy na ewolucję ma­terii od chwili Wielkiego Wybuchu (którą możemy traktować co naj­mniej jako umowny moment począ­tku rachuby czasu) aż po epokę I współczesną, w której wytwór tej

! |—KSHSjSj ewolucji — człowiek — osiągnął

świadomość swego istnienia i umie­jętność celowego kształtowania swych losów, odnosimy wrażenie istnienia logicznego łańcucha przyczyn i skutków prowadzącego nieuchronnie do stałego doskonalenia się organizacji materii, aż

po osiągnięcie jej form ożywionych. Wydawać by się mogło, że to, co zdariyło się na Ziemi, pojawić się musiało wiele razy w wyniku przemian materii podlegających wszędzie identycznym prawom natury. Lecz właśnie uświadomienie sobie złożoności tego łań­cucha przyczyn i skutków powinno uzmysłowić nam, że zerwa­nie choćby jednego w nim ogniwa prowadzić musi do całkowi­cie odmiennych wyników. Wielu z tych ogniw nie znamy jesz­cze, wielu nie potrafimy w pełni opisać. Dlatego wszelkie roz­ważania na temat istnienia światów ożywionych, prawdopodo­bieństwa i częstości ich występowania, a tym bardziej wykształ­cenia się innych oprócz naszej cywilizacji istot rozumnych, nie mogą mieć naukowych podstaw, przynajmniej do czasu wytwo­rzenia sztucznie choćby jednej żywej komórki lub odkrycia jej poza Ziemią. Oczywiście, mimo dotychczasowych niepowodzeń, przejawów życia we Wszechśw^iecie warto poszukiwać. Ale nie dziwiłbym się, gdyby pod tym jednym względem Ziemia różniła się jednak od wszystkich innych ciał niebieskich, gdyby pod tym jednym względem zasada kopernikowska była pogwałcona.