WSPÓŁCZESNE OBSERWATORIA ASTRONOMICZNE
Rozwój poglądów na budowę Układu Słonecznego
Kiedyś, w początkach cywilizacji, ludzie wyobrażali sobie, że Ziemia jest płaska. W czasach Talesa przyjmowano, że Ziemia jest półkulą, podtrzymywaną przez słupy. Słońce i Księżyc miały poruszać się ponad nią.
Pitagorejczycy wysunęli hipotezę, że Ziemia jest kulista. Wynikało to nie tyle z faktów obserwacyjnych, co z rozważań filozoficznych. Kula była bowiem uznana za najdoskonalszy kształt. Według wyobrażeń Pitagorejczyków Ziemia była niczym nie podpartą kulą, umieszczoną w środku wszechświata. Na otaczających ją ośmiu przezroczystych sferach (kolejny idealny kształt!) umieszczone i „przymocowane” były kolejno ciała niebieskie: Słońce, Księżyc, Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn oraz gwiazdy stałe. Sfery te obracały się jednostajnie wokół Ziemi z różnymi prędkościami i wokół różnych osi. Była to odpowiedź na pytanie, dlaczego gwiazdy zawsze zachowują wzajemną konfigurację mimo nocnego obrotu nieba.
Starożytni Grecy zwracali szczególną uwagę na planety, którym przypisywano związek z ludzkimi losami. Jeden z Pitagorejczyków, Filolaos, wysunął hipotezę, że Ziemia jest planetą, podobną do innych i porusza się wraz z innymi ciałami, włącznie ze Słońcem, wokół centralnego ognia. Idea ta została ostatecznie odrzucona przez Platona, który przyjął, że Ziemia jest nieruchoma.
Według Platona i jemu współczesnych ciała niebieskie mogły poruszać się jedynie po okręgach, ewentualnie po torach, będących ich kombinacją. Taka teoria podyktowana była założeniem, że tylko okrąg, jako najbardziej idealna krzywa, jest odpowiedni dla ruchu ciał niebieskich. Starano się więc stworzyć taką kombinację obrotów sfer i wynikających z nich ruchów po okręgach, aby odtworzyć skomplikowane pętle na niebie, zakreślane przez planety. Problem Platona zajmował astronomów przez prawie 2000 lat, aż do czasów, kiedy został on ostatecznie rozwiązany przez Keplera.
Uczniowie Platona wprowadzali coraz to bardziej zawiłe ruchy sfer, aby poprawnie opisać obserwowane zmiany położeń planet. W późniejszych latach Arystoteles potrzebował aż 28 sfer, aby wyjaśnić to zagadnienie. Mimo tych udoskonaleń i komplikacji, w zrozumieniu ruchów planet i innych cech, pozostawały pewne niejasności. Jedną z nich była zmienna jasność planet, bardzo trudna do wytłumaczenia przez jakikolwiek system ruchów po okręgach, których środkiem jest Ziemia.
Pierwsza koncepcja heliocentryczna
Mimo powszechnego poparcia dla opinii Platona, Arystarch przyjął, że Słońce jest środkiem wszechświata, a Ziemia i inne planety krążą wokół niego po wielkich okręgach. Arystarch podał też prawidłową kolejność położenia planet od Słońca, umieszczając Ziemię między Wenus a Marsem. System ten wyjaśniał w oczywisty sposób zmiany jasności planet - znajdowały się one raz bliżej, raz dalej od Ziemi. Podważał jednak opinie Greków o wyróżnionej roli Ziemi. Ponadto był niezgodny z pewnym oczywistym faktem. Jeśli Ziemia poruszałaby się wokół Słońca, to powinno się obserwować roczne zmiany kierunku, pod jakim widać gwiazdy z różnych punktów jej orbity. Zjawisko to nazywa się paralaksą.
Grecy nie obserwowali jednak żadnych śladów paralaksy. Filozofowie mieli więc do wyboru przyjąć, że gwiazdy znajdują się niezwykle daleko albo że Ziemia jest środkiem wszechświata i spoczywa w jednym miejscu. Wybrali tę drugą możliwość.
Powrót do koncepcji wszechświata geocentrycznego
Najpierw Hipparch z Nikei (II w. p. n. e.), a w 400 lat później Ptolemeusz przedstawili udoskonalone koncepcje geocentrycznej budowy wszechświata.
System opisany przez Ptolemeusza w księdze nazwanej przez arabskich astronomów Almagest (Wielka Księga) był podsumowaniem prac teoretycznych starożytnych Greków i stał się uwieńczeniem wysiłków zmierzających do zrozumienia ruchu planet w układzie geocentrycznym.
System Ptolemeusza, który wywierał wpływ na poglądy astronomów aż do czasów Kopernika, ma dziś wyłącznie znaczenie historyczne. Jego podstawową tezą było umieszczenie Ziemi w środku wszechświata, a gwiazd stałych na obracającej się powierzchni sfery. Słońce, Księżyc i planety krążyły wokół Ziemi wykonując skomplikowane kombinacje ruchów jednostajnych po okręgach. Ziemia nie leżała w środku obrotu, którym jest punkt C. Po okręgu zwanym deferentem, poruszał się środek A mniejszego kręgu - epicyklu. Planeta poruszała się jednostajnie po tym epicyklu. Jednakże ramię CA nie obracało się jednostajnie - byłoby to sprzeczne z obserwacjami. Wprowadzony więc został pomocniczy punkt Q, zwany ekwantem, leżący w tej samej odległości od C co Ziemia. Jednostajnym ruchem obracało się ramię QA. System Ptolemeusza, choć skomplikowany, był zgodny z wielowiekowymi obserwacjami astronomicznymi. Zgadzał się również z powszechnym odczuciem, że Ziemia jest nieruchoma, a gwiazdy i planety - ruchome.
Koncepcja heliocentryczna Kopernika
W początku XVI wieku władze Kościoła katolickiego zwróciły się do Mikołaja Kopernika z prośbą o opracowanie jednoznacznych, łatwych w stosowaniu zasad określania terminu świąt Wielkanocy.
Przypomnijmy że data Wielkanocy, to pierwsza niedziela po pierwszej pełni Księżyca, po wiosennym zrównaniu dnia z nocą.
Kopernik dokonał więc wielu obserwacji, przypomniał też sobie znane mu z czasów studiów we Włoszech poglądy starożytnych filozofów na temat ruchów planet. Kopernik doszedł wtedy do wniosku, że prawa ruchu planet stają się bardzo proste, jeśli za środek wszechświata przyjmie się Słońce, a nie Ziemię. Przyjął, że planety poruszają się wokół Słońca po orbitach kołowych, Księżyc natomiast krąży wokół Ziemi, też po orbicie kołowej.
Można by uznać, że różnica między systemami Ptolemeusza i Kopernika polega tylko na zmianie układu odniesienia. Dziś możemy twierdzić, że wybór układu odniesienia nie ma większego znaczenia. Jednak w jednym układzie odniesienia ruch może być opisany w prosty sposób, podczas gdy w innym - tylko w sposób bardzo zawiły.
Tymczasem wybór układu, w którym to Słońce jest ciałem centralnym i nieruchomym, miał w czasach Kopernika zasadnicze konsekwencje. Cała średniowieczna kosmologia oparta była na założeniu, że Ziemia jest środkiem wszechświata. Przyjęcie poglądów Kopernika oznaczałoby zburzenie całego ówczesnego obrazu świata, budowanego przez ponad półtora tysiąca lat.
Krytycy i zwolennicy systemu Kopernika
Początkowo poglądy Kopernika nie zyskała aprobaty. Zastrzeżenia wyrażali nawet wybitni astronomowie. Jeden z nich dokonał bardzo precyzyjnych pomiarów ruchów planet i starał się też zweryfikować heliocentryczną teorię Kopernika i wyznaczyć paralaksę gwiazd. Podobnie jak Grecy, również i on nie zauważył ruchu gwiazd na sferze niebieskiej
Johannes Kepler większą część swego życia poświęcił analizie tablic położeń planet. Na ich podstawie sformułował prawa ruchu planet. Wykazał on, że planety wykonują niejednostajny ruch po orbitach eliptycznych. Jako pierwszy odszedł więc od teorii ruchów jednostajnych po okręgu. Trzy prawa Keplera stanowią zasadniczy element zrozumienia kinematyki układu planetarnego. Były też podstawą do podania przez Newtona praw dynamiki ruchu planet.
Ważnym krokiem ku zrozumieniu budowy układu planetarnego były obserwacje Galileusza. Jako pierwszy użył on lunety do obserwacji ciał niebieskich. Zauważył, że Wenus wykazuje fazy, podobne do faz Księżyca.
Ważkim odkryciem Galileusza było również zaobserwowanie czterech księżyców Jowisza. Oto okazało się, że księżyce krążą wokół Jowisza, a nie wokół Ziemi. Ziemia nie mogła być dłużej uważana za centrum wszechświata.
Okrycia nowych planet
W pracach Kopernika, Galileusza i Keplera, które dotyczyły kinematyki Układu Słonecznego, nie znajdziemy odpowiedzi na pytania związane z dynamiką ruchu planet.
Prawa dynamiki Układu Słonecznego sformułował dopiero Newton. Wykazał on, że prawa ruchu Księżyca wokół Ziemi oraz planet wokół Słońca można uzasadnić, posługując się prawem powszechnego ciążenia.
Na planety działa nie tylko siła przyciągania ze strony Słońca. Również poszczególne planety przyciągają się siłami grawitacji. Są one znacznie mniejsze niż siła, z jaką planety są przyciągane przez Słońce.
W 1781 została przypadkowo odkryta nowa planeta - Uran. Nie była ona znana wcześniej, bowiem bardzo trudno jest ją dostrzec nieuzbrojonym okiem. W połowie XIX wieku okazało się, że ruch Urana nie daje się wytłumaczyć działaniem sił grawitacji Słońca i pozostałych planet. Odstępstwa od spodziewanej orbity przypisano nowej, nieznanej dotąd planecie, znajdującej się jeszcze dalej od Słońca niż Uran. Po znalezieniu jej została ona nazwana Neptunem. Historia powtórzyła się, orbita Neptuna okazała się zaburzana kolejną planetą.
Obserwacyjne potwierdzenie ruchu Ziemi
W pierwszej połowie XIX wieku dokonano pierwszych udanych pomiarów paralaksy niektórych gwiazd. Stanowiło to ostateczne potwierdzenie heliocentrycznego modelu podanego przez Kopernika sprzed 300 lat. Paralaksy te okazały się bardzo małe, poniżej jednej sekundy kątowej, dlatego tak trudno było je zaobserwować.
Współczesne obserwacje Układu Słonecznego
W czasach współczesnych Układ Słoneczny badany jest nie tylko z Ziemi, ale również z przestrzeni pozaziemskiej. Na orbicie okołoziemskiej umieszczony jest Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Załogowe loty na Księżyc odbyły się na przełomie lat 60. i 70. XX wieku. Bezzałogowe pojazdy kosmiczne wylądowały na Wenus i Marsie; dotarły też w pobliże Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna.
Znajdziesz tam wiele ciekawych informacji o dawnych, obecnych i planowanych misjach planetarnych.
Współczesne obserwatoria astronomiczne
Astronomia zajmuje się obiektami, których nie można badać w sposób bezpośredni. Obserwacje wykonywane gołym okiem, z natury rzeczy bardzo niedokładne i ograniczone, prowadzone przez długi czas i właściwie zinterpretowane doprowadzały już w Starożytności do odkrycia kulistości Ziemi. Niemniej dopiero wynalazek teleskopu i jego świadome użycie do obserwacji nieba spowodował wielki przełom w astronomii. Dzięki nowej technice wzrosła znacznie dokładność obserwacji.
Warto podkreślić, że obecne środki techniczne umożliwiają rejestrację promieniowania elektromagnetycznego o każdej długości fali, od promieniowania gamma do fali radiowych, ale ziemska atmosfera przepuszcza małe tylko fragmenty całego widma tego promieniowania. Dlatego po uruchomieniu sztucznych satelitów, sond kosmicznych, i teleskopów orbitalnych nastąpił niemal lawinowy wzrost informacji o wszechświecie.
Teleskop ma przede wszystkim za zadanie zebrać jak najwięcej promieniowania emitowanego przez odległe, a więc z reguły bardzo słabe obiekty. Dlatego też podstawowym parametrem charakteryzującym jego możliwości jest średnica jego obiektywu. Obiektyw klasycznego teleskopu optycznego utworzony jest ze skupiającego układu soczewek lub wklęsłego lustra. W pierwszym przypadku teleskop nazywa się refraktorem, w drugim - reflektorem. Obiektyw refraktora składa się zazwyczaj z co najmniej trzech soczewek, w których odpowiedni dobór krzywizn, współczynników załamania szkła i usytuowania zapewnia znaczne zmniejszenie wspomnianych wad całego układu. Każdy teleskop musi mieć możliwość zwracania się w dowolnym kierunku i śledzenia obiektu przez długi czas. Musi on stać na fundamencie gwarantującym stabilność całej konstrukcji i mieć osłonę przed wpływem atmosfery. Osłoną tą jest zazwyczaj częściowo otwierana kopuła, która wraz z zapleczem techniczno-bytowym tworzy tzw. obserwatorium astronomiczne.
Instrumenty pomocnicze i techniki obserwacyjne
Ogromne polepszenie zdolności rozdzielczej obserwacji uzyskuje się za pomocą interferometrii. Technika ta polega na wykorzystaniu falowej natury promieniowania elektromagnetycznego. Gdy źródłem światła jest ciasna gwiazda podwójna to można tak dobrać usytuowanie i odległość szczelin, że jasne prążki jednej gwiazdy wypadną w miejscu ciemnych prążków drugiej, przez co na obrazie łącznym zabraknie prążków. Idea takiego pomiaru zakłada, że tarczę gwiazdy można uważać za układ dwóch połówek tarczy.
Metoda interferometryczna niemal od razu znalazła zastosowanie w radioastronomii, gdyż pojedyncza antena czy nawet duży radioteleskop ma z natury niską zdolność rozdzielczą. Interferometry radiowe nowej generacji to wielkie zespoły radioteleskopów. Są one rozmieszczone na trzech torach o długości po 27 km, tworzących trójramienną gwiazdę. Podczas wspólnych obserwacji radioteleskopowych nawet nie muszą być w jakikolwiek sposób połączone ze sobą. Obserwacje są utrwalone na taśmach magnetycznych wraz z dokładnymi informacjami o czasie obserwacji, a efekty interferencji śledzi się komputerowo w trakcie późniejszego ich opracowania.
Pozaziemskie obserwatoria astronomiczne
Wyniesienie w przestrzeń kosmiczną instrumentów astronomicznych dało szanse obserwowania nieba w promieniowaniu, które nie dochodzi do powierzchni Ziemi z powodu ekranującego działania jej atmosfery. Obiektem pierwszych obserwacji astronomicznych wykonanych z orbity okołoziemskiej była najbliższa i najjaśniejsza gwiazda - Słońce. Już 7 marca 1962 roku w USA wystrzelono sztucznego satelitę do obserwacji Słońca, który zapoczątkował serię tego typu obiektów. Zostały one wyposażone w detektory promieniowania nadfioletowego, rentgenowskiego i gamma a ich celem były przede wszystkim obserwacje obszarów aktywnych powierzchni Słońca, korony słonecznej. Badaniom słonecznym poświęcano też wiele eksperymentów realizowanych z pokładu satelit i sond kosmicznych. Szczególne zasługi w kompleksowych badaniach słońca położył satelita amerykański SMM, który został wystrzelony 14 lutego 1980 roku na orbitę kołową wokół Ziemi, oddaloną od powierzchni około 560 kilometrów. Obiekt o masie 2315 kilogramów był wyposażony w koronograf oraz fotometry i spektrometry, umożliwiające rejestrację promieniowania w zakresie długości fali od 10-5 do 103 nanometrów. Zaobserwował około 10000 wybuchów na Słońcu, zarejestrował promieniowanie gamma z kilkunastu źródeł we Wszechświecie, odkrył 10 nowych komet maskujących Słońce.
Wnikliwe badania zjawisk i procesów zachodzących w koronie słonecznej umożliwił japoński satelita Solar A wystrzelony 30 sierpnia 1991 roku na orbitę okołoziemską. Jego dwa teleskopy rentgenowskie, zespół szerokopasmowych detektorów umożliwił poznanie wielu nowych zjawisk w koronie i zrozumieniu procesu wydzielania się ogromnych ilości energii obserwowanych jako rozbłyski słoneczne. Najbardziej zaawansowanym z dotychczasowych pozaziemskich obserwatoriów słonecznych jest sonda kosmiczna SOHO która po starcie z ziemi 2 grudnia 1995 roku została umieszczona na orbicie okołosłonecznej poruszającej się w taki sposób, że stale znajduje się między Ziemią a Słońcem. Dzięki takiemu usytuowaniu sonda monitoruje Słońce przesyłając w sposób ciągły otrzymane dane do jednej z trzech aktualnie widzianych stacji odbiorczych na Ziemi. Dane te pochodzą z aparatury w skład której wchodzi układ teleskopów, spektrometrów i koronografów do obserwacji atmosfery i korony Słońca oraz przyrządów do analizy składu izotopowego jonów wiatru słonecznego.