-

stanislaw-orda : unukalhai (unuk.al.hayah@gmail.com)

Jak mierzono wszechświat

Początek tytułowych pomiarów sięga III wieku przed narodzeniem Chrystusa, czyli czasów 126 olimpiady, co wg greckiego datowania oznacza lata 276-273 przed narodzeniem Chrystusa (ante Christum natum). W miejscowości Cyrene która wówczas była jedną z greckich kolonii na wybrzeżu afrykańskim (Cyrene; współcześnie libijskie Shahhat, położone, mniej więcej, w połowie drogi pomiędzy miastami Banghazi (Bengazi) a Tubruq (Tobrukiem); urodził się Eratostenes (275-194 a.Ch.n., filozof, geograf, matematyk, poeta. Edukował się w Liceum i Nowej Akademii w Atenach. Pracował w Bibliotece Aleksandryjskiej, a po śmierci Apolloniosa z Rodos objął w niej stanowisko Głównego Bibliotekarza (246-197 a.Ch.n.), który jest zaliczany do grona najwybitniejszych myślicieli czasów starożytnych (obok Archimedesa, Euklidesa i Ptolemeusza). Bazując na największym dziedzictwie pisanym świata antycznego, które gromadzone było w zbiorach Biblioteki Aleksandryjskiej, posiadł niebywale rozległą wiedzę o współczesnym mu świecie. Mógł bowiem korzystać z danych źródłowych, jak np. bezpoś- rednich relacji napisanych przez podróżników, kupców, żeglarzy, a również z zapisków dowódców wojskowych lub ich kronikarzy, w tym uczestników kampanii wojennych Aleksandra Macedońskiego. I, oczywiście, dokumentów sporządzonych przez pokolenia filozofów, logików, matematyków, czyli uczonych, którzy reprezentowali najbardziej różnorodne szkoły i koncepcje.

Dla niniejszego opowiadania istotne jest to, że Eratostenes zmierzył obwód i średnicę Ziemi z dokładnością różniącą się o mniej niż pięć procent od współczesnych pomiarów satelitarnych tych wielkości. Jest to wynik zadziwiająco dokładny, a możliwy był do uzyskania dzięki zastosowaniu poprawnej metody wykorzystującej stałe relacje geometryczne. Eratostenes ekstrapolował dane uzyskane metodą triangulacji zastosowanej lokalnie, na rozmiar całej Ziemi. A oto jakiego rodzaju dane Eratostenes miał do swojej dyspozycji: długość cienia rzucanego przez pręt w Aleksandrii, oraz przez pręt na dnie wyschniętej studni w Syene (dzisiejszy Asuan), w momencie gdy Słońce znajduje się w zenicie. Eratostenes przyjął do swoich wyliczeń, iż obie miejscowości, które znajdują się
w Egipcie, położone są na tej samej długości geograficznej. Nie jest tak dokładnie, ale odchylenie jest niezbyt znaczne i wynosi około 2,5 stopnia. Badacz przyjął założenie, że gdyby Ziemia była płaska, wówczas długość cienia rzucanego przez pręty o tej samej porze dnia byłaby jednakowa zarówno w Aleksandrii jak i w Asuanie. Rzecz jasna, długość rzucanego cienia była różna. Z otrzymanej różnicy wyprowadził kąt krzywizny Ziemi, a znając dystans od Syene do Aleksandrii, mógł obliczyć pełny obwód ziemski, a następnie średnicę (promień) planetarną. Przypadek Eratostenesa wskazuje, że najważniejszy jest pomysł, czyli znalezienie właściwej metody pozwalającej wykorzystać dane, które są w danym czasie dostępne.

W poszukiwanie najbardziej adekwatnej metody dla zmierzenia tego, czego nie można bezpośrednio zmierzyć, a nawet często nie dysponuje się właściwym do tego punktem odniesienia angażowało się wielu ludzi, których dzisiaj określamy mianem naukowców.

Prawie wszyscy wiedzą, iż koncepcję heliocentryczną wprowadził do obrazu świata Mikołaj Kopernik, ale daleko już nie wszyscy, iż znacznie wcześniej, bo w III wieku a.Ch.n., czyli 17 wieków przed kanonikiem z katedry we Fromborku, taki model wszechświata zaproponował Arystarch z Samos (320 - 250 a.Ch.n,, astronom grecki urodzony na wyspie Samos, pracujący w Aleksandrii. Daty jego urodzin i śmierci są podawane z dokładnością plus minus 10 lat. Zaproponował heliocentryczny model układu planetarnego oraz poprawnie oszacował odległość od Ziemi do Księżyca i błędnie odległość od Ziemi do Słońca). Tenże Arystarch, korzystając z wielkości kątowych cienia Ziemi podczas zaćmienia Księżyca, oszacował średnicę naturalnego satelity Ziemi oraz jego odległość. Uwzględniając zaawansowanie oprzyrządowania technicznego, którym wówczas dysponował dla określenia rozmiarów kątowych Księżyca i Ziemi oraz możliwej do uzyskania dokładności w obliczeniach wysokości kątowej „środka” Księżyca nad horyzontem, osiągnął więcej niż poprawny wynik, bliski współ- czesnym danym uzyskanym przecież przy wykorzystaniu teleskopów, satelitów czy laserów. W tamtej epoce nikt nie mógł wykonać obliczeń bardziej dokładnych. Niestety, publikacje Arystarcha prawie w całości spłonęły wraz ze zbiorami Biblioteki Aleksandryjskiej i zostały na bardzo długi czas zapomniane. Problem w tym, że należały one do koncepcji typu filozoficznego i nie mogły być podstawą wyliczeń pozycji planet w poszczególnych momentach roku. Oznacza to iż koncepcja Arystarcha, w przeciwieństwie do koncepcji Kopernika, była ideą bez możliwości jej zastosowań w praktyce.

Z kolei model kopernikański umożliwiał tego rodzaju obliczenia. Ponadto propozycja Kopernika związana była z pilną potrzebą uproszczenia rachuby coraz dalej idących korekt wynikających z rosnącego niedopasowania modelu geocentrycznego do realnie obserwowanych pozycji planet. W modelu kopernikańskim nastąpiła zamiana punktu odniesienia dla obliczania pozycji obserwatora (z Ziemi na Słońce), co zdecydowanie uprościło życie np. kapitanom statków morskich. Co prawda od codziennego ustalania pozycji na morzu poprzez określanie wysokości Słońca nad horyzontem bardzo wielu z nich traciło dosyć szybko wzrok w jednym oku (bynajmniej nie w wyniku starć z piratami). Kryterium funkcjonalności powodowało, że model kopernikański znalazł zastoso- wanie praktyczne, i to bez względu na to, czy poprawnie odwzorowywał on rzeczywistość. Ale tak zasadnicza zmiana w postrzeganiu usytuowania Ziemi i miejsca człowieka we wszechświecie nie mogła odbyć się szybko i bez problemów. I chociaż był znany projekt Kopernika, to wciąż paradygmatem decydującym o obrazie świata, aż do epoki lunet i teleskopów, były idealistyczne założenia Platona, Eudoksosa (Eudoksos z Knidos, ok. 408 - 355 a.Ch.n., astronom, matematyk, filozof, geograf. Twórca koncepcji sfer dla wyjaśnienia ruchu Ziemi, Słońca, Księżyca oraz pięciu ówcześnie znanych planet) i Arystotelesa, oraz jako ich konsekwencja, skonstruowany przez Ptolemeusza, geocentryczny model świata i jego centralnym miejscem - Ziemią.

Przez bardzo długie wieki uczeni zajmujący się astronomią nie byli w stanie wyobrazić sobie, iż gwiazdy są w rzeczywistości tak bardzo odległe od Słońca. Z tego powodu decydującym argumentem za tym, iż to Ziemia, a nie Słońce stanowi centrum świata, był właśnie fakt, iż nie dawało się zauważyć żadnej zmiany w pozycjach gwiazd. Starożytni uczeni, matematycy i astronomowie zdawali sobie sprawę, że gdyby Ziemia obiegała Słońce, wówczas musiałyby następować zmiana pozycji gwiazd przy ich obserwowaniu w ciągu roku kalendarzowego. Skoro takich zmian nie dawało się zaobserwować, oznaczało to, że Ziemia „nie porusza się”. Byli przekonani, iż gdyby Ziemia odbywała wokołosłoneczny pasaż, mogli by dostrzec zmianę miejsca gwiazd na niebie i zmierzyć dotyczący ich kąt paralaksy (paralaksa - w astronomii oznacza pozorną zmianę miejsca obserwowanego obiektu na niebie względem innych obiektów, związaną ze zmianą miejsca przez obserwatora).

I znowu, metoda i rozumowanie starożytnych było prawidłowe, ale nie dysponowali wystarczająco zaawanso- wanymi instrumentami do zaobserwowania i zmierzenia takiego efektu ze względu na faktyczny dystans do gwiazd. Z tego właśnie powodu odrzucić musieli model heliocentryczny, jako nie mający potwierdzenia logicznego i obserwacyjnego. Jak z tego wynika, nazwa „sfera gwiazd stałych” była do epoki teleskopów w pełni uzasadniona.

W modelu Ptolemeusza odległość do sfery gwiazd stałych (po przeliczeniu greckich stadiów na kilometry) wynosiła ca 80 milionów km, gdy w rzeczywistości odległość do najbliższej (widocznej gołym okiem) gwiazdy wynosi ok. 42 bilionów km. Czyli niedoszacowanie wynosiło ponad pół miliona razy. Z kolei w modelu kopernikańskim, aby zachować założenia jego spójności, odległość z modelu ptolemejskiego musiała zostać powiększona do ok. 300 miliardów km, ale nawet wówczas, błąd oszacowania (odniesiony do dystansu od najbliższej z dostrzegalnych gwiazd) wynosił jeszcze wciąż ok. 130 razy. Muszę zastrzec, iż rozmaici autorzy podawali rozmaite wielkości dla takich oszacowań odlegości. Ja podaję wersję autorstwa Giovanni Battisty Ricciolli’ego, siedemnastowiecznego astronoma-zakonnika (SJ), i chociaż przeciwnika teorii kopernikańskiej, to w zakresie dokładności pomiarów nie mającego wówczas konkurencji.

Jako ciekawostkę można tu podać, iż 50 lat po śmierci Kopernika, czyli na początku XVII wieku, w Europie było zaledwie 10 uczonych, którzy przyjmowali jego model, jako bardziej poprawny od dotychczasowego, geocentrycznego. Jakkolwiek zaobserwowanie przez Tychona Brahe (Tyge Ottesen Brahe; 1546-1601, astronom duński, autor zmodyfikowanej koncepcji geocentrycznej) pojawienia się na nieboskłonie nieznanej dotychczas gwiazdy w 1572 roku („nova”- zob. Appendix na końcu tekstu) oraz w następnych latach kilku komet, utworzyło rysę na idealnym świecie sfer arystotelesowskich, to konsekwencje tego mogły być dyskutowane wyłącznie w nielicznym światku astronomów. Tak więc do faktycznego przełomu w dziedzinie obrazu kosmosu trzeba było zaczekać aż do początków epoki oka uzbrojonego, czyli do wiosny roku 1610 i Galileusza który, korzystając z lunety o kilkukrotnym powiększeniu, ujrzał cztery księżyce Jowisza. Już kilka lat później zaczęto używać pierwszych lunet o kilkudziesięciokrotnym powiększeniu, a w latach 30-tych XVII stulecia pojawiły się pierwsze teleskopy astronomiczne. W końcu XVII wieku były już w użyciu teleskopy o długości tuby dochodzącej do 10 stóp (ang. foot – współcześnie jednostka miary o dł. 30,48 cm. Dawniej w różnych krajach jej długość wahała się w granicach 30 cm (plus minus 2 cm).

U progu epoki teleskopów rozpoznanie poprawnych odległości do ciał niebieskich i ich wielkości obejmowało tylko Ziemię i Księżyc. Prawa Keplera poprawnie oddawały mechanikę nieba i poruszających się na nim obiektów ale można było z nich wyprowadzić tylko względne odległości dla poszczególnych planet, a ich wszystkich od Słońca. Czyli można było korzystając z proporcji keplerowskich ustalić, iż planeta X jest najbliżej Słońca, a planeta Y jest trzy razy dalej niż planeta X, natomiast nie można było zmierzyć, ile wynosi w km odległość planety X od Słońca, a w konsekwencji odległości do innych planet. Jednocześnie oznaczało to, że nie istniał jeszcze sposób, który pozwalałby na określenie, jak duże są to obiekty i jak daleko się one znajdują. Na podstawie pewnych pośrednich wnioskowań, opartych na rozmiarach cienia Ziemi podczas zaćmień Księżyca, próbowano oszacować sobie rozmiary i odległość do Słońca, ale nie było sposobu dla potwierdzenia poprawności takich oszacowań. W jeszcze większym stopniu niepewność odnosiła się do rozmiarów i odległości poszczególnych planet. Dopiero zastosowanie do obserwacji teleskopów, najpierw soczewkowych (refrakcyjnych), a później także zwierciadłowych, spowodowało, iż wszystkie dotychczas nierozwiązywalne problemy zostały rozstrzygnięte w dosyć szybkim tempie, przy czym rozpoznano odległości i wielkości głównych obiektów w Układzie Słonecznym.

Walnie przyczynił się do tego, opisany nieco dalej, pierwszy dyrektor obserwatorium paryskiego. Gdy na arenie technicznych osiągnięć cywilizacji pojawiły się teleskopy, od razu zaczęły odgrywać decydującą rolę w badaniach kosmosu. Są to, jak wiadomo, urządzenia drogie i duże, i w zasadzie zawsze takie były. W drugiej połowie XVII wieku na zakup sporego teleskopu o długości tuby wynoszącej kilkadziesiąt stóp, stać było jedynie bogatych monarchów, a do takich należał bez wątpienia król Francji, Ludwik XIV. Wyposażył on Królewskie Obserwatorium w Paryżu w kilka takich instrumentów i był bardzo zainteresowany badaniami Słońca, gdyż monarcha ten eksponował przecież publicznie swój wizerunek jako Król-Słońce. Ten rodzaj public relation stanowił istotny powód, iż ów król nie żałował grosza na badania w dziedzinie astronomii. Od 1671 r., w nowo wybudowanym obserwatorium paryskim król zatrudnił na stanowisku dyrektora tej placówki Giovanni Domenico Cassiniego (1625-1712; – włoski matematyk i astronom, dyrektor obserwatorium paryskiego w latach 1671-1712; odkrywca czterech księżyców Saturna, pierścieni Saturna oraz zmierzył odległość od Marsa do Ziemi) , który specjalizował się, między innymi, w budowie zegarów słonecznych. Pierwszą propozycję objęcia dyrektorowania w obserwatorium paryskim król skierował do polskiego astronoma Jana Heweliusza, który jej nie przyjął.

Cassini postanowił spróbować zmierzyć paralaksę Marsa i na jej podstawie wyliczyć odległość do tej planety, wykorzystując nadarzającą się okazję, gdy latem 1672 roku planeta ta znajdzie się najbliżej Ziemi, a następnie odległość do Słońca, korzystając z prostych reguł trygonometrii stosowanych w triangulacji. Należało w tym celu wykonać pomiar kąta pod którym widać Marsa jednocześnie z dwóch odległych od siebie miejsc na Ziemi. Jednym z tych miejsc było obserwatorium paryskie, drugim zaś faktorie handlowe w Cayenne (obecnie Gujana Francuska), dokąd udał się drogą morską współpracownik Cassiniego. Odległość pomiędzy Paryżem a Cayenne była podstawą trójkąta, którego wierzchołek stanowiła planeta Mars. Po wielu perypetiach, związanych z interpretacją danych, Cassini w 1673 roku ogłosił, iż odległość do Słońca wynosi 140 milionów km (która wg współczesnych pomiarów wynosi ona 149,5 mln km). Czyli była to odległość 43 razy większa, niż zakładał np. Kopernik.

Astronomowie ówcześni zdawali sobie sprawę, że dokładność obliczeń przy zastosowanych metodach pomiaru może budzić wątpliwości, toteż starali się potwierdzić lub zanegować osiągnięty wynik, ale otrzymywali rezultaty podobne do podanych przez Cassiniego. Rozmiar świata (tego najbliższego) bardzo wówczas wyogromniał, a co więcej, nie były to już tylko bardzo niepewne szacunki odnośnie faktycznych w nim odległości. Chociaż nadal nie dało się liczyć bardzo dokładnie (precyzja przyrządów pomiarowych na to nie pozwalała), ale nie były to już wielkości zupełnie dowolne i mniej lub bardziej wyimaginowane.

Jeszcze o jednym pomiarze warto wspomnieć, który będzie pełnić ważną rolę w dalszej części tej opowieści. Mniej więcej w tym samym czasie (1676 r.) duński astronom Olaf Roemer (1644-1710), który jako pierwszy pomierzył prędkość światła i uzyskał wynik w granicach 75% aktualnej wielkości. Otóż zauważył on, iż czas zniknięcia księżyców Jowisza za tarczą tej planety zmienia się zależnie od odległości Jowisza od Ziemi. Założył, iż pozorne opóźnienie obrazu zaćmień wynika z prędkości światła docierającego do obiektywu teleskopu. Im Jowisz znajduje się dalej od Ziemi, tym opóźnienie jest większe. Otrzymał wynik wynoszący 225.000 km/sek., podczas gdy wg współczesnych pomiarów uzyskanych z wykorzystaniem zegarów atomowych, promieni lasera, teleskopów kosmicznych i misji satelitarnych, prędkość światła w próżni została określona na 299.792 km/sek. Rezultat uzyskany przez Roemera był niezbyt dokładny, ale tylko taki stopień precyzji można było osiągnąć, przy zastosowaniu dostępnych wówczas urządzeń. A więc na początku XVIII wieku astronomowie znali odległość tylko do jednej gwiazdy, tj. do Słońca.

Próby obliczenia paralaksy podejmowane dla innych gwiazd, przy wykorzystaniu ówczesnego oprzyrządowania, nie dawały rezultatu, dlatego poszukiwano innego sposobu, który mógłby być bardziej skuteczny. Skorzystano z pomysłu Izaaka Newtona, gdyż właśnie on odkrył zasadę, która mogła zastąpić mało efektywne pomiary paralaksy. Zasadą tą była zależność, iż jasność źródła światła zmienia się zgodnie z „prawem odwrotności kwadratu”. Ilustruje to sytuacja w której umieszczamy w jednakowej odległości od obserwatora dwie świecące żarówki 100-watowe, a następnie jedną z nich przeniesiemy na odległość dwa razy większą. Jasność obserwowana żarówki przeniesionej będzie 4 razy mniejsza niż żarówki, która została na poprzednim miejscu. Zasada ma również zastosowanie w sytuacji odwrotnej, czyli jeśli wiemy, że gdzieś świecą żarówki o tej samej mocy
i zmierzymy odległość do jednej z nich (nasze Słońce), zaś z pomiaru jasności innej żarówki (gwiazdy) wyniknie, iż świeci ona 4 razy słabiej, to oznacza, że znajduje się ona dwukrotnie dalej, niż żarówka (gwiazda) do której znamy odległość. Ta zasada dawałaby poprawne wyniki jedynie wówczas, gdyby wszystkie żarówki (gwiazdy), które świecą z taką samą mocą, miały takie same rozmiary i na dodatek nie poruszały się. Założenia takie, z punktu dzisiejszego stanu wiedzy, były kompletnie niezgodne z rzeczywistością. Ale wówczas, z braku jakichkolwiek danych w tym względzie, przyjęto początkowo takie właśnie założenia.

W każdym razie, od momentu „podpowiedzi” udzielonej przez Newtona, astronomowie nie byli już skazani na korzystanie tylko z jednej metody opartej na pomiarach paralaksy. W latach 20-tych XVIII wieku angielski astronom Edmund Halley (ten od najbardziej znanej komety), porównał zapisy o pozycjach gwiazd znajdujące się w pismach Ptolemeusza z pozycjami tych samych gwiazd zmierzonymi przez siebie. Okazało się, że dla kilku gwiazd odchylenie było na tyle istotne, iż wskazywało na istnienie ruchu własnego tych gwiazd. Wielkość odchylenia nie mogła być wyjaśniona brakiem precyzji zapisów dokonanych w starożytności, gdyż dla pozostałych gwiazd zapisy odnoszące się do ich pozycji nie wskazywały na istnienie odchyleń. Dlaczego zatem naniesienie pozycji akurat dla tych kilku miałoby okazać się niepoprawne? W ten sposób, z mrowia gwiazd na niebie, można było wytypować te, dla których warto było spróbować wyliczyć wielkość kątową paralaksy. Halley spróbował i nie dał rady wyliczyć. Przyrządy, którymi dysponował, miały jeszcze zbyt małą rozdzielczość.

Pierwsze poprawne pomiary paralaksy w odniesieniu do trzech gwiazd wykonane zostały dopiero w latach 1839-1840, czyli już w epoce zaawansowanych teleskopów i precyzyjnych siatek mikrometrycznych na okularze tych teleskopów.(zob. appendix). Siatki mikrometryczne pozwalały na dokładne oznaczanie pozycji gwiazd na nieboskłonie, czyli stanowiły niezbędne oprzyrządowanie w warsztacie astronomów, bez którego wcześniej nie było możliwości wykonywania pomiarów z wystarczającą dokładnością. Poprawne pomiary paralaksy musiały ponadto uwzględnić i skorygować efekty wahania w ruchu Ziemi wokół Słońca (tzw. aberracja, którą wykrył angielski astronom James Bradley oraz zakłócenia w ruchu Ziemi wokół własnej osi spowodowane tym, że Ziemia nie ma idealnie sferycznego kształtu (efekt nutacji).

Okazało się, ze wielkość zmierzonych paralaks stanowi ułamek sekundy kątowej, co oznaczało, że gwiazdy te, jakkolwiek relatywnie bliskie Słońcu, dzieli od nas niewyobrażalnie daleki dystans.
(wielkość kątowa; koło ma 360 stopni, stopień odpowiednio 60 minut, minuta 60 sekund, co oznacza iż koło zawiera 1.296.000 sekund kątowych)

Gdy astronomowie poznali odległości do tych kilku gwiazd, mogli wyliczyć wielkość ich jasności absolutnej. Z obliczeń wynikło, że każda z nich świeci z inną mocą, wobec czego zasada podana przez Newtona nie może mieć powszechnego zastosowania. Można by ją stosować jedynie w stosunku do jednorodnych grup gwiazd. Ale jaki czynnik byłby charakterystyczny dla stopnia jednorodności?

Okazało się, że istnieje taka cecha. Wskazał ją w początkach XIX wieku, bawarski chemik, konstruktor i optyk Joseph von Fraunhofer (1787-1826), fizyk i astronom bawarski, pierwszy zmierzył paralaksę heliocentryczną Słońca). Były to linie widmowe, które obserwowane są w widmie każdego gorącego ciała, gdy światło pochodzące od tego ciała rozdzielimy na pryzmacie. Gdy ciało, które jest rozżarzone, otacza atmosfera chłodniejszego gazu, wówczas gaz absorbuje w obrazie widma te kolory, które sam by emitował, gdyby był rozgrzany do tej samej temperatury. W przypadku różnicy temperatur na obrazie widma występują ciemne prążki. Porównując rozkład prążków dla konkretnego widma, można stwierdzić, jaki gaz (lub gazy) składają się na atmosferę np. gwiazdy. Każdy gaz absorbuje ściśle określone, swoiste częstotliwości widma. To jakby odcisk linii papilarnych, które można odczytać z widma danego obiektu (w naszym przypadku gwiazdy) i to w zasadzie bez względu na to, jak daleko się on znajduje. Wszelako pod warunkiem, iż uzyskana jakość (fotka) pozwoli na rozróżnienie w nim linii widmowych.

Można przyjąć, iż astronomia obserwacyjna przekształciła się w zaawansowaną naukę z wykorzystaniem, poza matematyką, także fizyki i chemii, od momentu wyjaśnienia przesunięć linii absorpcyjnych w widmach gwiazd przez austriackiego fizyka Christiana Dopplera w pierwszej połowie XIX wieku. Doppler wykazał, iż ruch źródła światła w kierunku do obserwatora powoduje przesunięcie w stronę fioletowego koloru widma, zaś ruch od obserwatora przesunięcie w stronę czerwonego koloru widma. A gdy dołączyło się jeszcze do badań kosmosu wykorzystanie kolejnego XIX-wiecznego wynalazku, jakim była fotografia, mogła na dobre rozpocząć się epoka astrofizyki.

Na progu XX wieku, astronomowie znali w przybliżeniu odległości zaledwie do kilkunastu gwiazd położonych blisko Słońca, a możliwy do osiągnięcia stopień rozdzielczości w pomiarze paralaksy pozwalał na określanie odległości maksymalnie do 100 lat światła, z marginesem błędu zwiększającym się wraz z mierzoną odległością. Pomiary dotyczące odległości obiektów bardziej oddalonych były mniej lub bardziej spekulatywne. I wciąż nie znano odpowiedzi na pytanie, czy nasz Układ Słoneczny stanowi część jedynej struktury, będącej całym wszechświatem, ani też jak duże posiada ona rozmiary.

W niniejszym opowiadaniu często używany bywa termin paralaksa. Jednak co takiego on oznacza w bardziej przystępnym wyjaśnieniu. Otóż pewnie każdy próbował patrzeć na jakiś przedmiot zakrywając raz prawe, a raz lewe oko. Jeśli ten przedmiot stał np. na półce znajdującej się w pewnej odległości od nas, a jeszcze obok na tej samej półce znajdował się np. wazon, wówczas patrząc na przedmiot, przy zmianie oka, widzielibyśmy go w innej odległości od wazonu. Wielkość różnicy tej odległości mierzonej od punktu odniesienia, czyli wazonu, a miejscem z którego patrzymy (w tym przypadku byłoby to miejsce dla każdego oka), utworzy kąt określany jako paralaksa. W przypadku planet lub bliskich gwiazd, jednym takim okiem może być miejsce obserwacji położone na jednym kontynencie, drugim zaś na innym kontynencie. Mówimy wówczas o paralaksie geocentrycznej, mierzonej z miejsc znajdujących się na powierzchni Ziemi. Natomiast w przypadku gwiazd naszymi oczami będą odpowiednio te miejsca obserwacji, gdy Ziemia znajduje się na orbicie wokół Słońca w danej dacie oraz w dacie o sześć miesięcy późniejszej (Ziemia będzie wówczas dokładnie po przeciwnej stronie Słońca). Taki pomiar określamy jako paralaksę heliocentryczną, gdyż rozstaw „oczu” stanowi średnica orbity Ziemi. Jeśli w takich właśnie datach określimy położenie interesującej nas gwiazdy i zmierzymy różnicę jej odległości od punktu odniesienia (zazwyczaj będzie to pobliska jasna gwiazda), otrzymamy wielkość kątową pozornej zmiany miejsca gwiazdy, która określamy właśnie jako paralaksę. Gdy znamy podstawę trójkąta, czyli średnicę orbity Ziemi oraz znamy kąt pod jakim nachylone są dwa boki tego trójkąta, to z reguł trygonometrii łatwo wyliczymy odległość do gwiazdy. Jest sprawą oczywista, iż precyzja tego rodzaju pomiarów jest ściśle uzależniona od jakości i rozdzielczości oprzyrządowania technicznego, którym dysponujemy oraz dokładnej w czasie synchronizacji momentu dokonywanych pomiarów.

Dla porównania podam, iż rozdzielczość oka nieuzbrojonego osoby obdarzonej normalnym wzrokiem wynosi ok. jednej trzydziestej stopnia, czyli dwóch minut kątowych. Odpowiada to możliwości rozróżnienia i odczytania liter o wysokości 3 milimetrów z odległości pół metra. A np. planeta Wenus, która dla obserwatora z Ziemi, ma największą, poza Słońcem i Księżycem, średnicę kątową swojej tarczy, posiada paralaksę o wielkości około pół minuty. Oznacza to, iż możemy postrzegać bez pomocy przyrządów optycznych wszystkie obiekty na niebie, poza Słońcem i Księżycem, tylko jako świecące punkty różniące się jasnością obserwowaną, ale nie potrafimy dostrzec ich rozmiarów kątowych. czyli rozmiaru tarczy tych ciał niebieskich. Ale dla gwiazd nawet rozmiar średnicy ziemskiej orbity wokółsłonecznej nie był wystarczający dla pomiaru ich paralaks.

I ponownie pomocna okazała się właściwa metoda w osiągnięciu kolejnego etapu w mierzeniu odległości do pozasłonecznych światów. Nieco wcześniej wspomniałem o zjawisku Dopplera, które wskazuje na to, czy poruszający się obiekt względem obserwatora oddala się od niego bądź przybliża. Widmo obiektu w ruchu jest przesunięte w relacji do widma – wzorca, uzyskanego dla obiektu nieruchomego względem obserwatora. Czyli w naszym wypadku Słońce, dla ziemskich obserwatorów, byłoby obiektem pozostającym w bezruchu, zaś inne gwiazdy wykazywałyby ruch własny. Gdy porównamy widmo jakiegoś pierwiastka występującego w atmosferze gwiazd (np. sodu), kierunek przesunięcia w widmie w stosunku do widma – wzorca (widma słonecznego, albo widma otrzymanego w ziemskim laboratorium, jako wyniku spalania sodu), wskazałby nam, czy interesująca nas gwiazda przybliża się do obserwatora (znajdującego się w pobliżu Słońca), czy oddala. Na dodatek z określeniem szybkości tego ruchu np. w kilometrach na sekundę. W praktyce nie występuje ruch gwiazd w stosunku do Słońca po obserwacyjnej linii prostej, natomiast wszystkie one poruszają się względem Słońca pod najróżniejszymi kątami. Dlatego też należało znaleźć jakiś sposób pozwalający na obliczenie, ile z tego ruchu przypada na właściwy kierunek. Możliwy do przeprowadzenia pomiar mógł dotyczyć wyłącznie dwóch parametrów, tj. przesunięcia widma oraz zmiany położenia gwiazdy na sferze niebieskiej, która była wielkością wyrażaną w miarach kątowych. Bez znajomości odległości do gwiazdy nie można przeliczyć jej ruchu, wyrażonego w jednostkach kątowych (względnych), na prędkość tego ruchu w km/sek. A przecież zadaniem do rozwiązania było ustalenie odległości do gwiazdy.

Przyjęto więc słuszne założenie że gwiazdy w gromadzie poruszają się w spójny sposób po trajektoriach do siebie równoległych albo prawie równoległych. Efekt perspektywy powoduje, że gdy gromada gwiezdna w swoim ruchu przybliża się do Słońca, to jej wielkość rośnie, a gromada jakby puchnie, bowiem trajektorie gwiazd, niczym szyny kolejowe, rozbiegają się od siebie. Gdy oddala się od Słońca, efektem obserwacyjnym jest zbieganie się poszczególnych trajektorii w jeden punkt. Ale w przypadku pojedynczej gwiazdy efekt ten jest znacznie trudniejszy do zmierzenia. Oznaczenie punktu, w którym trajektorie gwiazd się zbiegają (teoretycznego środka gromady) pozwalało określić, jakie jest odchylenie uśrednionej trajektorii ruchu gromady od linii obserwacyjnej. Poznanie wielkości kątowej tego odchylenia umożliwiało z kolei obliczenie, jaka część rzeczywistej prędkości gwiazd przypada na ruch poprzeczny, a jaka na ruch wzdłuż kierunku obserwacji. Natomiast sumaryczną prędkość ruchu gwiazdy znano z przesunięcia widma. Pozostawała wówczas do rozwiązania dosyć prosta rachunkowa zależność, a mianowicie jak daleko musi znajdować się taka gromada gwiazd, aby znana już, poprzeczna składowa jej prędkości, dała w ciągu roku efekt przesunięcia o tyle a tyle sekund kątowych (lub części takiej sekundy). (zob. appendix).

Zasadniczy przełom w astronomii XX wieku przyniosło coraz szersze zastosowanie techniki fotograficznej i utrwalanie obrazów uzyskiwanych z teleskopu na światłoczułej kliszy. Można było na tej podstawie dokładnie pozycjonować poszczególne obiekty, porównywać ich położenie oraz zmiany jasności w określonych przez badaczy okresach czasu. Rozwinięcie techniki długotrwałych ekspozycji (naświetleń) pozwalało na dostrzeżenie szczegółów w inny sposób niemożliwych do zauważenia.


Na początku XX wieku Harvard College Observatory (USA) dysponowało placówką obserwacyjną w peruwiańskim mieście Arequipa (Southern Observatory). W początkach XX wieku z tego peruwiańskiego obserwatorium przywieziono do Obserwatorium w Harvardzie zdjęcia południowego nieba, którego obiekty nie są widoczne z półkuli północnej. Pośród zdjęć były fotografie Obłoków Magellana (zob. appendix). Astronomowie byli zgodni co do tego, że Obłoki Magellana stanowią skupiska gwiazd, ale nie było takiej zgody odnośnie ich położenia w relacji do Drogi Mlecznej. Występowały różnice zdań co do tego, czy Obłoki są częścią naszej Galaktyki, czy też stanowią względem niej odrębną morfologicznie strukturę. Analizę zdjęć przeprowadziła kobieta-astronom Henrietta S. Leavitt, która wyodrębniła w 1907 r. ok. 2 tys. gwiazd zmiennych, znajdujących się na zdjęciach Obłoków Magellana. Po opracowaniu danych, w 1909r. opublikowała listę ok. 1000 gwiazd zmiennych z Małego Obłoku oraz ok. 800 gwiazd z Dużego Obłoku. Wstępnie wyniki analizy dotyczyły 16 gwiazd, dla których określiła systematyczne okresy pulsacji i powiązała je z jasnością gwiazd, wg zależności, że dłuższy okres pulsacji mają gwiazdy jaśniejsze.
(Henrietta Swan Leavitt (1862 – 1921), amerykański astronom pracujący w zespole Edwarda Pickeringa w Harvard College Observatory).

W 1912 roku H. Leavitt opublikowała kolejne dane dla 25 gwiazd z Małego Obłoku o ustalonej zależności okres – jasność. Typem gwiazd zmiennych były cefeidy, nazwane tak od gwiazdy Delta Cephei (zob. appendix) dla której okres zmienności poznano już dużo wcześniej, bo pod koniec XVIII wieku i której charakterystyka odpowiadała parametrom cech badanych gwiazd zmiennych z Obłoku Magellana. Tym samym, H. Leavitt udowodniła zależność, iż cefeidy o podobnej jasności absolutnej posiadają podobny okres zmienności. I jeśli poznamy stosunek zmienności dwóch cefeid, to jednocześnie poznamy dla nich relację jasności. Czyli jeśli gdzieś na niebie odkryjemy gwiazdę typu cefeida i zmierzymy jej okres zmienności, wówczas można dokonać oceny, jak byłaby ona jasna, gdyby znajdowała się pośród gwiazd Małego Obłoku Magellana.

Zależność okres – jasność mógł zostać wykorzystany do wyznaczania odległości nie tylko w ramach Drogi Mlecznej, ale ze względu na jasność cefeid, także w odniesieniu do pobliskich galaktyk, w których mogła być zmierzona taka zależność dla znajdujących się tam cefeid. Wyniki pracy H. Leavitt stanowiły podstawę do wykonania nie tyle kroku milowego, co skoku wielomilowego, jeśli chodzi o dotychczasowe możliwości metod pomiaru odległości międzygwiezdnych. W wyniku odkrycia dokonanego przez H. Leavitt, cefeidy zaczęły od tej pory pełnić rolę tzw. świec standardowych (zob. appendix), wykorzystywanych do kalibracji odległości dla innych typów gwiazd i obiektów kosmicznych. H. Leavitt zmarła na raka w wieku 53 lat, i nie zdążyła zostać uhonorowana nagrodą Nobla, chociaż w pełni na nią zasługiwała.

Niestety, kalibracja faktycznych odległości za pomocą cefeid nie mogła być zrealizowana w czasach odkrycia dokonanego przez H. Leavitt, gdyż nie było jeszcze możliwe zmierzenie odległości do żadnej ze znanych ówcześnie cefeid (zobacz: appendix) i, tym samym, nie można było obliczyć wartości ich jasności absolutnych. Nie znano również odległości do Obłoków Magellana. Tak więc zależności dotyczące odległości od Słońca porównywanych cefeid mogły być tylko względne i określały ile razy dalej lub bliżej są badane gwiazdy względem siebie. Ale H. Leavitt wytyczyła szlak, którym dalej poszli inni. Jednym z tych pionierów, stawiających kolejny kamień milowy był Harlow Shapley, który od 1914 r. pracował w Mt. Wilson Observatory (w pobliżu miejscowości Pasadena w Kalifornii) przy największych ówczesnych teleskopach zwierciadłowych na Ziemi, których lustra miały średnicę najpierw 60, a od 1917 r. już 100 cali.
(Harlow Shapley 1885-1972; doktorat z fizyki uzyskał na Uniwersytecie w Princeton, astronom amerykański, dyrektor Harvard College Observatory w latach 1921- 1952, poprzednio, w latach 1914-1921, kierownik w Mt. Wilson Observatory).

H. Shapley wpadł na pomysł najprostszy z możliwych. Znana była już przecież dokładna odległość do jednej przynajmniej gwiazdy, czyli do Słońca, a tym samym również wartość jego jasności absolutnej. Postanowił zatem porównywać jasności cefeid do jasności Słońca i powyliczać dla nich jasność absolutną. Szybko okazało się, iż cefeidy należą do kategorii najjaśniejszych gwiazd na niebie. Dysponując nowoczesnym i dużym teleskopem H. Shapley postanowił poszukać bogatych źródeł cefeid. Zaobserwował, że najwięcej jest ich w kulistych, gromadach gwiazd. Był zatem przekonany, że po wytypowaniu gromad, w których cefeidy będą miały rolę świec standar-dowych uda się wyliczyć do nich odległości. Problem okazał się jednak znacznie bardziej skomplikowany, gdyż dobrze określone okresy jasności cefeid udało mu się zmierzyć tylko dla trzech gromad, kilka innych pomiarów odległości przeprowadził za pomocą innych gwiazd zmiennych, świecących trochę słabiej od cefeid, czyli gwiazd typu RR Lyrae (zob. appendix). Dla pozostałych przeprowadził szacowanie odległości na podstawie arbitralnie określonych założeń, np. że najjaśniejsze gwiazdy w gromadach (bez względu na typ tych gwiazd) mają zbliżoną jasność absolutną. Z kolei w stosunku do najsłabiej widocznych gromad przyjął założenie, że każda z gromad kulistych ma podobne rozmiary absolutne. Porównując wielkości kątowe tych gromad do rozmiarów kątowych gromad, co do których udało mu się zmierzyć odległość, oszacował dystans dzielący pozostałe z nich od Słońca. Łącznie, na 69 gromad, co do których założył, iż wyznaczają rozmiary Drogi Mlecznej, aż do 41 z nich oszacował odległości na podstawie proporcji w ich rozmiarach kątowych. W 1918r. opublikował wyniki swoich wyliczeń, z których wynikało, iż Droga Mleczna jest olbrzymią strukturą gwiezdną o średnicy ok. 330.000 lat światła, zaś odległość Słońca od jej centrum wynosi ok. 65.000 lat światła.

W praktyce oznaczało to, iż wszystkie widoczne na niebie, także przez teleskopy, obiekty powinny mieścić się w ramach tak rozległej struktury. Inaczej mówiąc, powinna ona była stanowić cały znany wówczas wszechświat. Wszystkie gromady gwiezdne i mgławice, wliczając w to Wielką Mgławicę w Andromedzie (zob. appendix), byłyby wówczas jedynie jej poszczególnymi częściami. H. Shapley dysponował dowodem, że jest inaczej, ale dowód ten był z rodzaju takich, co to „nie mieszczą się w głowie”. Otóż w 1885 r. pojawiło się widmo w Wielkiej Mgławicy w Andromedzie, które wskazywało, że jeśliby ta mgławica nie znajdowała się w obrębie Drogi Mlecznej, to obserwowane widmo należeć by musiało do obiektu o jasności ok. miliarda Słońc, czyli świecącego tak mocno, jak cała galaktyka. To „nie mieściło się” wówczas nikomu w głowie. Nie znano jeszcze wówczas natury wybuchów kończących życie masywnych gwiazd, później nazwanych terminem supernowa. H. Shapley zdawał sobie sprawę z tego, że pomiary na granicy rozdzielczości oraz przyjęte założenia do szacowania odległości mogą, a nawet muszą, być obarczone błędem. Nieznana była tylko natura oraz skala błędu. Należy usprawiedliwić Shapley’a, gdyż ówczesna jakość aparatury fotograficznej oraz używanych klisz fotograficznych, na których można było uzyskać ekspozycje widm drogą naświetlania, nie może być porównywana z późniejszymi, a zwłaszcza współczesnymi, ich parametrami. Niemniej, H. Shapley był pierwszym badaczem, który za pomocą poprawnej metody oszacował rozmiar Drogi Mlecznej. Gdyby znany był mu wówczas cykl ewolucyjny poszczególnych typów gwiazd, wówczas zaobserwo- wanie wybuchu supernowa pozwoliło by mu na przedstawienie bardziej poprawnego modelu kosmosu.

Upłynęło zaledwie kilka lat, gdy zweryfikowane zostały założenia przyjęte przez Shapley’a. Wykazano, iż jedne z nich były zbyt uproszczone, a inne całkiem błędne (zwłaszcza założenie, iż mgławice kuliste mają takie same rozmiary absolutne). Uproszczenia kumulowały się poprzez przenoszenie błędu systematycznego i powodowały, że błąd ten powiększał swoje rozmiary w kolejnych oszacowaniach. W konsekwencji odrzucony został zbudowany przez Shapley’a obraz wszechświata. Dokonało się to w dniu 1 stycznia 1925 r. podczas corocznego, noworocznego spotkania w Waszyngtonie członków Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego, gdzie odczytano referat astronoma, który wolał być drugorzędnym astronomem niż pierwszorzędnym prawnikiem i który na rzecz astronomii zrezygnował z zawodu prawnika (studia prawnicze na Uniwersytecie w Oxfordzie jako stypendysta Fundacji Rhodesa oraz studia z matematyki i astronomii na uniwersytecie w Chicago). Astronom ten nazywał się Edwin Powell Hubble (1889-1953; uznawany jest za jednego z najwybitniejszych astronomów XX wieku). Po powrocie z I wojny światowej, w której uczestniczył przez parę miesięcy w 1917 r., podjął pracę w obserwatorium na Mt.Wilson w Kalifornii, gdzie uruchomiono 100-calowy teleskop zwierciadlany (a dokładniej o średnicy zwierciadła 94,5 cala). W następnych latach pracował w obserwatorium na górze Palomar (Kalifornia), gdzie w 1949 r. uruchomiono potężny teleskop zwierciadłowy o średnicy 508 cm (zob. appendix). W październiku 1923 r. w obserwatorium Mt. Wilson, E. Hubble wycelował tubę 100-calowego teleskopu w spiralne ramiona Wielkiej Mgławicy w Andromedzie. Po półgodzinnym naświetlaniu, a następnie wywołaniu kliszy z obrazem fragmentu Mgławicy, ujrzał wśród mrowia rozmazanych światełek, wyraźny obraz pojedynczej gwiazdy. Była to cefeida (potem okazało się, że miała ona jasność 7 000 razy większą od Słońca). Wystarczyło teraz tylko zarejestrować jej okres pulsacji (zmian jasności), aby przypisać jej, wedle tego parametru, jasność absolutną. Znając jasność widomą można już było łatwo wyliczyć z różnic w jasności widomej i absolutnej odległość do tej cefeidy, a tym samym do Mgławicy w Andromedzie.

Przypomnijmy, że jasność jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości. W ciągu następnego roku E. Hubble, wykonując fotografie poszczególnych fragmentów Mgławicy w Andromedzie, odnajdywał kolejne cefeidy, aby móc zweryfikować na większej liczbie przypadków poprawność dokonywanych wyliczeń. Pod koniec 1924 roku był zapewne jedynym człowiekiem na Ziemi, który wiedział z całą pewnością, że istnieją, poza Drogą Mleczną, inne światy we wszech- świecie oraz że mgławice spiralne, są to podobne Drodze Mlecznej, bardzo odległe galaktyki. I że jest tych galaktyk bardzo wiele. Właśnie te wyniki badań, dokonanych przez E. Hubble’a, odczytane zostały 1 stycznia 1925r. na wspomnianym posiedzeniu ATA w Waszyngtonie.

E. Hubble (przy wydajnej pomocy Miltona Humasona) oraz Vesto M. Sliphera, który pracował
w Obserwatorium Lovella, uzyskali dane wskazujące, że mgławice spiralne poruszają się względem linii obserwacji z bardzo znacznymi prędkościami, na co wskazywały pomiary tych prędkości uzyskane przy pomocy efektu Dopplera (kierunek przesunięcia linii dyfrakcyjnych). V. Slipher już w 1914 r. przedstawił pierwsze wyniki takich pomiarów, ale nikt, w tym także sam Slipher, nie potrafił wówczas tego zjawiska zinterpretować.

(Vesto Melvin Slipher - 1875 – 1969, astronom amerykański, pracował w Lovell Observatory. Jako pierwszy wskazał na przesunięcia linii dyfrakcyjnych w widmach mgławic spiralnych (galaktyk) wskazujące na ich znaczna prędkość radialną w kierunku od obserwatora;

Lovell Observatory - założone w 1894 r. w miejscowości Flagstaff w Arizonie (hrabstwo Coconino) przez fundatora Percivala Lovella, multimilionera i „fanatyka” astronomii).

W 1929 r. Hubble i Humason znali przesunięcia widm dla 46 mgławic spiralnych, zaś V. Slipher dla 39, z których prawie wszystkie wskazywały, iż mgławice spiralne oddalają się od Słońca (tj. od naszej galaktyki). Niełatwo było jednak znaleźć odpowiedź na pytanie, czy prędkość oddalania się była skorelowana z odległością. Widmo cefeid było możliwe do zarejestrowania dla kilku najbliższych galaktyk, a pozostałe były zbyt odlegle. Znowu pojawił się problem, podobny do tego, jaki rozwiązała H. Leavitt, a mianowicie co może stanowić dla takich pomiarów właściwą „świecę standardową”,  E. Hubble przyjął (podobnie jak to uczynił Shapley w przypadku gromad kulistych), że najjaśniejsze gwiazdy (niekoniecznie cefeidy) w galaktykach mają zbliżoną wartość jasności absolutnej. Znając odległość do kilku najbliższych galaktyk, zdołał określić na podstawie różnicy jasności widm takich gwiazd, odległości dla 24 galaktyk. Wówczas stała się jasna się korelacja odległości galaktyk z szybkością ich oddalania się (ucieczki). Wyniki tych badań E. Hubble opublikował właśnie w 1929 r. Wówczas dla wszystkich stało się jasne, że potwierdzona obserwacyjnie ekspansja wszechświata jest naturalną konsekwencją ogólnej teorii względności sformułowanej przez A. Einsteina oraz pasuje do jednego z modeli budowanych w ramach Ogólnej Teorii Względności i efektów z nią związanych, opisanych przez Wilhelma de Sittera. Koncepcje teoretyczne znalazły swoje potwierdzenie obserwacyjne.

Ale skoro wszechświat się rozszerza, to oznacza, że w przeszłości był mniejszy. Jeśli byśmy puścili taki film wstecz, to musiał zaistnieć jakiś początek, od którego zaczęła się ekspansja. W drodze wyżej wymienionego wnioskowania pojawiła się koncepcja Big Bangu, czyli Wielkiego Wybuchu, a kolokwialnie aktualnego Modelu Standardowego ewolucji wszechświata. Wyniki obserwacji i ich interpretacje dokonywane w następnych latach uszczegółowiały i jednocześnie potwierdzały słuszność zaproponowanego modelu. Bardzo istotnym jego potwierdzeniem było wyselekcjonowanie w połowie XX wieku przez amerykańskich radioastronomów
A. Penziasa i R. Wilsona, z morza fal elektromagnetycznych zalewających kosmos, tzw. temperatury promieniowania tła, czyli najdawniejszych, możliwych do wykrycia, śladów Big Bangu.

E. Hubble oszacował wiek i rozmiar wszechświata (dostępnego obserwacjom) na 10-20 miliardów lat świetlnych. E. Hubble zmarł w wieku 64 lat i także nie doczekał się nagrody Nobla.

Od tego czasu coraz doskonalsze instrumenty i techniki obliczeniowe, wyniesienie w kosmos teleskopów i wyspecjalizowanych laboratoriów, stosowanie optyki adaptatywnej, zbieranie danych we wszelkich możliwych do rejestracji zakresach widm doprowadziło do stopniowego zwiększania dokładności w mierzeniu prędkości ucieczki galaktyk czyli rozszerzania się wszechświata jak również wszelkich innych danych astrofizycznych. Prędkość ekspansji mierzona jest za pomocą tzw. stałej Hubble’a. Jej wielkość na dzisiaj wskazuje, iż wiek wszechświata wynosi ok. 13,8 miliarda lat ziemskich, a jego rozmiar dostępny dla naszej obserwacji wynosi, mniej więcej, tyle samo, tylko należy jeszcze dodać wówczas określenie, że chodzi o lata świetlne. Tak wynika z przyjętych założeń konstrukcji dla kosmologicznego Modelu Standardowego.

Zagadką pozostaje, czy w XXI wieku będziemy zmuszeni do zmiany założeń dla obecnego Standardowego Modelu w kosmologii oraz jaki będzie rozmiar Wszechświata wg ewentualnego nowego modelu?

Appendix

„nova” - gwiazda okresowo zmieniająca jasność, zwiększająca ją wielokrotnie wskutek wybuchowego odstrzelenia zewnętrznych warstw atmosfery. Jest to zazwyczaj przypadek ciasnego układu (kataklizmicznego) składającego się z normalnej gwiazdy i białego karła (sprasowanego jądra zdegenerowanej gwiazdy), gdzie wskutek oddziaływania grawitacji białego karla następuje ciągły przepływ powierzchniowych składników atmosfery gwiazdy (akrecja) do białego karła. Powyżej pewnej gęstości progowej następuje wybuch tych warstw i obserwujemy niewidoczną dotychczas gwiazdę na niebie, gdyż jasność jej może wówczas wzrosnąć od 100 do 1000 razy. Mechanizm ten powtarza się albo do momentu rozerwania białego karla (supernowa), albo do ustania mechanizmu akrecji powierzchniowych warstw atmosfery z normalnej gwiazdy (warstwy głębiej położone są mocniej grawitacyjnie związane z gwiazdą i oddziaływanie białego karła może nie być wówczas wystarczające dla kontynuowania mechanizmu akrecji);

Friedrich Wilhelm Bessel w 1838r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy 61 Cygni;
Thomas Henderson w 1839 r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy alfa Centauri;
Friedrich von Struve w 1840r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy alfa Lyrae (Wega);

przesunięcie kątowe; aby je zarejestrować, nierzadko potrzebne są długoletnie obserwacje, których skumulowanym efektem jest pomiar zmiany położenia obserwowanego obiektu. Pierwszą w ten sposób zmierzoną odległość miała najbliższa Słońca gromada gwiezdna, czyli Hiady w konstelacji Byka. Gromada ta tworzy głowę Byka w konturze tej konstelacji i jest oddalona o ok. 150 lat świetlnych od Słońca. Ale dokładną (średnią) odległość do Hiad (plus minus 1 rok światła) zmierzyliśmy dopiero w końcu XX wieku w rezultacie danych fotometrycznych zebranych przez satelitę HIPPARCOS. Natomiast na początku XX wieku oszacowano ten dystans, według opisanej metody, na ok. 140 lat świetlnych);

Obłoki Magellana – Wielki (LMC) i Mały (SMC), widoczne gołym okiem galaktyki satelitarne do Drogi Mlecznej, oddalone od niej o ok. 160.000 lat światła (Wielki) oraz ok. 200.000 l.św. (Mały). Zostały tak nazwane na cześć podróżnika i odkrywcy - Ferdynanda Magellana w XVI wieku. Poprzednio Europejczycy nazywali je Obłokami Przylądka (Amerigo Vespucci).

LMC - galaktyka nieregularna – jasność widoma 0,9 mag. średnica ok. 40.000 l.św., masa max. 1,0 procent masy Drogi Mlecznej, tj. 6-10 mld mas Słońca . Szacuje się, iż zawiera kilkanaście mld gwiazd;

SMC - nieregularna galaktyka karłowata – jasność widoma 2,4 mag., średnica ok. 15.000 lat światła, masa ok. 20% masy LMC (wg szacunków zawiera kilkaset milionów gwiazd);

Delta Cephei - bardzo jasny żółty nadolbrzym w konstelacji Cefeusza, odległy od Słońca o ok. 900 lat światła, o okresie pulsacji wynoszącym 5,37 dnia, zmieniający swoją objętość oraz temperaturę w zakresie 5.500 K – 6.800 K i zmieniający ok. 2,5-krotnie siłę jasności widomej (w zakresie od 3,5 do 4,5 magnitudo). Delta Cephei jest systemem trzech gwiazd, główny składnik świeci ok. 3000 razy jaśniej niż Słońce, promień ma ok. 30-40 razy większy od Słońca, zaś masę ok. 5 razy większą);

Świeca standardowa - obiekt o znanej gwiazdowej jasności absolutnej (i odległości) służący do obliczania odległości do innych obiektów, których znanym parametrem jest tylko jasność widoma (obserwowana). W galaktyce Drogi Mlecznej oraz pobliskich galaktykach rolę świec standardowych pełnią gwiazdy rodzaju cefeida i RR Lyrae, z tym że określanie odległości za pomocą RR Lyrae jest możliwe do kilku milionów, a za pomocą cefeid nawet do ok. 50-60 milionów lat światła. Natomiast na odległościach kosmologicznych (setki milionów i miliardy lat światła) rolę świec standardowych pełnią wybuchy supernowa typu Ia, (które wszystkie mają bardzo zbliżoną jasność absolutną w maksimum), jak również rolę takich świec mogą spełniać najjaśniejsze galaktyki w grupach (gromadach) galaktyk.

cefeidy są to stare gwiazdy (wiek co najmniej 10 mld lat), które w swojej ewolucji minęły już fazę ciągu głównego (okres w którym gwiazda stabilnie spala wodór) i np. stały się czerwonymi olbrzymami. Po zejściu z ciągu głównego gwiazda zaczyna się najpierw kurczyć, wówczas rośnie jej temperatura. Ciepło przepływa (konwekcja) do zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy, gdzie znajdują się pojedynczo zjonizowane atomy helu (atom pojedynczo zjonizowany to atom z niedoborem jednego elektronu). Wzrost temperatury, a w jej konsekwencji szybkości ruchu cząstek w atmosferze gwiazdy i ich energii powoduje, że z atomów helu wybijany jest kolejny elektron i atomy helu znajdują się w stanie podwójnej jonizacji. W takim stanie atomy helu jeszcze wydajniej absorbują ciepło do chwili, gdy zewnętrzne warstwy atmosfery gwiazdy stają się nieprzepuszczalne dla dalszej konwekcji ciepła, otulając gwiazdę, niczym kokonem. Wówczas dostarczana wciąż energia cieplna zaczyna rozpychać zewnętrzną powłokę atmosfery gwiazdy. Gwiazda puchnie, gdyż rozszerza swoje rozmiary (promień) , bywa że nawet stukrotnie. Tak duży wzrost objętości gwiazdy powoduje spadek temperatury w tak zwiększonej objętości jej atmosfery, gwiazda się ochładza i staje się na powrót przezroczysta dla procesów konwekcji cieplnej. Atomy helu powracają do stanu pojedynczej jonizacji i gwiazda zaczyna się ponownie kurczyć. Cykl zaczyna się od początku. Procesy puchnięcia (rozdymania) i kurczenia gwiazdy połączone są ze zmianami jej jasności. Najbliższą cefeidą jest Gwiazda Polarna (Polaris) w konstelacji Małego Psa , biało-żółty nadolbrzym odległy ok. 330 lat świetlnych od Słońca. Obserwacje wskazują, iż pulsacje tej gwiazdy zanikają i przestanie być niebawem (jak na kosmiczne standardy) cefeidą;

RR Lyrae - gwiazda zmienna w konstelacji Lutni (Lyra), odległa od Słońca o ok. 850 lat światła, niewidoczna gołym okiem (jasność widoma waha się w granicach plus 7,06 do plus 8,12 magnitudo), o jasności absolutnej 0,34 mag., o mocy promieniowania w zakresie światła widzialnego ok. 50 razy większej od Słońca, o okresie zmienności ok. 13 godzin. Okres zmienności gwiazd typu RR Lyrae wynosi max. 1,5 dnia, a różnice jasności widomej sięgają max. ok. 1 magnitudo (mag.). Wszystkie gwiazdy typu RR Lyrae mają wartość jasności absolutnej w granicach 0,3 - 0,6 mag., podczas gdy cefeidy są znacznie jaśniejsze, a rozpiętość wartości dla ich jasności absolutnej osiąga nawet kilka magnitudo;

Wielka MgławicaM31, olbrzymia galaktyka spiralna, znajdująca się najbliżej Drogi Mlecznej samodzielna galaktyka. Do 2009 r. uchodziła za największą i najbardziej masywną galaktykę w Lokalnej Grupie Galaktyk, mającą średnicę o 50,0% większą od Drogi Mlecznej i, stosownie do tego, większą od niej masę. Ostatnio opracowane dane uzyskane w ramach misji kosmicznych obserwatoriów (Chandra i Spitzer) wskazują, iż szacowana dotychczas szybkość rotacji naszej galaktyki (Droga Mleczna) jest o 50-60% wyższa, co oznaczało by konieczność przeszacowania jej masy o taki sam wskaźnik. Tym samym Droga Mleczna miałaby rozmiary i masę porównywalne z M 31, a być może nawet większe. Wielka Mgławica widoczna jest w konstelacji Andromedy i jest najdalej położonym obiektem we Wszechświecie (dystans ok. 2,2 miliona lat światła od centrum Drogi Mlecznej) widocznym gołym okiem z Ziemi;

Mt. Palomar Observatory - położone na górze Palomar w Kalifornii, wyposażone jest w jeden
z największych na świecie teleskopów zwierciadlanych o średnicy zwierciadła 508 cm, co powodowało, że był to największy teleskop do czasu uruchomienie w latach 1992-1996 zespołu dwóch teleskopów Keck’a, zlokalizowanych powyżej 4.000 m npm. na szczycie wygasłego wulkanu na Hawajach (Mauna Kea), posiadających średnice luster po 10,0 m. Teleskop dla obserwatorium na górze Palomar ufundował A. Hale, dlatego zwany jest on teleskopem Hale’a. Obserwatorium Mt. Palomar tworzy zespół obserwacyjny wraz z obserwatorium Mt. Wilson. Utrzymanie i korzystanie z Teleskopu Hale’a należy do konsorcjum trzech placówek naukowo-badawczych. Są nimi: Kalifornijski Instytut Technologiczny (Caltech), Uniwersytet Cornell oraz Jet Propulsion Laboratory. Teleskop Hale’a ma lustro (zwierciadło) odlane z 17 ton szkła kwarcowego (wykonane w Saint Gobain we Francji), natomiast cały teleskop waży ok. 400 ton;

 

 

 

 

 



tagi: pomiary wszechświata 

stanislaw-orda
9 kwietnia 2019 23:24
17     690    5 zaloguj sie by polubić
komentarze:
syringa @stanislaw-orda
10 kwietnia 2019 08:10

Swietne!

Dziekuje

Zawsze zastanawialo mnie to jak to mozliwe, ze w przeciagu stosunkowo krotkiego czasu, w kregu kultury hellenskiej zylo i pracowalo tylu geniuszy, ktorzy dali podwaliny pod cala wspolczesna nauke. majac do dyspozycji "zadne" albo bardzo prymitywne narzedzia.

Za to umysly!!! Ho ho

zaloguj się by móc komentować

stanislaw-orda @syringa 10 kwietnia 2019 08:10
10 kwietnia 2019 08:12

a gdyby mieli do dyspozycji dzisiejsze oprzyrządowanie techniczne

zaloguj się by móc komentować

klon @stanislaw-orda 10 kwietnia 2019 08:12
18 kwietnia 2019 15:07

 

https://scontent-waw1-1.xx.fbcdn.net/v/t1.0-9/57096918_872282943115527_8866996726037217280_n.jpg?_nc_cat=1&_nc_ht=scontent-waw1-1.xx&oh=ccde1327f6f8c0113b9d0baadec65498&oe=5D335F9E

 

zaloguj się by móc komentować


stanislaw-orda @klon 18 kwietnia 2019 15:13
18 kwietnia 2019 20:41

Mnie najbardziej się podoba anegdota o tym, jak w wojsku tłumaczono żołnierzom zasadniczej służby pojęcie czasoprzestrzeni. Po porannym apelu i tzw. rozprowadzeniu poszczególnych pododdziałow do rozmaitych zajęć, podoficer jednego z plutonów kazał pobrać żołnierzom łopaty z magazynu, wyprowadził ich poza teren koszar i wydał polecenie: 
będziecie kopać  rów od bramy do wieczora. 

zaloguj się by móc komentować

smieciu @klon 18 kwietnia 2019 15:13
18 kwietnia 2019 21:03

A gdyby, a gdyby... No dobra. Gdyby Einstein żył jakieś 100 lat wcześniej to zjawisko przenoszenia fal akustycznych wytłumaczono by za pomocą dźwiękonów :) No bo skoro fale elektromagnetyczne przenoszone są przez fotony to czemu nie? No ok, byłby pewien problem z tym niebieskim i czerwonym samochodem gdyż wydawałoby się że dźwiękony, tak jak fotony startując w równych interwałach czasowych powinny zawsze w takich samych interwałach dotrzeć do odbiorcy gdyż światło zawsze, niezależnie od punktu odniesnienia napitala z tą samą prędkością. Szczęśliwie jednak właśnie Einstein wpadłby na pomysł że powietrze, ups sorki (przecież go nie ma, są dźwiękony!), no więc te dźwiękony spiknąwszy się z tym niczym czym oddychamy (ale tego nie ma) posługując się dylatacją czasu (no jakoś tam zawsze wiedzą kto jak i gdzie chce je mierzyć) przylatywałyby tak sprytnie że mimo że wydawałoby się samochodzik powinien być zawsze ten sam to za pomocą gumiastego czasu i przestrzeni, dolatywałyby czerwone lub niebieskie :P

zaloguj się by móc komentować



smieciu @stanislaw-orda
18 kwietnia 2019 22:22

Ech jeszcze przyszło mi do głowy to. Może jakiś fizyk mi to wytłumaczy :)

Mamy dwóch kolesi na jakiejś stacji kosmicznej. Jakoś żyli  w końcu się pokłócili i przerobili stację na 2 rakiety. No i bach. Polecieli w przeciwnych kierunkach. Trochę przyśpieszali ale dokładnie tak samo, potem paliwa brakło i lecieli ze stałą, tą samą prędkością po jednej lini tylko w przeciwnych kierunkach. No i gadali ze sobą. Mierzyli światło itp. Ale skoro lecieli tak samo, szybko ale jednak daleko od prędkości światła to nie wiele poza Newtonem czy Kepplerem ustalili.  A nawet Einsteinem gdyż zegary chodziły tak samo. No ale pewnego dnia (bo ciągle była noc, nic nie świeciło, to na zadupiu wrzechświata było) błysła gwiazda! No i zaraz rzucili się do mierzenia tego światła. Tak się szczęśliwie złożyło że gwiazda znajdowała się dokładnie na lini ich lotu. Okazało się że jeden się do niej zbliża, drugi oddala.

Leci sobie te światło z gwiazdy do tych rakiet i najpierw mierzy je kolo, który się zbliża do gwiazdy. No i co mu wychodzi? No że .. zegar mu chyba tyka za szybko w tej rakiecie gdyż notuje wyraźne przesunięcie widma ku fioletowi. No ale później mierzy to samo światło drugi, no nie! Jemu chodzi wolniej! Ma przesunięcie ku czerwieni. Po czym obaj wpadają w zamyślenie. Jakie zmyślne są te zegary na ich statkach! Zawsze wiedzą jak zmierzyć! Niby tykają identycznie. Ale gdy tylko obce światło wpadnie to zaraz wiedzą czy tykać wolniej albo szybciej. A nazywają to Dylatacją Czasu. No więc jeśli nie rozumiesz skąd się to bierze to właśnie stąd: Z dylatacji czasu. Każdy zegar w kosmosie ma specjalny zmysł (i wytyczne!) jeśliby ktoś chciał mierzyć Efekt Dopplera dla światła. Tak musi być bo fotonki nie uznają żadnych kompromisów! Zawsze latają tak samo. I to czas (a nawet przestrzeń!) musi się dostosować do ich kaprysów.

 

zaloguj się by móc komentować

smieciu @smieciu 18 kwietnia 2019 22:22
18 kwietnia 2019 22:30

Sorki, troszkę źle napisałem. Temu pierwszemu zegar chodzi wolniej przez co widmo mu się zagęszcza. A drugiemu szybciej. Nic to jednak nie zmienia. Zegary mierzą inaczej choć chodzą tak samo. Na tym polega teoria względności. Czyli fizyka dla masochistów.

zaloguj się by móc komentować

stanislaw-orda @stanislaw-orda
18 kwietnia 2019 22:46

Trochję zazdroszczę, że  nie masz większych problemów

zaloguj się by móc komentować

smieciu @stanislaw-orda
18 kwietnia 2019 22:59

Według mnie jest to raczej poważny problem. Albo i nie. To zależy. Jeśli uznamy że skoro fizycy są w stanie łykać kompletne bzdury a potem za pomocą nich tłumaczyć jak działa kosmos to może oznacza że tym bardziej reszta ludzi jest podatna na głupoty i właściwie co tu można zrobić? No ale może po prostu w tej działce jest jak gdzie indziej? Ludzie wierzą w PiS w judeo-chrześcijańską Notre Dame to czemu nie w Einsteina?

W zasadzie... może to dobrze większości to zupełnie nic nie obchodzi.

A jakby co to napisałem powyższe tak dla formalności. Po prostu jak zobaczyłem zdjęcie tych samochodzików to nie mogłem się powstrzymać by napisać jak głupie jest tłumaczenie efektu dopplera za pomocą teorii Einsteina. Przecież tam absurd goni absurd... Może przynajmniej jakiś czytelnik dowie się że fizyka, podobnie jak historia też została opanowana przez tych samych ludków i nie ma co nadmiernie wierzyć tym wszystkim medialnym guru i ich tłumaczeniom.

zaloguj się by móc komentować

klon @stanislaw-orda 18 kwietnia 2019 22:46
18 kwietnia 2019 23:13

OT:

Przypadły mi do gustu wspmnienia Feynmana. To, co działo się "w okolicach" fizyki, matematyki, nauki. Mocno aię uśmiałem ze sposobu organizowania tanich noclegów ......

ps. Przed 4-ma godzinami sprawdziłem osobiście III zasadę dynamiki.  To działa!

Prawa dłoń w gips . Na miesiąc :-).

zaloguj się by móc komentować

Maryla-Sztajer @klon 18 kwietnia 2019 23:13
18 kwietnia 2019 23:29

Super. 

Sprawdzałam prawo Archimedesa. Dawnej. Niestety tonę. Na mnie nie działa. .,jestem takim obszarem nieciągłosci...

:)

Dłoń się zrośnie. Mnie się palec w stopy zrósł choć niechętnie. .:((

.

 

zaloguj się by móc komentować

stanislaw-orda @smieciu 18 kwietnia 2019 22:59
19 kwietnia 2019 08:32

Poczytaj   książkę zjakiegoś poważnego autora  np. Rogera Penrose'a, zamiast coś sobie wymyslać "na kolanie".

Bo dotychczas pleciesz wciąz to samo, jak pijany u płota.

zaloguj się by móc komentować

smieciu @stanislaw-orda
19 kwietnia 2019 10:15

Po co mam to czytać skoro po jej przeczytaniu i tak nikt nie potrafi tego wyjaśnić.

Ach przepraszam. A może potrafi? Pleciesz jak pijany u płota. Najwyraźniej taki poziom panuje. Więc sobie tę książkę daruję.

zaloguj się by móc komentować

stanislaw-orda @smieciu 19 kwietnia 2019 10:15
19 kwietnia 2019 13:56

Czyli nazwisko autora (Roger Penrose) nic ci nie mówi, co przeciez zakładałem.

I  wiele innych nazwisk z fizyki i astrofizyki z niczym się tobie  nie kojarzy

Nie czytaj więc, tylko nadal  kombinuj "własnym rozumem", ale rób to na swoim blogu, bo na moim blogu nie przewiduję miejsca dla takich eventów.

zaloguj się by móc komentować

zaloguj się by móc komentować