Początek tytułowych pomiarów sięga połowy III wieku przed narodzeniem Chrystusa, czyli nieomal czasów 126 olimpiady  (lata 276-273 przed narodzeniem Chrystusa - ante Christum natum).
W miejscowości Cyrene która wówczas była jedną z greckich kolonii na afrykańskim wybrzeżu Morza Sródziemnego ; urodził się Eratostenes który jest zaliczany do grona najwybitniejszych myślicieli czasów starożytnych (obok Archimedesa, Euklidesa, Pitagorasa i Ptolemeusza).
(Cyrene; współcześnie libijskie Shahhat, położone, mniej więcej, w połowie drogi pomiędzy miastami Banghazi (Bengazi) a Tubruq (Tobrukiem);
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 (lata 246-197 a.Ch.n.).

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. bezpośrednie relacje napisane przez podróżników, kupców, żeglarzy, a również zapiski 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 zastosowanej lokalnie triangulacji na rozmiar całej Ziemi. A oto jakiego rodzaju "technikalia" Eratostenes miał do swojej dyspozycji: długość cienia rzucanego przez pręt w Aleksandrii, oraz takiego cienia rzucanego 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 poprawne założenie, że gdyby Ziemia była płaska, wówczas długość cienia rzucanego przez pręty o tej samej porze dnia, zarówno w Aleksandrii jak i w Asuanie, byłaby jednakowa. 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 promień planetarny. Przypadek Eratostenesa wskazuje, że najważniejszy jest pomysł, czyli znalezienie właściwej metody pozwalającej wykorzystać dane, które są dostępne.

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

Prawie wszyscy wiedzą, iż koncepcję heliocentryczną wprowadził do obrazu świata Mikołaj Kopernik, ale daleko już nie wszyscy, że 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 doń odległość. Uwzględniając zaawansowanie oprzyrządowania technicznego, którym wówczas dysponował dla określenia rozmiarów kątowych Księżyca i Ziemi oraz możliwej do uzyskania dokładności w obliczeniach wysokości kątowej „środka” Księżyca nad horyzontem, osiągnął więcej niż poprawny wynik, bliski współczesnym danym, uzyskiwanym przy wykorzystaniu teleskopów, satelitów czy zaawansowanej techniki laserowej. Ale w tamtej epoce nikt nie zdołałby wykonać bardziej dokładnych obliczeń. Niestety, publikacje Arystarcha prawie w całości spłonęły wraz ze zbiorami Biblioteki Aleksandryjskiej, czyli 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 zastosowania 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 zastosowanie praktyczne, i to bez względu na to, czy poprawnie odwzorowywał on rzeczywistość. Ale tak zasadnicza zmiana w postrzeganiu usytuowania Ziemi i miejsca człowieka we wszechświecie nie mogła odbyć się szybko i bez problemów. I chociaż model Kopernika był już znany i stosowany w praktyce, 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 z 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 musiałaby 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 wokółsłoneczny pasaż, powinni byli 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 zaawansowanymi instrumentami do zaobserwowania i zmierzenia takiego efektu ze względu na faktyczny dystans do gwiazd, a co zatem idzie nieznaczną wielkośc paralaksy. Z tego właśnie powodu odrzucali 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 ok. 80 milionów km, gdy w rzeczywistości odległość do najbliższej gwiazdy (widocznej gołym okiem) wynosi ok. 42 bilionów km. Czyli niedoszacowanie wynosiło ponad pół miliona razy. Z kolei w modelu kopernikańskim, aby zachować założenie 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 oszacowań dla takich odlegości. Ja podaję wersję autorstwa Giovanni Battisty Ricciolli’ego, XVII-to wiecznego 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, żyło w Europie zaledwie 10 uczonych, którzy przyjmowali jego model jako bardziej poprawny od dotychczasowego, geocentrycznego. I chociaż 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 (stopa - 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 wokółsłonecznego ruchu planet Układu Słonecznego, ale można było z nich wyprowadzić tylko względne odległości dla poszczególnych planet, a ich wszystkich od Słońca. Czyli, korzystając z proporcji keplerowskich można było ustalić, iż planeta X jest najbliżej Słońca, a planeta Y jest trzy razy od niego 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 rozmiary i odległość do Słońca, ale nie było sposobu na  potwierdzenie ich poprawności. W jeszcze większym stopniu niepewność taka odnosiła się do rozmiarów i odległości poszczególnych planet. Dopiero wykorzystanie do obserwacji teleskopów, najpierw soczewkowych (refrakcyjnych), a później także zwierciadłowych, spowodowało iż wszystkie problemy, dotychczas nierozwiązywalne, zostały rozstrzygnięte w dosyć szybkim tempie, czyli można było obliczyć 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. W nowo wybudowanym obserwatorium paryskim król zatrudnił od 1671 r. 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 gdańskiego 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 ze stosowanych w triangulacji prostych reguł trygonometrii. 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 paryskie obserwatorium, drugim zaś faktorie handlowe w Cayenne (obecnie Gujana Francuska), dokąd udał się drogą morską współpracownik Cassiniego  (Jean Richer).
Odległość pomiędzy Paryżem a Cayenne była podstawą trójkąta, którego wierzchołek stanowiła planeta Mars. Po wielu perypetiach, związanych z interpretacją danych, Cassini w 1673 roku ogłosił, iż odległość do Słońca wynosi 140 milionów km (wg współczesnych pomiarów wynosi ona 149,5 mln km). Czyli była to odległość 43 razy większa, niż zakładał 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), 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 większe jest to opóźnienie. 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. Tak więc na początku XVIII wieku astronomowie znali odległość tylko do jednej gwiazdy, tj. do Słońca.

Próby obliczenia paralaksy dla innych gwiazd, podejmowane 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 ich ruchu własnego. Wielkość odchylenia nie mogła być wyjaśniona brakiem precyzji zapisów dokonanych w starożytności, gdyż w pozostałych przypadkach 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 w warsztacie astronomów stanowiły niezbędne oprzyrządowanie, 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, że 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 byłoby ją zastosować 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, optyk i konstruktor 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 emitowałby sam, 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 widma pozwoli na rozróżnienie w nim takich linii.

Można przyjąć, iż astronomia obserwacyjna przekształciła się wraz z wykorzystaniem, poza matematyką, także fizyki i chemii, w zaawansowaną naukę od momentu wyjaśnienia w pierwszej połowie XIX wieku przez austriackiego fizyka Christiana Dopplera przesunięć linii absorpcyjnych w widmach gwiazd. 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 w XIX wieku do badań kosmosu dołączyło się jeszcze wykorzystanie kolejnego 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 miejsca 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 rozmiar średnicy wokółsłonecznej 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, którą nazywamy paralaksą. Gdy znamy podstawę trójkąta, czyli średnicę orbity Ziemi oraz znamy kąt pod jakim nachylone są dwa boki tego trójkąta, to korzystając z reguł trygonometrii łatwo wyliczymy odległość do gwiazdy. Jest sprawą oczywistą, 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 pomiaru paralaksy bardziej odległych gwiazd nawet rozmiar średnicy ziemskiej orbity wokółsłonecznej nie był wystarczający.

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 dla ziemskich obserwatorów to Słońce 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 dałoby się  określić szybkość tego ruchu np. w kilometrach na sekundę.

Ale w praktyce nie występuje ruch gwiazd po obserwacyjnej linii prostej, gdyż wszystkie poruszają się względem Słońca pod najróżniejszymi kątami. Dlatego też należało znaleźć jakiś sposób pozwalający na obliczenie, ile z tego ruchu przypada na właściwy kierunek. Pomiar możliwy do przeprowadzenia mógł dotyczyć wyłącznie dwóch parametrów, tj. przesunięcia widma oraz zmiany położenia gwiazdy na niebie, 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 przywieziono z tego peruwiańskiego obserwatorium 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 opublikowała w 1909 r. 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 dane dla kolejnych 25 gwiazd z Małego Obłoku z ustaloną zależnością 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, jaką miałaby jasność, 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 "siedmiomilowego", jeśli chodzi o dotychczasowe możliwości metod pomiaru odległości międzygwiezdnych. W wyniku odkrycia dokonanego przez H. Leavitt, cefeidy zaczęły  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 inni doszli dalej. 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 pełniły rolę świec standardowych, możliwe stanie się wyliczenie 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 1918 r. 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, wówczas obserwowane widmo musiałoby należeć do obiektu o jasności ok. miliarda Słońc, czyli świecącego tak mocno, jak cała galaktyka. To „nie mieściło się” wówczas nikomu w głowie. Nie znano jeszcze wówczas natury wybuchów kończących życie masywnych gwiazd, później nazwanych terminem supernowa.
H. Shapley zdawał sobie sprawę z tego, że pomiary na granicy rozdzielczości oraz przyjęte założenia do szacowania odległości, mogą, a nawet muszą, być obarczone błędem. Nieznana była tylko natura oraz skala błędu. Należy usprawiedliwić Shapley’a, gdyż ówczesna jakość aparatury fotograficznej oraz używanych klisz fotograficznych, na których można było uzyskać ekspozycje widm drogą naświetlania, nie może być porównywana z późniejszymi, a zwłaszcza współczesnymi, ich parametrami. Niemniej H. Shapley był pierwszym badaczem, który za pomocą poprawnej metody oszacował rozmiar Drogi Mlecznej. Gdyby znany był mu wówczas cykl ewolucyjny poszczególnych typów gwiazd, wówczas zaobserwowanie wybuchu supernowa pozwoliło by mu na przedstawienie bardziej poprawnego modelu kosmosu.

Upłynęło zaledwie kilka lat, gdy zweryfikowane zostały założenia przyjęte przez Shapley’a. Wykazano, iż jedne z nich były zbyt uproszczone a inne całkiem błędne (zwłaszcza założenie, iż mgławice kuliste mają takie same rozmiary absolutne). Uproszczenia kumulowały się poprzez przenoszenie błędu systematycznego i powodowały, że błąd ten powiększał swoje rozmiary w kolejnych oszacowaniach. W konsekwencji tego zbudowany przez Shapley’a obraz wszechświata został odrzucony. Dokonało się to w dniu 1 stycznia 1925 r. podczas corocznego, noworocznego spotkania w Waszyngtonie członków Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego, na którym 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) i 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 poprawność dokonywanych wyliczeń na większej liczbie przypadków. Pod koniec 1924 roku był zapewne jedynym człowiekiem na Ziemi, który wiedział z całą pewnością, że istnieją, poza Drogą Mleczną, inne światy oraz że mgławice spiralne to podobne do Drogi Mlecznej bardzo odległe galaktyki. I że tych galaktyk jest bardzo wiele. Właśnie te wyniki badań E. Hubble’a odczytane zostały 1 stycznia 1925 r. 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 najbliższych kilku galaktyk, ale 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 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 jej ramach jak również opisanych przez Wilhelma de Sittera efektów z nią związanych. 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 takiego 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 w połowie XX wieku uzyskane przez amerykańskich radioastronomów A. Penziasa i R. Wilsona, wyselekcjonowanie z ogromu 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 na niebie niewidoczną dotychczas gwiazdę, gdyż jasność jej może wówczas wzrosnąć od 100 do 1000 razy. Mechanizm ten powtarza się albo do momentu rozerwania białego karła (supernowa), albo do ustania mechanizmu akrecji powierzchniowych warstw atmosfery z normalnej gwiazdy (warstwy głębiej położone są mocniej grawitacyjnie związane z gwiazdą i punktowe oddziaływanie grawitacyjne białego karła może nie być wówczas wystarczające dla kontynuowania mechanizmu akrecji);

W pierwszej połowie XIX w. mierzono paralaksy do bliskich  Słońcu gwiazd  ciągu głównego:

Friedrich Wilhelm Bessel w 1838 r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy 61 Cygni (czerwony karzeł odległy o11,4 lat swietlnych od Słońca i o jasnosci siedmiokrotnie niższej od słonecznej);
Thomas Henderson w 1839 r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy alfa Centauri  (żółty karzeł takiego samego typu widmowego i podobnych parametrach fizycznych jak Słońce, odległy o 4,4 lata  świetlne);
Friedrich von Struve w 1840 r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy alfa Lyrae (Wega);  karzeł
o białym widmie , o jasności 40 -krotnie większej niż Słońce, odległy o 25 lat świetlnych (nie mylić
z "białym karłem" - dogasającym jądrem umarłej gwiazdy).

przesunięcie kątowe; aby je zarejestrować potrzebne są zazwyczaj 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 ww. dokładna (średnia) odległość do Hiad (plus minus 1 rok światła) została zmierzona dopiero w końcu XX wieku w rezultacie danych fotometrycznych zebranych przez satelitę HIPPARCOS. Według opisanej metody na początku XX wieku oszacowano ten dystans 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  (The Large Magellanic Cloud) - 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 ok. 30 mld gwiazd;

SMC (The Small Magellanic Cloud) - nieregularna galaktyka karłowata – jasność widoma 2,4 mag.; średnica ok. 15.000 lat światła;  masa ok. 20% masy LMC (wg szacunków zawiera ok. 3 mld 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. 440 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 Mgławica – M31, 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 George Ellery 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;

******

Wykaz moich notek na portalu "Szkoła Nawigatorów" pod linkiem:

http://stanislaw-orda.szkolanawigatorow.pl/troche-prywaty      

 

 

 

 

 

---

tagi: pomiary wszechświata 

	stanislaw-orda
	9 kwietnia 2019 23:24

23     1872    5 zaloguj sie by polubić