Ziemia w Kosmosie

Postrzeganie przestrzeni kosmicznej przez człowieka jest ze zrozumiałych względów geocentryczne. Ziemia jest bowiem naszym domem, póki co, jedynym. Należy jednak pamiętać, że Ziemia jest tylko jedną z planet Układu Słonecznego. Ten zaś znajduje się wewnątrz Ramienia Oriona spiralnej galaktyki Droga Mleczna. W galaktyce tej poza Słońcem jest się według współczesnych szacunków do 400 mld gwiazd. Wokół wielu z nich na pewno krążą planety, chociaż na razie znamy ich niewiele. Do stycznia 2013 roku potwierdzono odkrycie ponad 850 planet pozasłonecznych. Droga Mleczna też nie jest jedyną galaktyką we Wszechświecie. Ich liczba w widzialnym Wszechświecie jest rzędu 150 mld. Co więcej, niektóre teorie kosmologiczne zakładają możliwość istnienia innych Wszechświatów tworzących Wieloświat.

Według obecnie przyjmowanej teorii Wszechświat powstał ze skupionej w jednym punkcie całej materii i energii (tzw. osobliwości) w Wielkim Wybuchu. Dowodami skłaniającymi do przyjęcia tej teorii są: stwierdzone przez Edwina Powella Hubble’a zjawisko oddalania się galaktyk (rozszerzanie się przestrzeni) oraz odkryte w 1964 roku przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona promieniowanie szczątkowe, uważane za pozostałość Wielkiego Wybuchu.  Biorąc pod uwagę rozmiary Wszechświata i tempo jego powiększania się można jego wiek oszacować na ponad 18,8 mld lat. Wśród hipotez kosmologicznych dotyczących końca Wszechświata największe uznanie zyskała ostatnio teoria Wielkiego Chłodu. Zakłada ona, że Wszechświat będzie się rozszerzać wiecznie, a jego temperatura spadać; równocześnie wypaleniu ulegną wszystkie gwiazdy.

Mgławica Kraba
Mgławica Kraba


Galaktyki stanowią duże, powiązane siłą grawitacji układy gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz ciemnej materii. Typowo zawierają od dziesiątek milionów (107) do bilionów (1012) gwiazd. Ich rozmiary (średnica) wynoszą od kilku tysięcy do kilkuset tysięcy lat świetlnych. Rok świetlny to droga pokonywana przez światło w ciągu 1 roku Biorąc pod uwagę prędkość światła – 300 tys. km/s oraz ponad 1,3 mln sekund w roku, daje nam to trudną do wyobrażenia wielkość rzędu wielu dziesiątek trylionów km. Odległości między galaktykami są jednak jeszcze większe, sięgając milionów lat świetlnych. Gwiazdy wchodzące w skład galaktyki obiegają jej środek masy. Rozróżniamy 4 podstawowe typy galaktyk: spiralne, soczewkowate, eliptyczne i nieregularne Droga Mleczna jest galaktyką spiralną. Słońce razem z układem związanych z nim ciał obiega centrum galaktyki w czasie ok. 225-250 mln lat. Galaktyką najbliższą Drodze Mlecznej jest Wielka Mgławica Andromedy.

Gwiazdy to kuliste ciała niebieskie zbudowane przeważnie z plazmy, czyli podobnej do gazu formy materii składającej się z jąder atomowych i cząstek elementarnych. Powstają one na skutek kolapsu (grawitacyjnego zapadania się) chmur materii złożonej z atomów wodoru, helu i śladowej ilości cięższych pierwiastków. Gdy jądro gwiazdy osiąga dostateczną gęstość i temperaturę, rozpoczyna się synteza jądrowa wodoru w hel. Powstała energia jest emitowana w przestrzeń kosmiczną w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a zwłaszcza światła widzialnego. To pozwala ludziom na obserwację gwiazd, nawet gołym okiem. Obserwacje te prowadzone od czasów prehistorycznych spowodowały, że wydzielono na sferze niebieskiej charakterystyczne zbiory gwiazd, czyli gwiazdozbiory lub konstelacje, np. Wielką Niedźwiedzicę, Oriona, czy Krzyż Południa. W rzeczywistości gwiazdy te nie są ze sobą powiązane i znajdują się w różnych odległościach od siebie i od Ziemi. Współcześnie wykorzystuje się konstelacje dla ułatwienia obserwacji nieba, informując że dane zjawisko astronomiczne miało miejsce w określonym gwiazdozbiorze.

W obserwacji gwiazd  astronomowie wykorzystują obecnie wiele przyrządów:
- teleskopy (jeden z pierwszych teleskopów skonstruował Galileusz w roku 1609), umieszczone zarówno na powierzchni Ziemi, jak i w kosmosie (np. Kosmiczny Teleskop Hubble’a), dawniej były to tylko teleskopy optyczne, obecnie również radioteleskopy,
- spektroskopy, rejestrujące widmo (zakres) promieniowania elektromagnetycznego gwiazd,
fotometry,
- polarymetry, określające stopień polaryzacji promieniowania elektromagnetycznego.
Narzędzia te pozwoliły określić główne cechy gwiazd, w tym ich rozmiary, masę i jasność związaną z temperaturą. Zazwyczaj analizując te wartości, porównujemy je z odpowiednimi wartościami określonymi dla Słońca.

Większość gwiazd to tzw. gwiazdy ciągu głównego, tradycyjnie, chociaż nieco myląco nazywane karłami. Pojęcie ciągu głównego nawiązuje do diagramu Hertzsprunga-Russella, pokazującego zależność między jasnością gwiazdy a jej temperaturą. Najjaśniejsze gwiazdy  ciągu głównego (błękitne karły) mają najwyższą temperaturę, najciemniejsze zaś (czerwone karły) są najchłodniejsze. W okresie przebywania gwiazdy w ciągu głównym (70-90% czasu jej życia) proces syntezy wodoru w jądra helu przebiega stabilnie, najintensywniej w gwiazdach najjaśniejszych. Czerwone karły zużywają paliwo jądrowe wolniej, a czas ich życia może wynosić nawet setki miliardów lat. Ewolucja gwiazd po wyczerpaniu się wodoru w jądrze, a więc po opuszczeniu ciągu głównego zależy od masy gwiazdy. Początkowo zachodzi w nich synteza pierwiastków cięższych niż hel. Później gwiazdy o masie mniejszej, podobnej i do kilku razy większej niż masa Słońca przekształcają się w białe karły o rozmiarach zbliżonych do Ziemi, tracąc swoje zewnętrzne powłoki, które tworzą mgławice planetarne. Gwiazdy o masie ponad 8 razy większej od masy Słońca kończą swój żywot w potężnej eksplozji supernowej. Jądra mniejszych spośród tych obiektów przekształcają się w gwiazdy neutronowe (np. pulsary emitujące fale radiowe), najbardziej zaś masywne zapadają się bez końca tworząc czarną dziurę. W obszarach tych zakrzywienie grawitacyjne przestrzeni jest tak silne, że promieniowanie (np. światło widzialne) nie może z nich uciec. Najbliżej Słońca – w odległości około 4,4 lat świetlnych –  leży podwójny układ gwiazd alfa Centauri.

Procesy termojądrowe zachodzące w gwiazdach po wyczerpaniu się zapasu wodoru w jądrze, jak równiez eksplozje supernowych są źródłem wszystkich pierwiastków cięższych niż wodór i hel.

W Starożytności i w Średniowieczu, kiedy w obserwacji nocnego nieba wykorzystywano tylko ludzki wzrok, obraz Wszechświata – Kosmosu był oczywiście inny. Dominowała wówczas geocentryczna teoria budowy Wszechświata doprecyzowana przez aleksandryjskiego astronoma z II wieku p.n.e – Ptolemeusza. W teorii tej Słońce, Księżyc oraz 5 znanych wtedy planet (Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn) obiegały Ziemię po orbitach kołowych. Biorąc pod uwagę obserwowany pozorny ruch tych ciał niebieskich na sferze niebieskiej (niebie) łatwo zrozumieć popularność tej teorii. Nie do końca tłumaczyła ona jednak ruch planet i dlatego obiegając ziemię miały one wykonywać dodatkowe ruchy koliste (epicykle). Poza Saturnem znajdować miała się sfera gwiazd stałych, obracająca się wokół Ziemi ze Wschodu na Zachód.

W XVI i XVII wieku teoria geocentryczna została zastąpiona przez teorię heliocentryczną, w myśl której centrum układu ciał niebieskich było Słońce, a Ziemia i pozostałe planety obiegają go. Teorię tę przedstawił w swoim dziele „De revolutionibus Orbium Coelestium"  Mikołaj Kopernik (1473-1543), nawiązując do odrzuconej w Starożytności teorii Arystarcha z Samos. Widomy ruch Słońca i planet po nieboskłonie miał być efektem ruchu obrotowego Ziemi. Przyjęcie kolistych orbit planet w dalszym ciągu nie w pełni tłumaczyło ich ruch, stąd Kopernik pozostawił w swojej teorii epicykle.

Mikołaj Kopernik 
Mikołaj Kopernik (1580 r.)

Pełny triumf teorii heliocentrycznej nastąpił po jej uściśleniu przez Johannesa Keplera (1571-1630), który sformułował 3 prawa ruchu planet:
1. Planety poruszają się po orbitach eliptycznych, a Słońce znajduje się w jednym z ognisk elipsy.
2. Prędkość planet w ruchu po orbicie wokółsłonecznej zmienia się – największa jest, gdy planeta jest najbliżej Słońca; jednakże pola zakreślane przez promienie wodzące planet w równych odstępach czasu są takie same.
3. Kwadraty (druga potęga) okresów obiegu planet wokół Słońca są proporcjonalne do sześcianów (trzeciej potęgi) ich średniej odległości od Słońca.

Dowodów na poparcie teorii Kopernika dostarczyły też obserwacje Galileusza, w tym zwłaszcza obserwacje faz Wenus oraz księżyców Jowisza, zaprzeczające teorii Ptolemeusza. Inny filozof przyrody tych czasów – Giordano Bruno sformułował myśl, według której Słońce jest tylko jedną z gwiazd. Wokół innych gwiazd również jego zdaniem mogą krążyć planety. Natomiast występowanie pozornego ruchu gwiazd na sferze niebieskiej w cyklu rocznym (paralaksę gwiazd) udało się z racji dużej odległości gwiazd potwierdzić dopiero w XIX w.