cała lekcja do pobrania

Astronomia i kosmologia
Na nasz Wszechświat składa się wiele różnych rodzajów obiektów. Wśród nich wyróżniają się gwiazdy.
Ponieważ świecą, poświęca się im najwięcej uwagi. Prócz nich mamy też planety i trochę mniejsze planetoidy,
które krążą wokół tych gwiazd oraz wiele mniejszych ciał, które krążą wokół planet - księżyce lub jeszcze
mniejszych - meteoroidy. Raz na jakiś czas na niebie pojawia się świecący obiekt z warkoczem - kometa, która
zbudowana jest ze skalistego jądra otoczonego lodową powłoką (świecenie komety wywołuje parujący lód).
Poza tym jest mnóstwo pyłu kosmicznego, rozrzedzone gazy i cząstki elementarne. Uwzględnić należy jeszcze
różne formy gwiazd, w różnych stadiach swojego „życia” i najbardziej tajemnicze obiekty wszechświata
„czarne dziury” (i być może wiele nieodkrytych do tej pory obiektów i zjawisk im towarzyszących).
Patrząc w niebo nie możemy też przeoczyć faktu, że to wszystko porusza się z ogromnymi prędkościami,
a cały wszechświat rozszerza się, że odbywa się to na niewyobrażalnych wprost przestrzeniach i odległościach,
że te wszystkie obiekty oddziaływają na siebie grawitacyjnie (przyciągają się).
Historia poznawania kosmosu
Człowiek zawsze spoglądał w niebo i zauważał „mrugające” obiekty. „Gołym okiem” można rozróżnić
kilka tysięcy takich świecących punktów. Pobieżne obserwacje pozwalają stwierdzić, że gwiazdy wschodzą na
wschodzie i zachodzą na zachodzie. Starożytni już wiele wieków temu nauczyli się je grupować w tzw.
gwiazdozbiory przypominające postaci zwierząt i ludzi (podzielili niebo na 88 części).
Odkrycie lunety sprawiło, że dostrzeżono inne obiekty, które nie poruszały się, jak to obserwowali
starożytni ze wschodu na zachód. Co gorsze, obiekty te wykonywały „śmieszne zygzaki”. Dopiero Kopernik w
swym modelu heliocentrycznym „rzucił światło” na te błądzące obiekty. Powoli do umysłów ludzi zaczęła
docierać myśl, że Ziemia nie jest centrum wszechświata. Kopernik założył (i zaobserwował), że tym centrum
jest Słońce, a planety wraz Ziemią krążą wokół niego. Wraz z biegiem czasu, coraz doskonalsze przyrządy
optyczne pozwoliły zaobserwować większość obiektów naszego układu słonecznego.
Przetransportowanie lunety na orbitę okołoziemską otworzyło nasze oczy na ogrom kosmosu. Okazało
się, że poza naszym „centrum”, czyli układem słonecznym znajduje się niewyobrażalna ilość innych gwiazd
podobnych do naszego słońca. To najbliższe nam zgrupowanie, liczące około 300 miliardów gwiazd nazwano
„Drogą Mleczną”. Czy to już koniec kosmosu? Okazuje się, że to nie koniec? Badania i obserwacje coraz
doskonalszych przyrządów pozwalają „dostrzec” inne galaktyki (takie jak „Droga Mleczna”). Szacuje się, że
może być ich około 100 miliardów. Przy okazji stało się wtedy jasne, że już nawet nie Słońce jest centrum, że
nawet nie nasza Galaktyka - stało się jasne, że tak naprawdę nigdy nie dostrzeżemy tego centrum.
Prócz promieniowania w zakresie fal widzialnych „obserwować” można również inne zakresy fal, które
emitowane są przez obiekty kosmiczne – zajmuje się nimi radioastronomia.
Odległości w kosmosie
Bardzo interesująco przedstawia się sprawa odległości we wszechświecie. Żyjemy na małej planecie,
której promień wynosi 6000 kilometrów. Księżyc (nasz najbliższy satelita) oddalony jest od Ziemi o 384 000
kilometry. Słońce zaś, nasza najbliższa gwiazda o około 150 milionów kilometrów (150 000 000). Najbardziej
odległą planetą naszego układu jest Pluton, który znajduje się w odległości 4,5 miliarda kilometrów
(4 500 000 000) od Ziemi. A najbliższa nam po Słońcu gwiazda widoczna na niebie? - odległości są tak
ogromne, że tych zer byłoby kilkanaście.
Okazało się, że trzeba znaleźć sposób, aby rozmiary i odległości wyrażać wygodniejszymi metodami.
Można na przykład przyjąć, że odległość Ziemi od Słońca (czyli około 150 mln km) będzie taką jednostką
astronomiczną, i każdą inną odległość wyrażać z jej pomocą. Oznaczamy ją „ja” w Polsce, a na świecie „au”. I
tak odległość Ziemi do Plutona wynosić będzie w jednostkach astronomicznych równa 39,5 ua.
To też niewiele zmieniło, gdy odkryto „światy” poza naszym układem słonecznym. Światło „biegnie” ze
Słońca na Ziemię przez około 8 minut - z prędkością światła (300000 km/s). W ciągu roku promień światła
przelatuje odległość około 9,5 biliona kilometrów (9,46·1015m), co daje ponad 60 tys. jednostek
astronomicznych. Odległość 1 roku świetlnego przyjęto oznaczać za pomocą „ly”. I tak odległość Ziemi od
gwiazdy alfa Centauri, najbliższej Ziemi (po Słońcu) wynosi 4,39 ly - światło z tej gwiazdy biegnie do nas
ponad 4 lata. Czyli to co zobaczylibyśmy w danym momencie, obserwując za pomocą teleskopu, działo się 4
lata temu. Prócz wymienionych (ja, ly) używa się też czasami jednostki oznaczonej jako parsek (PC) i jest to
odległość, z której odcinek 1 au widzimy pod kątem 1 sekundy.
Jak wyobrazić sobie tak ogromne przestrzenie? Spróbujmy porównać je do znanych nam obiektów. Niech
Słońce ma wielkość czereśni (skala 1:100 000 000 000), Ziemia staje się wtedy małym ziarenkiem piasku o
średnicy 0,1 mm, a cały Układ Słoneczny będzie się ledwo mieścił na boisku piłkarskim. Najbliższa zaś nam
gwiazda alfa Centauri (Proxima Centauri) będzie w odległości 400 km od centrum.
Człowiek do tej pory zdołał przelecieć od centrum zaledwie na odległość 3 mm i daleko mu jeszcze do
prawdziwych podróży kosmicznych. Dzisiejsze rakiety na paliwo chemiczne pozwalają osiągnąć zaledwie
prędkość 2000 razy mniejszą od prędkości światła. Gdyby człowiek wybierał się kiedyś w okolice alfy Centauri
statkiem kosmicznym, który podróżuje z prędkością 0,1c (choć na razie tego nie potrafi) to i tak podróż tam i z
powrotem trwałaby 100 lat!
Jeśli zmniejszymy model jeszcze milion razy (1 000 000), to na powierzchni mapy szkolnej zmieści się
około tysiąca najbliższych nam gwiazd (to mniej więcej odległość 40 lat świetlnych). Gigantyczne zbiorowisko
gwiazd zwane Drogą mleczną ma średnicę aż 100 000 lat świetlnych i to jest nasza Galaktyka. I ile takich
galaktyk jest we wszechświecie? Tego nie wiemy, ale w obserwowanej przez nas części można oszacować że
jest ich ok. 350 miliardów (a każda zawiera 100 do 300 miliardów gwiazd).
Badanie kosmosu
Jak rozpoznać cechy otaczającego nas wszechświata, nie mając możliwości podróży poza nasz układ
słoneczny, ani nawet na najbliższą nam gwiazdę, nie mówiąc już o problemach, jakie spotykamy podczas
odrywania się od ziemi? Oczywiście obserwacja gołym okiem, za pomocą lunety (obie utrudnione
zanieczyszczeniem powietrza i atmosferą ziemską) lub obserwacja teleskopem zawieszonym na orbicie.
Ponadto możemy „obserwować” kosmos nie tylko za pomocą światła widzialnego, ale całego spektrum
promieniowania (fale radiowe, podczerwień, nadfiolet itd.).
Badanie odległości. I sposób. Gdy obserwujemy poruszające się po niebie gwiazdy możemy wyliczyć w
jakim czasie przesunie się o określony kąt (paralaksa) i na tej podstawie można wyliczyć odległość od Ziemi. II
sposób. Gwiazdy świecą, więc wysyłają promieniowanie o określonej długości. Ponieważ Ziemia się kręci,
więc obserwator na górze będzie oddalał się od gwiazdy, a obserwator na dole - przybliżał się (lub na odwrót).
Powstaje zjawisko podobne do efektu Dopplera znane z prac nad dźwiękiem i na podstawie różnicy tych
prędkości można wyliczyć odległość od gwiazdy. Tymi metodami można zmierzyć odległości do tysiąca lat
świetlnych. To niewiele, jednak możemy rozpoznać rodzaje gwiazd i zauważyć prawidłowości. Dużo więcej
informacji uzyskamy, gdy uda się zaobserwować wybuchy (tzw. supernowa) lub skupiska gwiazd lub gwiazdy
zmieniające okresowo swoje rozmiary (tzw. cefeidy).
Badanie masy Słońca. Ponieważ Ziemia krąży wokół Słońca, dlatego siła dośrodkowa jest równa sile
grawitacji i z tej zależności bardzo łatwo wyliczyć masę Słońca. Wyliczając masy obserwowanych gwiazd
można stwierdzić, że wahają się one od ok. 1/10 do 100 razy masy Słońca.
Obliczanie temperatury powierzchni Słońca. Możemy zmierzyć jasność, czyli moc promieniowania, np.
za pomocą pomiaru energii, jaka pada na powierzchnię Ziemi. I podobnie, jak to się dzieje w hutach, znana jest
zależność pomiędzy kolorem metalu, a jego temperaturą (prawo Stefana-Boltzmanna). Na tej podstawie można
stwierdzić, że na powierzchni Słońce ma temperaturę około 6000 K (kelwinów)
Temperatura wewnątrz Słońca. Potrafimy obliczyć dopiero, gdy odkryto naturę świecenia gwiazd. Chodzi
oczywiście o reakcje termojądrowe, w których wodór zamienia się w hel wydzielając przy okazji energię.
Dodatkowo we wnętrzu gwiazdy działa jeszcze ciśnienie grawitacyjne, które zgniata środek. Wyliczono, że
temperatura wynosi około 15·106K.
Badanie składu chemicznego Słońca. Ponieważ Słońce, to głównie gaz (75% H, 24%He i 1% inne
pierwiastki), więc można przeanalizować widmo i na tej podstawie określić skład chemiczny (prążki).
Określanie czasu życia Słońca. Skoro znamy reakcje, jakie zachodzą we wnętrzu Słońca, masę
pierwiastków i energię z jaką Słońce promieniuje, więc możemy wyliczyć, jak długo jeszcze te reakcje będą
zachodzić. Z danych geologicznych i na podstawie badań meteorytów wiadomo, że Słońce istnieje już od około
4,5 mld lat i mniej więcej tyle samo (w niezmienionym stanie) będzie jeszcze istniało. Potem zajdą w nim
zmiany, które sprawią, że stanie się zupełnie innym typem gwiazdy.
Ewolucja gwiazd
Ze względu na różną masę gwiazd, różne też mogą być czasy ich życia oraz sposób zmian, jakie się w
nich dokonują. Przemiany te następują bardzo wolno (miliardy lat), a o sposobie ewolucji decydują dwie siły
zachodzące we wnętrzu gwiazdy: ciśnienie gorących gazów rozpychające ją (reakcje termojądrowe) i ciśnienie
grawitacyjne ściskające materię. W obliczenia uwzględnić też należy promieniowanie (świecenie gwiazdy).
Gwiazdy lekkie (jak nasze Słońce) po wypaleniu dużej części swojego paliwa staną się tzw. „czerwonymi
olbrzymami”. Gwiazda spuchnie (ciśnienie gazów przeważy nad grawitacją), a następnie cała atmosfera
gazowa uleci w przestrzeń odsłaniając stałe jądro składające się z pierwiastków ciężkich (głównie żelazo i
nikiel) - będzie to tzw. „biały karzeł” o średnicy kilku tysięcy kilometrów - i taki będzie koniec naszego Słońca.
Gwiazdy ciężkie, w pewnym momencie zaczną się gwałtownie kurczyć (po wypaleniu się paliwa
jądrowego, siły grawitacji przeważą nad ciśnieniem gazów). Kurczące się gwałtownie jądro może nagle
wybuchnąć i rozerwać się (supernowa) lub też kurczyć się nadal zamieniając się w gwiazdę neutronową
(składającą się z samych neutronów, o średnicy kilkunastu kilometrów) lub też w tzw. „czarną dziurę”. Czarna
dziura jest o tyle ciekawym obiektem, niemożliwym do bezpośredniego zaobserwowania, gdyż ciśnienie
grawitacyjne jest w niej tak olbrzymie, że zatrzymuje w sobie wszelkie promieniowanie i nie pozwala na
świecenie. Oblicza się, że czarna dziura nie ma masy, a promień wynosi zaledwie kilka centymetrów.
Podsumowując życie gwiazdy można stwierdzić, że koniec następuje zawsze na jeden z trzech sposobów,
który zależy tylko od masy gwiazdy: biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.
Galaktyka
Zbiorowisko gwiazd, w skład którego wchodzi Słońce nazywamy Drogą Mleczną lub Galaktyką. W
dobrych warunkach widać wyraźnie na niebie mglistą wstęgę biegnącą przez całe niebo. Nasza galaktyka ma
kształt dysku i w ten sposób (jaśniejszy obszar) widać z jej wnętrza kierunek wzdłuż dysku - dużo więcej
nakładających się na siebie gwiazd. Średnica naszej galaktyki ma około 100 000 lat świetlnych, a nasze Słońce
znajduje się około 26-28 tys. lat świetlnych od jej środka. Dookoła naszej galaktyki znajduje się rozłożone
sferycznie tzw. „halo” i są to nierównomiernie rozłożone gromady gwiazd liczące kolejne setki tysięcy.
Badając skład różnych gwiazd, można stwierdzić, że gwiazdy młode (podobnie jak nasze Słońce)
zawierające mało metali grupują się w cienkiej części dysku. Centralne zgrubienie tworzą gwiazdy starsze. W
środku galaktyki znajduje się ogromny obiekt (o wadze 2,6 miliona masy Słońc), który prawdopodobnie jest
olbrzymią czarną dziurą. Jak na razie nie udało się go zaobserwować. Najstarsze gwiazdy Drogi Mlecznej
rozrzucone są w „halo”.
Dalsza analiza galaktyk, zwłaszcza ich masy, prowadzi uczonych do ciekawych wniosków. To, co
możemy zaobserwować na niebie, czyli świecące gwiazdy okazuje się być tylko fragmentem materii
kosmicznej. Ogromna jej większość (około 90%), to tzw. „ciemna materia”. Mogą w jej skład wchodzić
planety i inne nieświecące obiekty, ale jak na razie nie potrafimy dokładnie opisać czym „ciemna materia” jest.
Pomimo ogromnej ilości galaktyk i ogromnej ilości gwiazd w tych galaktykach, okazuje się, że jeżeli
przyjrzymy się temu zbiorowisku z pewnego teoretycznego oddalenia, to galaktyki można by potraktować jako
niewielkie punkty pomiędzy którymi znajdują się zupełnie puste przestrzenie. Gdyby spróbować wyobrazić
sobie wszechświat w skali miliarda lat świetlnych, to dobrym odzwierciedleniem byłaby mydlana piana. Na
powierzchni baniek grupują się galaktyki, otaczając obszary pustek.
Kosmologia
Gdzie jest brzeg wszechświata? Na pewno nie zobaczymy go nigdy, gdyż wszechświat cały czas się
rozszerza. Z różnych obliczeń wynika, że powstał około 14 miliardów lat temu w wyniku wybuchu w jednym
miejscu, więc jeśli rozszerza się (jego krańce) z prędkością światła, to obecnie przypomina ciągle rozszerzający
się balon o promieniu około 14 miliardów lat świetlnych. Naukowcy przypuszczają, że nasza galaktyka
znajduje się na brzegu tego balonu. Taka konstrukcja sprawia, że nigdy nie będziemy w stanie zaobserwować
najdalszych krańców, które oddalają się z prędkością światła. Udało się nam ludziom jednak za pomocą
różnych metod „zobaczyć około 2 miliardów lat świetlnych wokół siebie.
Dlaczego nie zobaczymy brzegów świata? Dlaczego nie będzie możliwe skontaktowanie się z „obcymi”?
Jeśli robimy zdjęcie aparatem fotograficznym, to utrwalamy na „kliszy” dokładnie moment fotografowania.
Jeśli takie samo zdjęcie skierujemy w stronę Słońca (po zastosowaniu odpowiedniego filtra), to w momencie
naciśnięcia spustu aparatu utrwalamy stan naszej gwiazdy sprzed ponad 8 minut! Jeśli skierujemy aparat na
gwiazdy, to utrwalamy fakty, które zaszły na nich wiele miliardów lat temu. Jeśli żyją tam obcy i wysłali do nas
sygnał kilka miliardów lat temu, to właśnie dzisiaj go zaobserwowaliśmy. W rzeczywistości minęło te kilka
miliardów lat i „obcych” już dawno nie ma. Jeśli my wyślemy z Ziemi sygnał, to „obcy” odbiorą go za kilka
miliardów lat - nas już dawno nie będzie.
Stała Hubble’a
Siły grawitacji (odkryte przez Newtona), które rządzą naszym wszechświatem sprawiają, że musi się on
rozszerzać lub kurczyć. Przyrównaliśmy wcześniej Wszechświat do nadmuchiwanego balonu. Można
zaznaczyć galaktyki za pomocą kropek na powierzchni. W czasie nadmuchiwania będą oddalały się od centrum
(wybuchu), ale jednocześnie będziemy mogli zaobserwować oddalanie się poszczególnych kropek od siebie
(powierzchnia balonu się rozszerza. Szybkość oddalania się galaktyk od siebie można wyrazić wzorem
v=H·r (H - stała Hubble’a, r - odległość galaktyki od Drogi Mlecznej, v - prędkość ucieczki)
Na początku XX wieku sformułował to prawo Edwin Hubble. Liczba H informująca o tempie ekspansji
nazywa się stałą Hubble’a. Obecnie przyjmuje się (po wielu dyskusjach wśród naukowców), że stała Hubblea’
wynosi około 70 km/(s·M pc), to znaczy, że dwie galaktyki, oddalone od siebie o np. 3·106 lat świetlnych,
oddalają się od siebie z prędkością 70 kilometrów na sekundę(M pc – megaparsek, 106 pc). Wyrażając stałą w
innych jednostkach będzie równa 22 km/(s·M ly)
(M ly - miliony lat świetlnych).
Jeśli założyć, że galaktyki oddalały się zawsze od siebie z tą samą prędkością, można obliczyć czas, kiedy
były tuż obok siebie, czyli czas początku istnienia naszego wszechświata.
t = r/v ->
t = r/(r·H)
->
t = 1/H
->
t = 13,6 mld lat
Drugim parametrem modelu jest tzw. spowolnienie. Nazwa tego parametru wiąże się z faktem, że w
momencie jego opisywania uczeni byli przekonani, że prędkość rozszerzania się „balonu” maleje. Obecnie
jednak panuje przekonanie, że rozszerza się coraz szybciej, choć nie brakuje głosów, że znajdujemy się w fazie,
która jest to stanem przejściowym pomiędzy ekspansją, a kurczeniem się. Nie wiemy tylko w którą stronę
dalszy proces będzie zachodził. Jedna z teorii przewiduje, że to rozszerzanie będzie przebiegać nadal i po
jakichś 10100 lat znikną wszystkie ciała kosmiczne i pozostaną tylko rozproszone cząstki elementarne.
Dzięki teorii cząstek elementarnych możemy się cofnąć, do początków istnienia Wszechświata. Jedna z
teorii naukowych mówi o tzw. Wielkim Wybuchu. Teoria ta pozwala dokładnie wyliczyć, jakie cząstki i
pierwiastki powstawały kolejno od samego początku. Wzajemne stosunki ilościowe izotopów obserwowanych
pierwiastków we wszechświecie zgadzają się z obliczeniami.
Einstein - Ogólna Teoria Względności
Pomierzyliśmy pewnie wielkości obserwując kosmos za pomocą teleskopów i mniej więcej wiemy
(wyobrażamy sobie), jak ten nasz świat wygląda. Ale naukowiec musi jeszcze opisać go w sposób
matematyczny, aby całość obrazu została dopełniona. Matematyka, którą stosowaliśmy do tej pory pozwalała
opisać jedynie fragment rzeczywistości - „tu i teraz”. Jeśli spotykamy się z dużymi prędkościami,
odległościami, przyspieszeniami i masami, dotychczasowe wzory rozmijają się z pomiarami. Pewną próbą
przełamania tego rozdźwięku była Szczególna Teoria Względności Einsteina (STW). Nauczyliśmy się z jej
pomocą wyliczać wielkości fizyczne w układach poruszających się.
Obserwacje kosmosu jeszcze bardzie skomplikowały sytuację. Po raz kolejny okazało się, że wyliczenia
rozmijają się z wzorami. Od wielu lat była znana Ogólna Teoria Względności Einsteina (OTW), jednak ze
względu na złożony aparat matematyczny była przez wielu naukowców podważana i została na wiele lat
zapomniana. Zdobycze ostatnich lat pozwoliły na pomiary i okazuje się, że Einstein miał jednak rację.
Opisując świat widziany przez pryzmat OTW rozpocząć by należało od stwierdzenia, że do tej pory
opisywaliśmy świat z punktu widzenia geometrii Euklidesowej, z której wynika między innymi, że suma kątów
trójkącie jest równa 180°, że dwie proste równoległe nigdy się nie przecinają, itd. Matematycy jednak
zauważyli, że nie zawsze tak jest! Na przykład skoro Ziemia jest sferą i posiada pewną krzywiznę, to kreśląc na
niej trójkąt składający się prostych, suma jego boków będzie większa niż 180°. Matematycy już dość dawno
(Gauss) zauważyli te inne możliwości i opisali świat w zupełnie inny sposób - tzw. geometrie nieeuklidesowe.
Tyle matematyka, a przechodząc do fizyki stwierdzić należy, że nie można wyliczyć prędkości i
przyspieszenia nie mając określonego wcześniej układu odniesienia. Podobnie jak z globusem: nie można
wykreślić całej mapy na płaszczyźnie bez deformacji, a jedynie jej fragment. Podobnie jest w fizyce - można
wyliczyć pewne wielkości, ale tylko w wybranym układzie odniesienia. Wielkości te w innym układzie
(poruszającym się względem obserwatora) będą zupełnie inne.
OTW próbuje za pomocą „jednego wzoru” opisać zjawiska w dowolnych układach odniesienia - dlatego
jest to dość skomplikowane matematycznie. Einstein opisuje świat za pomocą czterowymiarowej
czasoprzestrzeni: trzy wymiary odległości w przestrzeni (jak do tej pory) i czwarty wymiar - czas. Taki sposób
pojmowania powoduje, że odległości obserwowane przez każdego obserwatora są identyczne w każdym
miejscu i czasie. Teoria też w piękny sposób wiąże masę z grawitacją, stwierdzając, że masy zakrzywiają
czasoprzestrzeń.
Teoretyczne rozważania (Einstein) i pomiary (Hubble) potwierdzające OTW, pozwalają wysnuć wnioski,
co do naszego miejsca we Wszechświecie. Należałoby stwierdzić, że nasz świat powstał około 14 miliardów lat
temu, kiedy to cała materia skupiona była w jednym miejscu i wskutek „wybuchu” zaczęła się rozprzestrzeniać.
Wtedy też „narodziła się” przestrzeń i czas. Wygląda na to, że żyjemy na powierzchni takiego ciągle
rozszerzającego się balonika (na fragmencie ogromnej sfery).