Wielki Atlas Kosmos 83-60158-13-4 [PDF]

Zitiervorschau

t t t t ilustrowany

W ielki atlas KOSMOSU M

ark

A. G

a r l ic k

M a p y n ie b a

W

il

T

ir io n

* ■

♦■ •

ilustrowany

BUCHMANN

•

4

-

Pomysłodawca i producent Weldon Owen Pty Ltd 59 Victoria Street, McMahons Point Sydney, NSW 2060, Australia Copyright © 2006 Weldon Owen Inc Prezes John Owen Dyrektor Terry Newell Wydawca Sheena Coupe Dyrektor kreatywny Sue Burk Wicedyrektor ds Sprzedaży Międzynarodowe) Stuart Laurence Administrator ds Sprzedaży Międzynarodowej Kristine Ravn Redaktor projektu Lachlan McLaine Dyrektor artystyczny Suzanne Keating Redaktor Karen Penzes Projektant prowadzący Jayne Wilson Projektant Kathryn Morgan Koordynator redakcyjny Helen Flint Mapy nieba Wil Tirion Mapy planet Don Davis Główny Ilustrator Dr Mark A. Garlick Konsultacja astronomiczna Dr John 0'B yrne Grafiki Informacyjne Suzanne Keating Projekt okładki John Buli Indeks Puddingburn Publishing Services Kierownik produkcji Louise Mitchell Koordynator produkcji Monigue Layt

Wszystkie prawa zastrzeżone. Reprodukowanie, odtwarzanie lub kopiowanie w jakiejkolwiek form ie - elektronicznej, mechanicznej, fotokopii, nagrań całości lub części publikacji - bez zgody właściciela praw autorskich lub wydawcy jest zabronione.

Pierwszy druk 2006

Kolorowe reprodukcje Colourscan Overseas Co Pte Ltd W ydrukowano w Singapurze przez Tien Wah Press (Pte) Limited PRODUKCJA WYDAWNICTWA WELDON OWEN

Wersja polska T tu m a c z e n ie : K a ro lin a W o jtk o w s k a K o re k ta : A n n a J e n d rz e je k S k ła d i ła m a n ie : K O N T R A P U N K T K o n s u lta c ja a s tro n o m ic z n a : d r K rz y s z to f R o c h o w ic z IS B N 8 3 -6 0 1 5 8 -1 3 -4 C o p y rig h t © fo r th e P o lis h e d itio n b y B U C H M A N N 2 0 0 6 www.buchm ann.pl www.ebuch.pl

D ziecko olbrzym a (po praw ej) to czw arty p o d w zg lę d e m w ie lko ści księ życ w U kła dzie S łonecznym , niew iele w ię k szy o d sa te lity Ziem i. M im o s w e g o ro zm iaru , na tle m acie rzyste j p la n e ty w yg lą d a zu p e łn ie n ie p o zo rn ie . F otografię w yk o n a ła s o n d a C a ssin i w czasie p rze lo tu n a S a tu rn a w styczniu 2001 roku.

Przedm ow a Skala W s z e c h ś w ia t a

10

ZI E M IA I K S IĘ Ż Y C

14

NAJBŁIZSZE GWIAZDY

112

Z ie m ia i K s i ę ż y c w zarysie

16

N a jb l i ż s z e gw iazd y w zarysie

114

Z ie m ia

18

Słońce

116

K s ię ż y c

24

T a r c z a S ło ń c a

118

A tm o sfe ra Słońca

120

O d k r y w a n i e S ło ń c a

122

P o m i a r y o d le g ło ś c i d o gwiazd

124

W EW NĘTRZNY UKŁAD SŁO N ECZN Y

6

8

34

W e w n ę t r z n y U k ł a d S ł o n e c z n y w zarysie

36

K la s y fik a c ja g w iazd ow a

126

M erkury

38

G w ie z d n e u kład y p o d w ó jn e i w i e lo k r o t n e

128

W enus

46

N o w e u kład y p lanetarne

130

M ars

56

O d k r y w a n i e gwiazd

132

P la n e to id y

66

O b s e r w a c j e nieba

134

ZEW NĘTRZNY UKŁAD SŁON ECZN Y

70

NAJBLIŻSZE O T O C Z E N IE UKŁADU SŁONECZNEGO

136

Z e w n ę t r z n y U k ł a d S ł o n e c z n y w zarysie

72

Jo w isz

74

N a jb l i ż s z e o t o c z e n i e U k ła d u S ł o n e c z n e g o w zarysie

138

S atu rn

84

O ś r o d e k m ię d z y g w ia z d o w y

140

Uran

92

O b ł o k i m o le k u la rn e

142

N ep tun

98

P o w s ta w a n ie gwiazd

144

P lu to n i C h a r o n

104

F a b r y k a gwiazd w O r i o n i e

146

Pas K u ip e ra

106

G r o m a d y o t w a r te

148

P o z a P a se m K u ip e ra

108

G w ia z d y z m i e n n e

150

Ż y c ie U k ła d u S ł o n e c z n e g o

110

E w o lu c ja gwiazd

152

Ś m ie r ć gwiazd

154

G w ie z d n e p o z o s t a ło ś c i

158

D ROG A MLECZNA

160

MAPY N I E B A

204

D r o g a M l e c z n a w zarysie

162

Z r o z u m i e ć n o c n e n ie b o

206

D ysk

164

W i o s n a na p ó łk u li p ó ł n o c n e j

208

C e n t r u m G a l a k ty k i

166

L a to na p ó łk u li p ó ł n o c n e j

212

G r o m a d y k uliste

168

J e s i e ń na p ó łk u li p ó ł n o c n e j

216

H a l o i c ie m n a m ateria

170

Z im a na p ó łku li p ó ł n o c n e j

220

W i o s n a na p ó łk u li p o łu d n io w e j

224

L a to na p ó łku li p o łu d n io w e j

228

J e s i e ń na p ó łk u li p o łu d n io w e j

232

Z im a na p ó łk u li p o łu d n io w e j

236

GW IA ZD O ZBIORY

240

G w ia z d o z b i o r y w zarysie

242

O d A ndrom edy do Panny

244

GRUPA LOKALNA

17 2

L o k a ln a G r u p a G a l a k t y k w zarysie

174

G a l a k ty k i —satelity

176

G a l a k ty k i spiralne

178

G a l a k ty k i e lip ty c z n e i niereg u larn e

180

W z a je m n e o d d z ia ły w a n ie galak ty k

182

W SZECHŚW IAT GALAKTYK

184

W s z e c h ś w ia t w zarysie

186

K o s m i c z n e re k o rd y

292

E k s p a n s ja W s z e c h ś w ia t a

188

Słow niczek

294

G r o m a d y g a la kty k

190

In d e k s

296

G a l a k ty k i a k ty w n e

192

P o d z ię k o w a n ia

303

S u p e r g r o m a d y i pustki

194

M i k r o f a lo w e p r o m ie n io w a n ie tła

196

W i e lk i w y b u c h i pierw sze t r z y m in u ty

198

K r ó t k a h is to ria W s z e c h ś w ia t a

200

P rzy szło ść kosm osu

202

N asze d ynam iczne S ło ńce (pon iżej, po lew ej) U ltra fio le to w y o b ra z p rze d s ta w ia p ro tu b e ra n c ję s ło n e c zn ą - o g ro m n ą e ru p c ję re la ty w n ie c h ło d n e g o g a zu na w y s o k o ś ć w ie lu ty s ię c y k ilo m e tró w . P ro tu b e ra n c je są p ra w d o p o d o b n ie zw ią za n e z a k ty w n o ś c ią s iln e g o s ło n e c z n e g o p o la m a g n e ty c z n e g o , a c z k o lw ie k m e c h a n izm ic h p o w sta w a n ia n ie zo s ta ł je s zc ze d o k ła d n ie p o zn a n y. W ieczn a burza (poniżej) Ten p o d k o lo ry z o w a n y o b ra z W ie lkie j C ze rw o n e j P lam y na Jo w iszu u zy sk a ł V o y a g e r 1 w 1979 ro ku . N asza w ie d za o te j p la n e c ie zn a c zn ie się p o sz e rzyła d zię ki lo to m s ta tk ó w k o s m icz n ych P io n ie r 10 i 11 w la ta ch 7 0 -tych u b ie g łe g o w ie ku o ra z p ó źn ie jsz e j se rii V oyager.

M arsjańskie je zio ro lodow e (pow yżej) W ro ku 2 0 0 5 s o n d a M ars E xp re ss z a re je stro w a ła o b ra z d u ż e g o o b sz a ru w e w n ą trz n ie n a zw a n e g o je s zc ze kra te ru , c a łk o w ic ie p o k ry te g o lo d e m . K ra ter m a o k o ło 35 km ś re d n ic y i z n a jd u je się n ie d a le k o m a rs ja ń s k ie g o b ie g u n a p ó łn o c n e g o . Lód na M arsie m o ż n a zn a le ź ć w n ie w ie lk ic h ilo ś c ia c h za ró w n o na p o w ie rz ch n i, ja k i w je g o a tm o s fe rze . O dsłon ięte pierścienie Tę ultrafioletow ą fotografię słynnych pierścieni Saturna uzyskała sonda C assini. K olory o d p ow ia da ją typom i ilości m in erałów w ystępujących w śród niezliczonych cząsteczek lodu. tw orzących pierścienie. K olory n iebieski i tu rku so w y o d p ow ia da ją obszarom b ogatym w e w zględnie czysty ló d (na górze), n atom iast czerw ony - w m inerały. M lec z O riona (dalej po lew ej) M ie cz O rio n a z g w ia z d o z b io ru 0 te j s a m e j n a zw ie je s t g ru p ą n ie b ie s k ic h s k a rb ó w , w id o c z n y c h g o ły m o k ie m n a w e t z m ie js k ic h u lic. W g ó rn e j c z ę ś c i p o w ię k s z e n ia z n a jd u je się n ie b ie s k a m g ła w ic a re fle k s y jn a , k tó ra tw o rz y je d e n k o m p le k s w ra z z in n y m i m g ła w ic a m i. S k a ta lo g o w a n o ją p o d n a z w a m i N G C 1973, 1975 1 1977. P o n iże j z n a jd u je się s ły n n a W ie lk a M g ła w ic a w O rio n ie (M 42), n a jb liż s z y S ło ń c u ta k ro z le g ły o b s z a r, w k tó ry m w c ią ż ro d z ą się n o w e g w ia z d y .

P

rzedm ow a d kiedy tylko zwykła ciekawość zwróciła ludzkie oczy ku niebu, astronomia opanowała nasze

O

umysły. Żyjemy dziś w czasach wielkiego rozkwitu astronomicznej wiedzy. Nigdy przedtem tylu

naukowców nie miało do dyspozycji takich osiągnięć technologicznych, za pomocą których można spróbować rozwikłać zagadki Wszechświata. Dzięki teleskopom o ogromnej mocy, rozmieszczonym na Ziemi i w przestrzeni kosmicznej, mamy obrazy, których uzyskanie do niedawna graniczyło niemal z cudem, a obecnie jest już rutynową procedurą. Technologia sprawiła, że w naszym zasięgu znajdują się planety i księżyce Układu Słonecznego, po Marsie jeżdżą pojazdy badawcze, do powierzchni Wenus, pokonując gęste chmury, docierają lądowniki, a statki kosmiczne wysyłają zdjęcia lodowej powierzchni księżyca Saturna z odległości prawie półtora miliarda kilometrów.

W ielki atlas kosm osu zbiera całą tę wiedzę w jednym tomie. U k azuje, z czego składa się W szechświat i w jaki sposób współgrają ze sobą jego elementy. Ponad sto specjalnie przygotow anych map i planów pozwala przyjrzeć się kosmosowi To

na własne oczy , a og rom nej skali nadać sens.

więcej niż atlas, to e n cy k lo p ed y czny przegląd wiedzy a s tro n o m icz n e j, k o sm o lo g iczn e j

i astronautycznej X X I wieku.

W ielki atlas kosm osu rozpoczyna się opisem naszej planety, Ziemi, i jej naturalnego satelity -

Księżyca. Następnie, rozdział po rozdziale, zakreśla coraz szersze kręgi, zwiększając skalę

aż do rozdziału ósm ego, w którym poznajem y największe struktury astronom iczne - Supergromady galaktyk.

O statnie

dwa

ro zdziały

d o ty c z ą

nieba

n o cn e g o

i są p ra k ty cz n y m

narzędziem

do codziennej obserwacji dla miło śników astronomii. Rozdział dziewiąty jest przewodnikiem i przedstawia ob iekty widoczne na niebie w różnych porach roku w obranym kierunku - na półn oc lub

połu dnie

od

równika.

W

rozdziale

d ziesiątym

u m ie s z c z o n o

op isy

88

k o n s te la cji,

z w yróżnionymi ciekawszymi obiektami, takimi jak mgławice, gwiazdy czy galaktyki.

Zaprojektowany, napisany i zilustrowany przez międzynarodowy zespół astronomów, kartografów i popularyzatorów

nauki

oraz

wypełniony

pięknym i,

W ielki atlas kosm osu to paszport do Wszechświata.

k oloro w y m i

fo tografiam i

i mapami

Sk a la W

szech św ia ta

W s z e c h ś w ia t jest z n a c z n ie w ię k sz y , niż c z ło w ie k m o ż e t o so b ie w y o b r a z ić . M a m y p ro b le m z w y o b r a ż e n ie m so b ie o d le g ło śc i nawet do n a jb liż s z y c h gwiazd, ale c z e g o nie s p o s ó b o g a rn ą ć, m o ż n a p rz y n a jm n ie j z ilu s tro w a ć . K a ż d y z p ierw sz y ch ośm iu ro z d z ia łó w na p o c z ą t k u zawiera m apę p rz e d sta w iającą r o z m i e s z c z e n ie o p isy w a n y c h o b ie k tó w . N a k o le jn y c h s t r o n a c h p o k a z a n o te m apy z z a z n a c z e n ie m , jakie ich w y cin k i są k o l e jn o ro z p a try w a n e .

Jednostki astronom iczne (AU) Je d n a je d n o stk a a stro n o m iczn a to średnia o d le g ło ś ć m iędzy Ziem ią a S ło ń ce m . Je j w a rto ść w yn o si w p rzyb liże n iu 150 m ln km .

Strony 34-69

Jednostki J e d n o s tk i u żyte w a tla sie n a le żą d o p re fe ro w a n e g o p rze z a s tro n o m ó w , m e try c z n e g o sy ste m u SI.

ZEWNĘTRZNY

UKŁAD

SŁONECZNY

Strony 70-111

Lata św ietlne i parseki Jeden rok św ietlny to odległość, jaką po ko n u je św iatło w próżni w ciągu je d n e g o roku. Tej jednostki używ a się d o określania w ielkich odległości, a je j w artość to około 9 450 m ld km. A stronom ow ie korzystają także z jednostki zwanej parsekiem , który w ynosi 3.26 lata św ietlne i jest odległością, z jakiej je d n a je dnostka astronom iczna jest w id o czn a ja ko lu k o d łu g o ści sekundy kątowej.

Obłok Oorta

NAJBLIZSZE

GWIAZDY

Strony 112-135

K s ię ż y c w y ła n ia ją c y s ię z n ie b ie s k ie j z ie m s k ie j m g ły w z n o s i się p o n a d b e z c h m u rn y k ra jo b ra z p ó łw y s p u S y n a j. K s ię ż y c je s t n a s z y m k o s m ic z n y m to w a rz y s z e m o d 4 ,5 m ld lat.

i

Z iem ia K sięż y c

Z

iem ia

i

K

siężyc

W ZARYSIE W zestawieniu z naszym światem Księżyc jest tak duży, że niektórzy naukowcy uważają, że te dwa ciała powinny być rozpatrywane jako planetarny układ podwójny. Nasz jedyny naturalny satelita znajduje się w średniej odległości 384 400 km od Ziemi. Porusza się po lekko spłaszczonej orbicie i to dzięki temu jego rozmiar zmienia się nawet o 10%. Silne pole grawitacyjne zmusiło go do zsynchronizowania swej rotacji

Ziem ia i K siężyc (poniżej) Lekkie sp ła szcze n ie o rb ity K siężyca p o w od u je, że je g o o d le g ło ś ć o d Ziem i zm ien ia się o o ko ło 39 000 km . O tw arte i za m kn ię te kó łka na linii o rb ity o zn a cza ją o d p o w ie d n io je g o p o zy cje w zg lęd e m Ziem i n a jbliższą (p erygeum ) i n ajdalszą (a p o g eu m ). K siężyc p o trze b u je praw ie m iesiąc, a b y w yk o n a ć je d e n o b ie g , p o d cza s g d y nie które sztuczne satelity o krą ża ją Z iem ię kilka razy w cią g u d o b y. P om iędzy tym i g ra n iczn ym i w a rto ścia m i istnieje w ys o ko ść ró w n a 35 900 km nad p o w ie rz ch n ią Ziem i, na któ re j o kre s o rb ita ln y zn a jd u ją ce g o się tam o b ie ktu w yn o si d o kła d n ie je d e n dzień. T aka o rb ita nosi nazw ę g e o sta cjo n a rn e j lu b g e o syn ch ro n iczn e j i na m apie o zn a cz o n o ją ko lo re m zielonym . A stro n o m o w ie p o w sze ch nie używ ają je d n o ste k system u SI. zn a n e g o ró w n ie ż ja k o m etryczny. Ten syste m za stoso w an o także i w tym d ia g ra m ie ka ż d y o d cin e k sia tki o d p o w ia d a 100 000 km .

z Ziemią, co oznacza, że w ciągu 27,32 dni Księżyc wykonuje zarówno jeden obrót dookoła swej osi, jak i jeden obieg dookoła Ziemi. W efekcie widzimy zawsze tylko jedną jego półkulę. Druga strona pozostawała zagadką aż do nastania epoki lotów kosmicznych.

w *, j

*

i--,' —

j

L

Pływy (po lewej) id * uuzy id Księżyc jt» jesti tak duzy i zi znajduje się tak blisko naszej planety, ze wywiera na nią że ma zauwazalny zauwa w pływ grawitacyjny. Dośw iadczam y tego w postaci codziennych przypływ ów i odpływ ów , spow odowanych przyciąganiem przez Księżyc w ód oceanicznych Grawitacyjna siła. pochodząca od Słońca, również działa na Ziemię, ale me m a ona aż takiego znaczenia Największe przypływy, znane również jako wiosenne, powstają, g d y Słońce. Ziemia i Księżyc znajdują się w jednej linii.

Księżyc

P o ró w n a n ie Z ie m i i K siężyca K siężyc jest tylko trzy razy m niejszy o d Ziem i. Je d y n ie C haron, księżyc Plutona, je s t p ro ce n to w o w iększy o d sw ej planety.

16

Osai» Księżva Wysl maty Ksiura

- O

-

A togłum

1 SalEUIWlNA ORHT* g c o s m c jo m w u

ZIEMIA

M iędzynarodowa Stacja Kosmiczna (po prawej) Od 1957 roku. kiedy to Rosjanie wysiali w kosmos Sputnik, na orbitę ziemską zostało wyniesionych co najmniej 5 000 sztucznych satelitów. Większość z nich dawno temu spaliła się w atmosferze lub zasiliła orbitalny, kosmiczny śmietnik. Międzynarodowa Stacja Kosmiczna |est największym i najbardziej skomplikowanym satelitą, jaki został do tej pory zbudowany przez człowieka.

W od ny św iat (po lew ej) Na satelitarnym zdjęciu eurof>ejskich Alp C entralnych pod postacią lo d o w có w i rzek w oda rzeźbi nierów ne, górskie krajobrazy. Żyw a zieleń roślin ulegających fotosyntezie to d o m inująca barw a na lądach Ziemi.

1 KSIĘŻYC

Z

iem ia

W odległości około 150 mln km od Słońca po swej orbicie krąży trzecia planeta Układu Słonecznego - Ziemia. Podobnie jak Merkury, Wenus i Mars, Ziemia jest światem sferycznym, zbudowanym przede wszystkim z krzemianów i metali. Jest największą znaną planetą tej klasy, niepodobną do żadnej innej pod względem klimatu i zdolności podtrzymywania życia. Skromna ziemska atmosfera zatrzymuje odpowiednią ilość energii słonecznej i pozwala na wzrost temperatury powierzchni powyżej granicy zamarzania wody. Odległość naszej planety od Słońca stwarza dogodne warunki do istnienia ciekłej wody. T e dwa czynniki sprawiają, że ponad 2/3 powierzchni Ziemi pokryte jest tym uniwersalnym rozpuszczalnikiem i to stanowi właśnie klucz do ziemskiego sukcesu, jakim jest wylęgarnia życia. Gdyby było tu trochę chłodniej lub trochę cieplej, woda albo by zamarzła, albo wyparowała i życie nie miałoby szansy powstać. Żadna inna planeta Systemu Słonecznego nie dała przesłanek o istnieniu na niej jakichkolwiek form życia.

P lazm osferą Ziem ia jest niejako ow inięta w ko c plazm y lub zjonizow anego gazu, zw any plazm osferą, która rozciąga się na odległość czterech prom ieni Ziem i. Na tym ultrafioletow ym obrazie S łońce znajduje się poza je g o praw ym g ó rn ym rogiem , język plazm y jest skierow any w łaśnie w tam tą stronę. S laby pierścień w centrum to pojaśnienie spow odow ane zorzą polarną. Zdjęcie w ykonano instrum entem Extrem e Ultraviolet Im ager na am erykańskim statku IMAGE.

D

an e statystyczne

Z

Aphelium, maksymalna odległość od Słońca, 1,017 AU O rbita Ziem i O rbita Z iem i je st p raw ie kołow a, a je j o d le g ło ś ć o d S ło ń ca zm ien ia się je d y n ie o kilka p ro ce n t

ie m i

Średnia odległość od Słońca

149,6 mln km; 1 AU

Średnica równikowa

12 756 km

Okres rotacji (gwiazdowy)

23,93 godziny

Okres rotacji 23,93 godziny

5,974 x 10"’* kg Objętość_____________________________ 1,08 bln km3

Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni

9,8 m /s 2

Średnia gęstość (woda = 1) Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni Prędkość ucieczki

11,2 km/s

Ekscentryczność orbity

0,017

Najwyższa temperatura

58°C

Najniższa temperatura

-88°C

Średnie albedo

31%

Liczba księżyców

18

101,4 kPa

Peryhelium, minimalna odległość od Słońca, 0,980 AU

Nachylenie osi rotacji 23,45° Nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 0 ,$ Okres orbitalny 365,25 dni

Ekliptyka AUh.OO

.......“ 0 $ * ®

ZIEMIA

I KSIĘŻYC

Niespokojna Ziemia Krajobraz ziemski nigdy nie trwa w bezruchu. Wulkany dostarczają świeżej, roztopionej skaty, która po zastygnięciu formuje nowe lądy. Do powstawania skal osadowych przyczynia się zarów'no działanie rozległych obszarów wodnych pokrywających 71% powierzchni globu, jak i erozja wywołana zlodowaceniami, deszczem, wiatrem. Najważniejszy bodajże czynnik kształtujący grunt stanowi powolny, ale stały ruch kontynentów'. Skorupa ziemska jest pocięta na gigantyczne płyty, które powoli płyną po elastycznej warstwie płaszcza, zwanej astenosferą. Gdy płyty tektoniczne rozsuwają się, na wierzch wypychany jest nowy materiał wulkaniczny, który uzupełnia powstałe szczeliny. Kiedy natomiast płyty napierają na siebie, tworzą się wysokie na kilka kilometrów góry'.

Skorupa Najbardziej zewnętrzna warstwa naszej planety to cienka skorupa. Składa się ona głównie ze skat pochodzenia wulkanicznego, a jej grubość ciągle się zmienia. Najcieńsza jest na dnie oceanów, może dochodzić do 8 km, najgrubsza - na kontynentach. Płaszcz Pod skorupą znajduje się gruby płaszcz, rozciągający się na głębokość 2 900 km. W jego skład wchodzi głównie minerał o nazwie oliwin. powstały z atomów tlenu, magnezu i krzemu.

Jądro Ziemia posiada dwuczęściowe jądro. Zewnętrzne jądro jest ptynne i zajmuje prawie połowę promienia planety. Wewnętrzna warstwa to bardzo gorące ciato stale. Jego temperatura zbliżona jest do tej na powierzchni Słońca. Obie części jądra zawierają przede wszystkim żelazo i nikiel.

K urtyna św iatła Zorze p o la rn e p o w sta ją dzię ki n a ła d o w an ym cząstkom , d o cie ra ją cy m d o nas ze Stońca. Zanim je d n a k d o le cą d o p o w ie rzch n i Ziem i, są w yła pyw a ne przez pole m ag n e tyczn e i zd e rza ją c się z m o le ku ła m i w atm osferze, p o w o d u ją ich św iecenie. 200

Termosfera

Atmosfera i klimat na Ziemi Atmosfera ziemska to system ochronny naszego życia i tarcza przeciwko niebezpieczeństwom pochodzenia międzyplanetarnego. Zawiera sto razy więcej gazu niż atmosfera Marsa, ale jedynie jedną setną tego, co otacza Wenus. Warstwa atmosfery rozciągająca się od powierzchni Ziemi na wysokość 11 km to troposfera. T o właśnie tutaj zachodzą wszelkie zmiany związane z pogodą - nieustającym zjawiskiem, będącym wypadkową oddziaływań energii słonecznej, wody, gruntu i ziemskiej rotacji. Warstwa znajdująca się nad troposferą nosi nazwę stratosfery. Zawiera ona ozon - gaz, który blokuje

Zorze polarne

zabójcze, słoneczne promieniowanie ultrafioletowe. Ponad nią rozciągają się: mezosfera, termosfera i egzosfera, będąca strefą przejściową pomiędzy atmosferą a międzyplanetarną przestrzenią kosmiczną.

W szech o b ecn e św iatła Z ie m ia w id z ia n a n o cą z ko s m o s u w y g lą d a ja k zb ió r g w ia z d o z b io ró w ze sz tu c z n y c h g w ia zd . Z p e w n o ś c ią w y g lą d a to p ię k n ie , ale d la o b s e rw a to ró w s k a że n ie n ie b a s z tu czn y m św ia tłe m je s t n ie la d a p ro b le m e m .

S kład atm osfery O k o ło 78% a tm o sfery ziem skiej sta n o w i azot. Tlen w yp e łn ia o k o ło 21% , a p o zo sta ły 1% należy g łó w n ie d o a rgonu. W zm ie n n y ch ilo śc ia ch z n a jd u je m y tu także cząsteczki p a ry w o d ne j.

Srebrzyste obłoki świecące

Azot 78%

Stratosfera Ozon (0 3) Cirrus (lód H20) Cumulus (para wodna H20) Argon 1%

Tlen 21% Troposfera

19

180°E 180°W

M

apa

za c h o d n iej

półkuli

Z

iem i

Woda, woda i jeszcze raz woda: taki jest ogólny obraz

M o rz e C zukackie

północno-zachodniej części naszej planety. Najbardziej wyróżniający się tutaj obiekt stanowi największy na Ziemi ocean - Pacyfik. O to c z o n y wulkanicznymi i sejsmicznymi rejonami, tzw. „ognistym kręgiem”, zawiera on dwa razy Basen A leu cki

więcej wody niż Atlantyk i pokrywa obszar większy niż cały suchy ląd razem wzięty. O p rócz wody mamy tu także dwa duże kontynenty - Amerykę Północną i Południową, na których znajdują się: najdłuższe rozlewisko - dorzecze Amazonki (3°S/60°W) oraz najdłuższy łańcuch górski - Andy (17°S/68°W ).

Zachodnie oblicze Ziem i (pow yżej) G lobus pow yżej przedstaw ia obraz zachodniej półkuli ziem skiej, pow staty przez połączenie setek zdjęć satelitarnych. M apa po praw ej pokazuje detale te g o sam ego obszaru.

P rzesuw ające się płyty (po lew e]) U skok San Andreas w Kalifomi znaczy granicę m iędzy płytami tektonicznym i - pacyficzną i północnoam erykańską. Każda z nich ślizga się horyzontalnie, w zajem nie na siebie napierając i pow odując wstrząsy. Zdjęcie pokazuje zmiany w warstwach skalnych, spow odowane ruchami sejsmicznymi.

Cel: Zie m ia (p o praw e]) N a Ziem i b a rd zo rzad ko w ystęp u ją krate ry u d e rzeniow e. Ju ż o d p o czątku ich p o w sta n ia ru ch y tektoniczne, a kty w n o ś ć w u lkan iczn a, erozja w o d n a i w ia tr niszczyły ta kie struktury. D ość d o b rze za ch ow a n ą fo rm a cją te g o typ u je s t krate r d e s P in g u alu it (61°N/74°W ). O b e cn ie je st on za la ny w o d ą i tw o rzy je z io ro o g łę b o k o ś c i 267 m.

Płyta południowo­ amerykańska

Chimborazo

W yspy Galapagos

Płaskowyż Nazca

Dorzecze Amazonki

Wyspy Galapagos do Andów (powyżej) Ilustracja p ro sto kątn e g o obszaru zaznaczonego na m apie przeryw aną linią pokazuje su b d u kcję płyty N azca przez kontynentalną płytę południow oam erykańską. Ścieranie się tych dw ó ch płyt spow o d o w a ło pow stanie Rowu P eruw iańsko-C hilijskiego oraz Andów .

20

Płaskow yż C am pbeU.

ZIEMIA

I KSIĘŻYC

Ocean Arktyczny Basen Kanadyjski Kanał P arryego

M o rz e B eauforta

Grenlandia

M orze Baffina

W yspa W ik to rii

Z a to k a H udsona

iasen is an d z)

Ameryka

Z a to k a A laska

Góra P o d w o d n i* Endavour

W ie lk ie Klify

W ielkie Rów niny

o cna

Ń lo lo fc a i

K r a w ią d i

ienie S fe rr* Leone

GUPPeftona

Chimborazo

Wyspy Galapagos

Dorzecze Amazonki Basen P eruw iański

Iasen Bra '

Basen XRmjs 1< r ~ Aconc-ag Bas ;n Połu dniow opacyfi czny

>e« V ^ W

Ró' vn ina H u m b o ld ta

Falklai

R ynna Falklandzka

km

mile

0| |0

acyficzny

1.000n

Antarktyda

11.000 2,000 U

90°S

2W E 150°W

240°E 120°W

270°E

90°W

300°E 60°W

330°E

30°W

21

0°E

M

apa

360°W

w sc h o d n iej

półkuli

Z

iem i

Gtenlandzk

W odróżnieniu od półkuli zachodniej, wschodnia jest

N o rw eskie

zdominowana przez ląd - Europę i Afrykę na zachodzie, Azję na północy i w centrum oraz Australię na południo­ wym wschodzie. Sporo tu dowodów na istnienie ruchów M o rze P ółnocne

tektonicznych. Płyty z Afryką i Australią przemieszczają się na północ. O d południa Indie ścierają się z Azją, wynosząc najwyższe pasmo górskie świata - Himalaje (28°N /85°E). N a tej półkuli znajdziemy również najniżej położone miejsce na powierzchni Ziemi - Morze Martwe (35,5°E/31,5°N ) i najgłębszy rów oceaniczny - Rów Mariański (16°N /147°E). W schodn ie o b licze Ziem i (pow yżej) P ow yższa fo to g ra fia p rze d s ta w ia w s c h o d n ią p ó łk u lę Z ie m i w id z ia n ą z ko sm o su . M ap a p o p ra w e j to ten sam o b sz a r w w ię ksze j ro zd z ie lczo ś ci. P laneta w ulkaniczn a (po lewej) Z ie m ia o ra z o d le g le ks ię ż yce lo i T ry to n to je d y n e m ie js c a w U kła d zie S ło n e czn y m , o k tó ry c h w ie m y, że są w cią ż a kty w n e w u lk a n icz n ie . Z n a n y p o d na zw ą G ó ra B og a , 01 D o in yo Le n ga i (3°S/36°E), z o b sz a ru W ie lk ic h R o w ów A fry k a ń s k ic h w T a n za n ii to w y s ta ją c y na o k o ło 2 890 m n .p .m . p rz y k ła d w cią ż a k ty w n e g o w u lk a n u sto ż ko w e g o .

S katy w m orzu W o d a to p o tę ż n e ź ró d ło e ro zji, a p rze z to n ie u s ta n n y p o w ó d zm ian z a c h o d z ą c y c h na p o w ie rz c h n i naszej p la n e ty. T e w a p ie n n e tw o ry na p o łu d n iu sta n u W ik to ria w A u s tra lii (41°S/143°E) b y ły n ie g d y ś c z ę śc ią w yb rz e ża . C ią g le d zia ła n ie fa l m o rs k ic h s p o w o d o w a ło w y p łu k a n ie b a rd z o m ię k k ie g o m a te ria łu sk a ln e g o , p o z o s ta w ia ją c w m orzu tw o ry o k s zta łta c h p rz y p o m in a ją c y c h ig lic e , lu k i i ko p u ły .

Basen Przylądk

Himalaje

Dorzecze Tarymu

Ghaty Wschodnie Zatoka Bengalska

Płyta indoaustralijska

Mount Everest

Ścierające się kontynenty (pow yżej) H im alaje to najw yższe i zarazem n a jm ło d sze p a sm o g ó rsk ie na św iecie. N a ro d zo n e o ko ło 40-50 m ln lat te m u p o d cza s zderzenia d w ó ch p ły t te kto n ic zn yc h : ind o a u stra lijskie j i e u ro a zjatyckie j, g ó ry te w cią ż rosną.

90°S 0°E 360°W

__________________________________________________________________________________________________________________________________________________ I

ZIEMIA

60°E 300°W

30°E 330°W

120°E 240°W

90°E 270°W

I KSIĘŻYC

150°E 210°W

A r k t y c z n e Wyspy, '•* Nowosyberyjskie

.. ., -.. w.l?-’' - '

M o rz e Barentsa

M orze Wschodnio,

M o rz e Karskie

O c h o c k ie

Jezioro A ralskie

Balchasz

; l ęc ze T a rynł,

lorze M artw e

M o rz e A r a b s k i^ f i

[atoka Bi

K otlina andżaro . y M o rz e Arafura

Basen S ro d k o w ó indyjski A TJ ! S**,

J ; ’ W o rze Tim orskie

d ie tk a Pustynia P ia s z c z y ,^

P ustynia f K alahari

z & w ■l

.

Aust r al i ja ' » ,"' > ' W P $ \ \ t f3$xrlT.

____ V ^ e)!« _P u s tyn ią iia kt0F(7

■rozeta -y

Basen P o łu d n io w o in d yjs ki Równina

km

mile

0..0

1.000 "

Antarktyda 2,000 U

90°S 30°E 330°W

60°E 300°W

90°E 270°W

120°E 240°W

150°E 210°W J 2,000 23

K siężyc K siężyc jest naszym jedynym naturalnym satelitą i najbliższym sąsiadem w kosm osie. O d tysiącleci był źródłem zainteresowań i ob iek tem oddawania czci, a o jego wpływie m ożna znaleźć bajki i legendy w niemal każdej kulturze. Lądowanie człowieka na K siężycu w zeszłym stuleciu było największą nagrodą w światowym „wyścigu k o s m ic z n y m ”. D zięki niemu nie tylko udało się znacznie poszerzyć naszą wiedzę o satelicie, ale również przetestow ać wiele różnych wynalazków tech n o lo g iczn y ch , w ykorzystan ych do eksploracji przestrzeni kosm iczn ej. A stron au ci, którzy postawili swe stopy na K siężycu, znaleźli tam starożytny, nieskażony i pozbaw iony wody świat. J a k o Ziemianie mamy szczęście, gdyż dzięki silnemu oddziaływaniu grawitacyjnemu nasza planeta jest stabilna. G d y b y nie było Księżyca, oś Ziemi zaczęłaby się kołysać nieregularnie i niesprzyjająco wpływać na klimat i rozw ój życia. Aktualnie obowiązująca teoria powstania K siężyca zakłada, że k ró tk o po zakończeniu form owania się Ziem ia została uderzona przez inne ciało. M ogła to być prawie ukształtowana inna planeta o masie trzy razy większej od dzisiejszej masy Marsa. W wyniku zderzenia jądra obu protoplanet zlały się w jedno, a z resztek po kolizji powstał Księżyc. Był on wówczas znacznie bliżej Ziemi, średnia prędkość odsuwania się satelity od naszej planety to 4 cm rocznie.

P orów nanie Księżyców K siężyc jest piątym c o d o w ielkości satelitą w poznanym do tych cza s Układzie S łonecznym . Jest niew iele w iększy o d E uropy Jow isza, ale m niejszy o d lo. rów nież satelity Jow isza. Na obrazie zestaw iono Księżyc i n ajw iększego satelitę w System ie S łonecznym - jo w iszow ego Ganim edesa.

D

24

an e statystyczne

K

Apogeum, maksymalna odległość od Ziemi, 405 500 km

s ię ż y c a

Data odkrycia

Znanv od starożytności

Średnia odległość od Ziemi

384 400 km

Średnica równikowa

3 476 km

Okres rotacji (gwiazdowy)

656 godzin (27,32 dni)

Masa (Ziemia = 1)

0,012

Objętość (Ziemia = 1)

0,020

Przyspieszenie grawitacyjne napowierzchni (Ziemia = 1)

0,165

Średnia gęstość (woda = 1)

3,35

Prędkość ucieczki

2,4 km/s

Ekscentryczność orbity

0,055

Najwyższa temperatura powierzchni

123°C

Najniższa temperatura powierzchni

-233°C

Moc światła słonecznego

100% ziemskiego

Albedo

11%

O rbita K siężyca O rbita Księżyca jest eliptyczna, je g o o d le g ło ść o d Ziem i zm ienia się o 10%.

Okres rotacji 27,32 dni ziemskich

Perygeum, minimalna odległość od Ziemi, 363 300 km

Nachylenie osi rotacji 6,7° Nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 5.15° Okres orbitalny 27,32 dni

Równik ziemski

ZIEMIA

I KSIĘŻYC

G e o lo g ia Księżyca Księżycowa powierzchnia powstała w zamierzchłej starożytności. O koło 3,9 mld lat temu, gdy zakończył się okres masowych bombardowań z kosmosu, krajobraz Księżyca wyglądał mniej więcej tak samo jak dziś. Między tamtym okresem a 3 mld lat temu tylko niektóre części satelity uległy zmianie. Nastąpiły wówczas rozlegle powodzie lawy o konsystencji oleju, która, zastygając, utworzyła księżycowe morza. Poza tym geologia powierzchni Księżyca nie zmieniła się od miliardów lat.

Skorupa Przypuszcza się, że skorupa Księżyca ma ok. 70 km grubości. Jest grubsza od ziemskiej, gdyż znacznie szybciej ostygła i stwardniała.

Płaszcz Płaszcz naszego satelity rozciąga się na głębokość co najmniej 1 000 km. Zbudowany jest głównie z materiału skalnego, zawiera także śladowe ilości metali. Wewnętrzne warstwy płaszcza są miejscem generowania delikatnych trzęsień księżycowej ziemi.

P ow stanie K siężyca F o rm u ją cy się K siężyc (p o praw ej) w o k o lic y Ziem i (p o lewej) to te m a t w izji artystyczn e j prze d staw io ne j o b o k. K siężyc zbiera resztki z d ys ku o ta cza ją ce g o m ło d ą planetę. P ozostałości m ię d zyp la n e ta rne to efekt kolizji d w ó ch p ro to p la n e t.

Jądro Pomiary pola magnetycznego, pochodzące ze statku Lunar Prospector z 1999 roku. wskazują na to. że jądro Księżyca stanowi mniej niż 4% jego całkowitej masy i jest częściowo roztopione.

Mechanika kraterów Kratery uderzeniowe tworzą się, gdy planetoida, meteoroid lub kometa uderzy w powierzchnię większego ciała, np. planety, z prędkością kilkunastu kilometrów na sekundę. Ilustracja obok przedstawia ten proces. Zarówno obiekt uderzający, jak i powierzchnia, z którą się zetknął, ulegają natychmiastowemu wyparowaniu. Powstająca fala uderzeniowa rozprzestrzenia się promieniście z miejsca zderzenia, powodując zniszczenie, roztopienie, a nawet wyparowanie wierzchnich warstw podłoża, tworząc tym samym szerokie wgłębienie (1). Grunt wyrzucany na zewnątrz formuje wal wokół krateru, a czasami spada na powierzchnię, tworząc krater)' wtórne (2). W największych kraterach zbocza mogą się osunąć, formując tarasy. Opadające na środkowe obszar)’ krateru głazy budują centralne wzniesienie (3).

Fazy Księżyca Fazy księżycowe, jako konsekwencje ruchu orbitalnego Księżyca, są zależne od pozycji jego, Ziemi i Słońca w danym dniu. Diagram poniżej ilustruje jeden cykl obiegu dookoła Ziemi. Chociaż Księżyc potrzebuje 27,32 dni (miesiąc gwiazdowy) na okrążenie naszego globu, to czas na ukończenie cyklu jest trochę dłuższy - 29,53 dni (miesiąc synodyczny). W yobraźm y sobie, że Księżyc rozpoczyna cykl. Jeden Widok Księżyca z Ziemi

Droga Ziemi dookoła Stońca

Droga Księżyca dookoła Ziemi

miesiąc gwiazdowy później dokonuje pełnego obiegu dookoła Ziemi, jednakże sama Ziemia również porusza się po swej orbicie okołosłonecznej. Oświetlenie Księżyca będzie takie samo jak na początku cyklu dopiero wtedy, gdy przemieści się on jeszcze odrobinę po orbicie. W ówczas znajdzie się w tej samej fazie.

Młody Księżyc Stary Księżyc

Pierwsza kwadra Przybywający (Rosnący) Księżyc

Ostatnia kwadra Pełnia

Ubywający (Malejący) Księżyc

25

M apa pó łn o c n ej CZĘŚCI W I D O C Z N E J stro n y K siężyca Na półkuli Księżyca widocznej z Ziemi godne uwagi są gładkie, ciemne miejsca - tak zwane maria (lp. mare), które przez lata utwierdzały złu­ dzenie obecności człowieka na Księżycu. Łacińskie maria to po polsku morza, nazwa nadana w głębokiej wierze, że naprawdę nimi są. W rze­ czywistości morza są, owszem, zalane, ale nie wodą, lecz zastygłą lawą, która, posiadając rzadką konsystencję, rozpłynęła się po dużych obszarach powierzchni satelity. Miało to miejsce między 3,9 a 3 mld lat temu. Północna połowa jasnej strony Księżyca ma więcej mórz niż jego druga półkula. Interesujące są także kanały, wyżłobienia - rimae (lp. rima) oraz jasne kratery promieniste. Zwykle Księżyc przedstawia się takim, jakim widać go z północnej półkuli Ziemi, zachowując tę samą, prawą orientację na mapie. Obserwatorzy z półkuli południowej widzą Księżyc „do góry nogami”, z północnymi obszarami w dolnej części mapy.

S p a ce r księżycow y pod G órą H adley (pow yżej) Jam es B. Irwin z m isji A po llo 15 ustawia pojazd księżycow y lu n a r Roving V ehicle w o ko licy lądow ania statku niedaleko M ons H adley i księżycow ych A peninów (26°N/3,5°E). M ons H adley m ajaczy w tle, a w yciągnięty cień m odułu księżycow ego „F alcon" zakryw a pierw szy plan.

Biegun P, "G o ld sch m id f t-< c J

jnopides < S 4 ta r p a li# //

m

j t

/ /

\ / 'Sharp # V lisie Gruilhulsen • /

Le verrier fjómker

Mare K anał na K siężycu (pow yżej) S fo to g ra fo w a n e p rze z za ło g ę A p o llo 10 w 1969 ro ku R im a A ria d a e u s (6°N/14°E, na g ó rze , p o le w e j) je s t b ru z d ą na ks ię ż yco w e j p o w ie rz ch n i. R im a o zn a cza rów , szcze lin ę i je s t w ą ską ro zp a d lin ą na p o w ie rz ch n i K siężyca. B yć m oże w p rze s zło ści b yła o n a o tw a rtym ro w e m w y p e łn io n y m la w ą lu b też p o d zie m n ym ka n a łe m , któ ry za p a d ł się. g d y p rz e p ły w la w y ustal.

Mons Gruithuisen Gam

Lambert

Im

iristarchus Vinogradov •

num

< y Pytheas

Legenda

^

Ks*żw

- !-

SuRVfV0G

^ C a p e rn ic u s '

“ 1“ Apouo R*NG£B

Hortensius L unar O asm n

H iten

“ J“ Luwr Pnosffcw

ichróter

ZIEMIA

K rater K opernika (po lew ej) K opernik (9,5°N/20°W ) to sp e kta ku la rn y krater w M orzu D eszczów (M are Im brium ). Posiada w iele centralnych szczytów i tarasów na zboczach, a je g o średnica m ierzy około 93 km. O braz został uzyskany w listopadzie 1966 roku przez bezzało g ow ą so n d ę Lunar O rbiter 2.

M e tfliK

• \O s w d

S S a A rn o ld : ....

'

L ą d o w a n ia

na

K sięży cu -

półno cn a

część

str o n y w id o c z n e j z

I KSIĘŻYC

Z iem i

Misja

Dat*

Wynik

WSfÓUZUKF UDOTISKA

Łuna 2

14 września 1959

Zderzenie kontrolowane

29°N/0°E

Ranger 6

30 stycznia 1964

Zderzenie kontrolowane

8,5°N/21°E

Ranger S

20 lutego 1965

Zderzenie kontrolowane

2,5°N/24,5°E

Łuna 7

4 października 1965

Katastrofa

9°N/49°W

Łuna 8

6 grudnia 1965

Katastrofa

9°N/63°W

Lądow ania na Księżycu Ta b e la po p ra w e j i na ko le jn ych stronach zaw iera zestaw ienie m isji księ życo w ych za ró w n o b e zzało g ow ych , ja k i za ło go w ych .

Łuna 9

3 lutego 1966

Lądowanie udane

7°N/64,5°W

Surveyor2

22 września 1966

Katastrofa

4°N/11°W

Łuna 13

24 grudnia 1966

Lądowanie udane

18°N/62°W

U m ie szczon o ta m także m isje, które z a ko ń czyły się katastrofą, ko n tro lo w a n ym zd e rze nie m lu b któ rych lo sy nie są d o ko ń ca znane (dw a satelity am e ryka ń skie E xplorer i kilka ra d zie ckich sta tk ó w Łuna).

Surveyor4

17 lipca 1967

Katastrofa

0,5°N/1°W

Surveyor 5

11 września 1967

Lądowanie udane

1,5°N/22°E

Surveyor 6

10 listopada 1967

Lądowanie udane

0,5°N/1°W

Apollo 11

20 lipca 1969

Lądowanie udane

0,5°N/23°E

Łuna 15

21 lipca 1969

Katastrofa

17°N/60°E

Łuna 17

17 listopada 1970

Lądowanie udane

38°N/35°W

Apollo 15

30 lipca 1971

Lądowanie udane

26°N/3,5°E

Łuna 18

1 września 1971

Katastrofa

3,5°N/56,5°E

Łuna 20

21 lutego 1972

Lądowanie udane

3,5°N/56,5°E

Apollo 17

11 grudnia 1972

Lądowanie udane

20°N/31°E

Łuna 21

15 stycznia 1973

Lądowanie udane

26°N/30,5°E

Łuna 23

1 listopada 1974

Lądowanie udane

12,5°N/62°E

Łuna 24

14 sierpnia 1976

Lądowanie udane

12,5°N/62°E

M apa p o łu d n io w ej CZĘŚCI W I D O C Z N E J stro n y K siężyca Południowa połowa zwróconej ku Ziemi strony Księżyca posiada mniej mórz niż północna. Zamiast tego mamy tu więcej rejonów wysokogórskich. Znajduje się tutaj stosunkowo młody krater promienisty, Tycho. Jego wiek określono na podstawie próbek materiału wyrzuconego z krateru podczas zderzenia, a pobranego z miejsca oddalonego o około 2 200 km od samego krateru. Kratery księżycowe w większości noszą miana astronomów, astronautów i filozofów, a pasma gór nazywają się tak jak te występujące na Ziemi, na przykład Montes Pyrenaeus wzięły nazwę od naszych Pirenejów. Morzom nadano bardzo fantazyjne nazwy, np. Mare Nubium, czyli Morze Chmur.

K siężycow a w ypraw a (pow yżej) Ś la d y p o zo sta w io n e przez p o ja zd k o s m icz n y M od u la r E q u ip m e n t T ra n sp o rte r w iją się p o d n ie krateru Fra M auro na p o łu d n io w e j p ó łk u li K siężyca. O d c is ki, któ ry ch g łę b o k o ś ć w yn o si 19 cm , p ro w a d z ą d o lą d o w n ik a sta tku A p o llo 14.

L egen d a - | - Łuna

S u r v e y o r3

“ I " SuRKYOfi

, U

Apouo

F ra » M a u ro ł

Ranger

Lunab Okster

- I - ItlEN

J ■

LuNAR PROSPtCTOR

ibiniezky

'umów* ie lm a y e r

Epib6h$m -‘ V v ^ ' ' » -'N

' A% % !

Fra»M auro

lelm ayer

R e g io m o n t a n u s ,{ ^ ,

k / V . v

*\

W id o k na K rater H erschela W id o czn y na zd ję ciu zro b io n ym przez za ło g ę A po lla 12 w listo p a d zie 1969 o g ro m n y K rater H erschela (6°S/2°W) m a śred n icę b liską 40 km . Na p o łu d n ie o d n ie g o zn a jdu je się je szcze w ię kszy i starszy krater P tolem eusz (9°S/2°W), z p ła skim dnem , zalanym zastygłą ju ż lawą.

C jc l\u »

#

7 .
ę9

%

• O-Keefe

"

•Ęostre MM ..........

Ba'het Corona

• Seymour

m

P ani

Clotho r e s ś e r a - - . i Neago Fluctus

• Deken Yuki-Onne Tesśąra ® ’

Kartelu Planitia

:

rJ / '/ i ’ $ M

Huygens

Hellas Planitia *

+ * '* * > . i"

V

"

Hellas Planitia, najgłębsze miejsce na Marsie (powyżej)

Hellespontus Montes

60

Komputerowy obraz terenu zakreślonego na mapie obok przedstawia przeciętą w poprzek Hellas Planitia. Jest ona ogrom ną strukturą, powstałą po zderzeniu planety z innym ciałem niebieskim. Jej głębokość wynosi 8 km i jest najniżej położonym miejscem na Marsie.

WEWNĘTRZNY

UKŁAD

SŁONECZNY

Korolev

•

Hecates Tholus

Ouenisset

Elysiurp Planitia

' / r,

Falmrrtarion

Albor Tholus

•

.

Oumarlhf ray

.»•

Janssen

- Apollinaris Patera ,. Bojeddicker'*

.

Reuyl Gusey

Spirit (£ , Hadley

He l l a s ’ lanitia ilis Tholus

irrhenilis

• Amphirites Patera Lądowisko

61

Po w ie r zc h n ia M

arsa

Dla naukowców zajmujących się planetami Mars jest wyspą skarbów. Jego wulkany - najwyższe w całym Układzie Słonecznym, są naprawdę olbrzymie, a kaniony i kratery nie mniej zadziwiające. Wszędzie odnajdujemy dowody na to, że w przeszłości istniały tu jeziora, morza, a nawet oceany. Największe wrażenie robią wyżłobienia, które w zamierzchłej przeszłości mogły wydrążyć strumienie płynącej wody. Pozostaje pytanie: gdzie się ta woda podziała? Bardzo prawdopodobne jest, że większość jej wyparowała w atmosferę i w przestrzeń kosmiczną, ale mogła też wsiąknąć w grunt i zamarznąć pod powierzchnią. Niektórzy geologowie uważają, że są na Marsie nisko położone obszary, gdzie wciąż znajduje się ciekła woda.

Valles Marincris: największy kanion w Systemie Słonecznym. Vałłes Marineris stal się w izytów ką Marsa. O glądany z Z iem i przez teleskop wygląda jak cienka rysa, przecinająca w poprzek całą półkulę. Ta tektoniczna struktura o długości 3 800 km jest składającym się z wielu ogrom nych wąwozów pęknięciem w marsjańskiej skorupie. Jego głębokość w ynosi aż 7 km. N aukow cy wierzą, że Marineris powstał w wyniku wypływu ogrom nej ilości magmy, która dosłownie rozcięła skorupę planety. W górnej części zdjęcia, po lewej stronie, widoczny jest kanion C an d or Chasm a (6,5°S/71W ), który bardzo dawno temu m ógł być w ydrążony przez płynącą z głównego wąwozu wodę.

W ulkany na Marsie Powszechnie występujące na Marsie wulkany mają gigantyczne rozmiary. Mars nie posiada płyt tektonicznych, więc lawa wciąż wypływa w tych samych miejscach, powodując ciągły wzrost wulkanów. O braz powyżej, uzyskany przez Mars Global Surveyor, przedstawia dwa przykłady w ulkanów tarczowych północnego krańca łańcucha górskiego Tharsis Montes. W iększy wulkan to Ceraunius Tholus (24“ N /9 7 "W ) o średnicy kaldery około 25 km, mniejszy to Uranius Tholus (26,5°N/9S'’W ). C h oć obydwa wulkany całkowicie już wygasły, istnieją dowody na to, że aktywność wulkaniczna miała tu miejsce jeszcze 10 mln lat temu.

62

Erozja wodna Powierzchnia Marsa pokryta jest siecią kanałów i kanionów. Z powodu ich podo­ bieństwa do ziemskich struktur, które powstały w wyniku działania wody, sądzi się, że również na Marsie płynęły niegdyś strumienie i rzeki. Bardzo niewiele takich struktur odkryto na nizinnych, młodszych terenach planety, a to sugeruje, że powstały one we wczesnym okresie formowania się globu. Istnieją również dowody na to, że na Marsie miała miejsce ogromna powódź. Być może spowodowało ją nagle uwolnienie olbrzymich mas wody płynącej w podziemnych kanionach lub uwięzionej pod powierzchnią planety. Zdjęcie po prawej przedstawia ślady po wyżłobieniach na wewnętrznej stronie małego krateru, znajdującego się wewnątrz krateru Newtona ( 4 r ’S/158‘>W ). Mogła je uformować płynąca woda, niosąca ze sobą fragmenty gruzu skalnego i drążąca nimi skały.

. m

m

WEWNĘTRZNY

UKŁAD

SŁONECZNY

Erozja eoliczna (wietrzna) Podobnie jak w ulkanizm i erozja wodna, rów nież wiatr miat wpływ na kształtowanie marsjańskiego lądu. Powszechnie występujące burze piaskowe potrafią wygładzić powierzchnię Marsa na wiele miesięcy. W y dłużone struktury, widoczne na zdjęciu poniżej, uzyskanym przez sondę Mars G lobal Surveyor, powstały prawdopodobnie w wyniku drążenia podłoża nawiewanymi kawałkami skał. Ich ziem skimi odpow iednikam i są jardangi. Stosunkowo gładki teren jest zapewne twardszy i nie tak wrażliwy na działanie erozji eolicznej. Fotografia przedstawia obszar o szerokości około 20 km , leżący na południe od G óry O lim p (O ly m p us M ons, I8,5"N /13 3°W ).

Kratery Mars ju ż od samego początku form ow ania się, podobnie jak wszystkie planety, był narażony na uderzenia ciał zewnętrznych. Zadziwiające, że większość kraterów ulokowana jest na południowej półkuli. Półkula północna jest znacznie gładsza, więc i młodsza, a jej kratery uległy wietrznej erozji i niedawnemu w ulkanizm ow i.

Krater zimowy (poniżej) Obraz przedstawia krater Łomonosow (65°N/9°W) na zachodniej półkuli Czerwonej Planety podczas trwania marsjańskiej zimy. Krawędź krateru jest biała od zamarzniętego śniegu. Widoczne są również mgła i wyższe partie chmur.

Czapy polarne (poniżej) Podobnie jak nasza planeta, Mars posiada dwa bieguny. N ie są one jednak pokryte zamarzniętą wodą, lecz dwutlenkiem węgla. G d y Mars znajduje się najbliżej Słońca, jego południow a półkula rozgrzewa się, a czapa polarna kurczy wraz z postępującym parowaniem dw utlenku węgla. Z im ą spada on na powierzchnię pod postacią śniegu i czapa zn ó w zwiększa swoje rozmiary.

Marsjański biegun północny (po lewej) Ten trójwym iarowy obraz został uzyskany z około 2,6 mln pomiarów w ysokościowych z użyciem technik laserowych, zebranych przez sondę Mars Global Surveyor. Dla większej przejrzystości obraz został rozciągnięty w kierunku pionowym.

63

O

d k ryw an ie

M arsa

Pocięty Mars (po lewej i poniżej) Te dwa globy przedstawiają mapy Marsa narysowane przez francusko-

Jeszcze wiek temu astronom owie uważali Marsa za ląd

-greckiego astronoma Eugenea Michela Antoniadiego we wczesnych

zamieszkały, a to za względu na odkrycie na planecie

latach ostatniego stulecia. O ile jasne

tzw. kanałów. Powieść H . G . Wellsa Wojna światów

i ciemne obszary dość dobrze zgadzają się z rzeczywistością,

swoją fabułą o inwazji Marsjan na Ziemię tylko powiększyła

to długie, proste „kanały" okazały się

szerzącą się marsmanię. Kiedy czytano dzieło na antenie

być jedynie optycznym złudzeniem.

amerykańskiego radia w 1938 roku, wielu ludzi naprawdę

W swej późniejszej karierze Antoniadi

uwierzyło w atak na naszą planetę. Tymczasem Mars jest

istnienia kanałów na Marsie.

byl jednym z czołowych krytyków teorii

zim nym , wyschniętym światem i, z tego co wiemy, nie ma na nim organicznego życia.

Wczesne spekulacje Zanim Czerwonej Planecie przyjrzano się z bliska, wielu ludzi wierzyło w istnienie Marsjan. Pewien bogaty, amerykański miłośnik astronomii, Perciv.il Lowell (1855-1916), zapoznawszy się z publikacjami włoskiego badacza Giovanniego Schiaparelliego (1835-1910) o kanałach na Marsie, błędnie je zinterpretował i rozgłaszał teorie o systemie sztucznego nawadniania powierzchni planety przez jej rzekomych mieszkańców.

Pierwsze misje na Marsa

Mars G lobal Surveyor

W 1965 roku sonda Mariner jako pierwsza przeleciała niedaleko Marsa. N ie odkryła żadnych kanałów ani śladów cywilizacji, jedynie pustynny, pokryty kraterami ląd. 11 lat później dwa amerykańskie lądowniki Viking 1 i 2 zdołały osiąść na planecie. Testy gruntu Marsa rów nież nie dały pozytywnych w yników dotyczących życia na tym globie. Zdjęcie powyżej to pierwsza fotografia Marsa, którą wysiał V iking I kilka m inut po lądowaniu niedaleko Chryse Planitia (22,5'N/48"W ).

C hyba najbardziej udaną misją marsjańską jest Mars Global Survcyor. Statek dotarł w pobliże planety w 1997 roku i rozpoczął jej intensywne badania. Przesyłane na Ziemię zdjęcia mają niezwykłą rozdzielczość. O b ra z po prawej, jako przykład takiej szczegółowej fotografii, przedstawia wiosenną część powierzchni planety: góry i kratery południowej półkuli osnute suchym lodem (zamarzniętym dwutlenkiem węgla).

Zwinięte poduszki powietrzne, które zapewniły sondzie Pathfinder bezpieczne lądowanie

64

Rozmiary i rozmieszczenie głazów potwierdziły, że region Ares Vallis, gdzie Pathfinder wylądował (19°N/33,5rjW ), byl niegdyś nawiedzony przez ogromną powódź.

Czytniki zainstalowane na sondzie Pathfinder zarejestrowały temperaturę, ciśnienie i prędkość wiatru w miejscu lądowania.

WEWNĘTRZNY

D an e statystyczne Pho bo sa

UKŁAD

SŁONECZNY

Phobos i Deimos Spośród wszystkich planet wewnętrz­

Data odkrycia

nych jedynie Ziem ia i Mars posiadają

R ozm iary

księżyce. Marsjańskie naturalne

Średni promień orbity

satelity - Phobos (po prawej) i Deimos

Okres orbitalny

(po lewej) - są bardzo małe i, prawdo­ podobnie, przechwycone z pasa planetoid. O d k ry ł je astronom

D a n e s t a t y s t y c z n e D e im o s a

amerykański Asaph

Data odkrycia

Hall (1829-1907) w 1877 roku, gdy Mars znalazł sic dość blisko Ziemi.

Rozmiary

Z orbit księżyców H all wyznaczył

Średni p m ie ń orbity

masę planety. Phobos jest księżycem

Okres orbitalny

po ło żon ym najbliżej swojej planety w całym U kładzie Słonecznym.

Pocztówka z Marsa (po prawej) Kosmiczny pojazd Spirit pokonał ponad 3.5 km w kraterze Gusev (15°S/175CE), którego średnica wynosi 145 km. W czasie wędrówki zarejestrował ten panoramiczny obraz. Tylna ściana krateru widoczna jest na horyzoncie.

i J

M

Misja Mars Exploration Rover

Pathfinder

Mars Ex press

W amerykański D zie ń

W 2003 roku Europejska Agencja

Lądowniki Spirit i O p p o rtu n ity to

N iepodległości - 4 lipca 1997 roku

K osm iczna wysłała na Marsa swój

kolejny sukces N A S A w odkrywaniu

lądow nik Mars P athfinder dotkn ął

pierwszy statek kosm iczny. Mars

Marsa. W styczniu 2004 roku statki

marsjańskiego lądu jako drugi po

Ex press wszedł na orbitę planety

wylądowały na przeciwnych półkulach

V ik ing u, po 21 latach. Z lądow nika

w grudniu 2003 roku, po czym

planety. Każdy z nich jest wyposażony

(ro zło żo n y p o n iże j) wyjechał pojazd

uw oln ił lądow nik Beagle 2. K ontakt

w kamerę do zdjęć panoramicznych,

Sojourner, ko ntro lo w any z Z iem i

z ładow nikiem utracono, ale sonda

m ikroskop, samonaprowadzający się

pilotem . Z an im utracono kontakt ze

nadal działa. W lutym 2005 roku

system nawigacyjny i instrumenty

statkiem , P athfinder przesyłał nam

odkryła pow ażny dow ód na istnienie

do analizy składu atmosfery i gruntu.

obrazy przez o k o ło dwa miesiące.

oceanu pod pow ierzchnią Elysium Planitia (20 N /12 0 E).

Ślady kół wózka byty dokładnie przestudiowane w celu określenia fizycznych właściwości gleby marsjańskiej.

Pojazd kosmiczny Sojourner bada głaz „Yogi" zbudowany z bazaltu.

65

Trojańczycy i Grecy (przyp, t ł . )

P la n e t o id y

C zęść planetoid znanych pod nazwą Trojańczycy i Grecy krąży po jednej orbicie z Jowiszem . Są skupione w dwie grupy, jedna z nich podąża 60 stopni za planetą, druga, liczniejsza, 60 stopni przed nią

Między orbitami Marsa i Jowisza znajduje się przestrzeń

(ilustracja poniżej). Taką sytuację wymusiło wzajemne oddziaływanie

wypełniona gruzem i fragmentami skalnymi - planetoidami.

grawitacyjne m iędzy olbrzym em a Słońcem. Dotychczas udało się zidentyfikować około 1500 T rojańczyków i Greków ,

Powstały one we wczesnym okresie istnienia Układu

a pierwszego z nich - Achillesa odkryto w 1904 roku.

Słonecznego i są pozostałościami po formowaniu się większych obiektów, takich jak planety, z pyłu i gazu. Planetoidy są tak lekkie, że jest ich wiele milionów, masa wszystkich ciał razem wziętych stanowi mniej więcej 1/20 masy Księżyca. W grawitacyjnym polu Jowisza i Słońca wiele planetek zostało wyrzuconych poza Układ, niektóre przechwycone na orbity okołoplanetarne, a inne nawet pochłonięte przez same planety. Dziś są skamielinami wczesnego Układu Słonecznego. Większość ma rozmiary nieprzekraczające kilkudziesięciu metrów, ale są i takie, które tworzą własne światy.

433 Eros Planetoida 433 Eros jako pierwsza została okrążona przez statek kosmiczny. Stało się to w lutym 2000 roku, gdy próbnik NEAR-Shoemaker zbliżył się do planetki i krążył dookoła niej prawie przez rok. zanim na niej wylądował, Siodłowata planetka Eros (po lewej), o rozmiarach 40 x 14 x 14 km, jest jedną z trzech najbliższych Ziemi, których rozmiary przekraczają 10 km Mapa poniżej powstała z mozaiki kilku obrazów z sondy NEAR-Shoemaker. Przedstawia ona usianą kraterami powierzchnię Planetoidy.

Tutanekai

Himeros

*J.ęander « •

Orpheus

rcissus

V a le n tin e y » . ' . V E u r y d i« e P Cupid • Calherine’ ^ . „ , #. , VHeamc1.ft • Yalentmo \

V fo m a lio n •

\ «• Avtandil

,

'

Galalea • ~

,

/

i/i

Mainoon

Radames

^

Hi

' (

•

Fujitsubo! Genji

Abelard .

i"

■i

Selege

Don Quixote Proserpina • Duicinea

66

WEWNĘTRZNY

, V

■ v e ^ ;

• £ " * *9*1

'i£ » • < '5 * .

#« jV ". , i*

*0

^ i/ '* - - I * ^ >71 & '. m .«•

___________ .

' jV , * f r - >

UKŁAD

SŁONECZNY

»»

_ 2

^

Planetoidy bliskie Ziem i ***

N ie wszystkie planetki mieszczą się

^S f

w głównym pasie planetoid. Niektóre z nich, posiadające orbity o promieniu mniejszym niż 1,3 A U , mogą znaleźć się dość blisko naszej planety. Ocenia się, że takich obiektów o rozmiarach większych n iż 10C m jest około sto tysięcy, z czego tylko kilka tysięcy zostało dotychczas odkrytych. Sfotografowany z bliska Kros jest właśnie taką bliską Ziem i planetoid.).

Rozm iary pasa planetoid

Typy planetoid

W iększość planetoid znajduje się w strefie okołosłonecznej, m iędzy orbitam i

Pod względem składu chemicznego, cech w w idm ie promieniowania oraz albedo

Marsa i Jowisza. Rozciąga się ona od 2,1 do 3,3 A U od Słońca. Planetki leżące

planetoid)' dzielim y na kilka klas. Typ S jest najczęściej spotykany w wewnętrzne)

najbliżej gwiazdy okrążają ją w ciągu 3 lat, podczas gdy te z. zewnętrznych

części głównego pasa, oznacza obiekty zbudowane głównie z. materiału

obszarów pasa potrzebują na jeden obieg dwa razy więcej czasu. Pas nie jest

krzem ionkowego. 75% wszystkich znanych planetoid to ciemne typy C - obiekty

wszędzie jednakowy, jego zewnętrzna część ma o ko ło I A U grubości,

węglowe, które m o żna znaleźć na peryferiach pasa. W jego środku znajdują się

wewnętrzna tylko 1/3 A U . Pas planetoid jest często wyobrażany jako gęste,

metaliczne planetki typu M , w ich skład w chodzą głównie nikiel i żelazo.

niebezpieczne pole szybko rotujących cial, zdolnych do szybkich po d róży

N iektóre planetoid)' posiadają własne, maleńkie księżyce, inne krążą w układach

międzyplanetarnych. W rzeczywistości obiekty te potrzebują g odzin, a nawet

dookoła wspólnego środka masy. Takim obiektem jest 90 A ntiope (poniżej),

tygodni, aby w ykonać jeden o brót w o kół własnej osi. Ponadto pas jest tak

składająca się z dw óch cial o rozmiarach około 80 km , oddalonych od siebie

rozległy, a planetoid stosunkow o tak niewiele, że przebywając na jednej z nich

o 160 km . Ich okres wzajemnego obiegu wynosi 16,5 godziny.

przez cale życie, nie zobaczyłoby się drugiej z bliska.

'i

Typ S - 951 Gaspra

Typ NI - 216 Kleopatra

\ Typ C - 253 Matylda

Układ podwójny planetoid - 90 Antiope

67

O dkrywanie

p l a n e to i d

Planetoidy były bezpośrednimi świadkami tworzenia się U kładu Słonecznego, więc są bardzo cennym źródłem informacji o powstawaniu planet. A ż do 1991 roku żadnej planetce nie zdołano przyjrzeć się z bliska. D opiero sonda Galileo, zmierzająca w kierunku Jowisza, przeleciała niedaleko planetoid 951 Gaspra (1991) oraz 243 Ida (1993) i przesłała bardzo ciekawe zdjęcia ich powierzchni. W lutym 2000 roku sonda NEAR-Shoem aker weszła na orbitę planetoidy 433 Eros. D zięki planowanym m isjom m amy nadzieję dowiedzieć się wielu interesujących rzeczy nie tylko o samych planetkach, ale i o początkach naszego kosmicznego świata.

O dkrycie planetoid 1 stycznia 1801 roku pewien wioski mnich i astronom, Giuseppe Piazzi (1746-1826) odkrył niezidentyfikowane dotąd ciało znajdujące się między Marsem a Jowiszem. Obserwator nazwał ją Ceres i uznał za nową planetę. D o początku X X wieku takich „planet” odkryto już kilkaset. Naukowcy przestali je traktować jak planety i nazywają je planetoidami lub planetkami. D o dziś stworzono katalogi wielu tysięcy takich obiektów, oznaczając je nazwą i kolejnym numerem z datą odkrycia. Wiele m ilionów ciał wciąż czeka na odkrycie. N a razie Ceres o średnicy 933 km jest wciąż największą planetką, jej masę oszacowano na 1/3 całkowitej masy wszystkich obiektów pasa planetoid. Jedynie kilkanaście planetek ma średnice większe niż 250 km, pozostałe to latające, kilkudziesięciometrowe bryły skalne. Inne ciała międzyplanetarne, takie jak meteoroid)', to zwykle odłamki powstające przy zderzeniach planetoid. N a zdjęciu powyżej przedstawiono dziesięciocentymetrowy meteoryt, który m ógł być częścią planetki 4 Vesta (powyżej po prawej) - niezwykłego obiektu zbudowanego z oliwinu i posiadającego bazaltową skorupę - dowód na dawną aktywność wulkaniczną.

Ida i jej księżyc (powyżej po prawej) Próbnik Galileo, zmierzający w kierunku Jowisza, uzyskał ten obraz w 1993 roku. Widać na nim pierwszą planetoidę (243 Ida, powyżej, po lewej), która posiada wtasny księżyc (Daktyl, powyżej, po prawej). W najszerszym miejscu Ida mierzy 54 km, podczas gdy Daktyl, o jajowatym kształcie, jedynie 1 km.

68

WEWNĘTRZNY

Znajdow anie planetoid z Ziem i

UKŁAD

SŁONECZNY

Misja Hayabusa

W teleskopie planetki objawiają się jako małe, jasne

Kolejny krok badań planetoid stanowi pobieranie

punkty, poruszające się na tle dalekich gwiazd. W ten

materiału z ich powierzchni. Taki cel misji mial

sposób każdego roku odkrywa się setki nowych ciał.

japoński statek Hayabusa. W ystrzelona 9 maja

N a inne natykają się astronomowie podczas

2003 roku sonda dotarła do bardzo małej (0,8 km

wykonywania zupełnie innych obserwacji, próbując

szerokości) planetki 25143 Itokawa dopiero

zidentyfikować ciała w swym polu widzenia.

w 2005 roku. W ylądowała na niej szczęśliwie,

Odkrywanie i śledzenie ruchu planetoid nie jest

ale, niestety, z powodu problemów z zasilaniem

jedynie sztuką dla sztuki. W iadom o, że w przeszłości

próba pobrania gruntu nie powiodła się (przyp, tł.)

zderzenia tych ciał z planetami miały tragiczny wpływ na środowisko i nie ma powodu myśleć o wyjątkowości i specjalnych przywilejach Ziemi podczas takich ewentualnych zderzeń. Jeśli jednak będziemy obserwować ruch cial na niebie, mamy szansę zareagować w porę i uniknąć kosmicznej katastrofy.

Zbliżenie do Itokawa Tematem artystycznej wizji po prawej jest zbliżenie się sondy Hayabusa do planetki Itokawa. z której mial pobrać próbki gruntu. Próbnik przetestował nową ksenonow ych silników .

umożliwiających ruch statku kosmicznego na zasadzie wyrzucania strumieni naładowanych cząstek.

Misja N EA R-Shoem aker N E A R (Ncnr-Earth Asteroid Rendez.yous) był pierwszym statkiem, który okrążył planetoidę. D rugi człon nazwy - Shoemaker, dodano na cześć naukowca, geologa planetarnego. Sondę wystrzelono w 1996 roku w kierunku planetoidy 433 Eros. W czerwcu 1997 roku przeleciała I 200 km od planetki 253 Matylda, a w 1998 roku doleciała do Erosa, gdzie spędziła rok na fotografowaniu jego powierzchni. W końcu sonda wylądowała na planetce z zamiarem pozostania tam na zawsze. Psyche (powyżej) To zdjęcie krateru Psyche na Erosie zrobiła sonda NEARShoemaker z wysokości 50 km. Dno krateru pokrywa warstwa pyłu i regolit - produkt wietrzenia skał. Kolory są zachowane, choć zostały lekko wzmocnione dla lepszej przejrzystości. Psyche ma 5.3 km szerokości.

Planetoidy w domu (po lewej) Aby badać planetki z bliska, nie trzeba lecieć w kosmos, to one często przylatują do nas. na Ziemię. Ten plaster pochodzi z meteorytu Imilac, odkrytego w Chile w 1822 roku. Fragmenty materii zostały osadzone w przezroczystej matrycy niklowo-żelaznej. Ten materiał utworzył się miliardy lat temu na granicy między stopionym jądrem Planetoidy a jego twardą skorupą.

Odkrycie asteroidy (po prawej) Podczas obserwacji galaktyki w gwiazdozbiorze Strzelca w obiektywie teleskopu Hubble a pojawiła się nieznana dotąd planetka. Pozostawiony przez nią ślad na zdjęciu jest przerwany z powodu nieciągłych czasów ekspozycji tego samego obszaru nieba. Z powodu orbitalnego ruchu teleskopu orbita Planetoidy nie jest prosta. Na podstawie pomiarów jasności planetki oszacowano jej średnicę na 2,4 km.

69

W zewnętrznych reionach U kładu S łonecznego dom inują otoczone system am i pierścieni m ajestatyczne gazow e olbrzym y Zdjęcie przedstawiające Saturna i |ego pierścem e w fałszywych barw ach uzyskała sonda Cassini 3 maja 2005 roku

Z ewnętrzny U k ł a d Sł o n e c z n y

Z ewnętrzny U

kład

Zewnętrzny Układ Stoneczny Mapa obok przedstawia zewnętrzny System Stoneczny aź po brzeg pasa

Sł o n e c z n y

w zarysie

Poza orbitą Marsa i pasem planetoid znajduje się przestrzeń, którą zajmują ciała zewnętrznego Układu Słonecznego. Najbardziej wewnętrzną planetą tego obszaru jest Jowisz, znajdujący się w odległości 5 A U od Słońca. Planeta najdalsza - Pluton, znajduje się 10 razy dalej. Planety zewnętrzne są zupełnie inne niż wewnętrzne. Dwie największe - Jowisz i Saturn - to gazowe olbrzymy, zbudowane z ciekłego, skondensowanego wodoru i helu. Uran i Neptun to giganty lodowe - posiadają grube atmosfery otaczające grząskie płaszcze lodowo-skaliste. Mały Pluton sam stanowi odrębną klasę planet. Prawdopodobnie należy on do pasa Kuipera - kręgu zawierającego dziesiątki milionów skalnych i lodowych głazów. Oddalając się od Słońca, napotkamy krawędź O błoku Oorta, , > « znajdującego się w 1/3 odległości do najbliższej gwiazdy.

72

•

Kuipera, znajdującego się w odległości

O r bit * f u n e t y

50 AU od Stońca (każde kolo wyznacza odcinek 5 AU). Zamknięte i otwarte kótka

Aphelium

na orbitach oznaczają odpowiednio aphelia i peryhelia planet. Grube kreski

S atu r n

- O

-

P eryhelium

to węzty orbit, czyli miejsca przecięć orbit z płaszczyzną ekliptyki. Naniesiono również orbity typowych komet długo- i krótkookresowych.

KOMET* KROTKOOKRfSOW*

/

Planety i komety nie są narysowane w skali.

/

K o met * d ujooousesow *

ZEWNĘTRZNY

UKŁAD

SŁONECZNY

Misje Voyager Najbardziej charakterystyczną

W 1977 roku NASA wystała w kosmos

€> e

dwie sondy Voyager, które miaty gruntownie zwiększyć zasób informacji na temat zewnętrznego Układu Słonecznego. Każda z nich zbliżyła się do Jowisza i Saturna, stąd Voyager 1 został skierowany poza Układ Słoneczny, a Voyager 2 poleciał dalej. w stronę Urana, do którego dotarł w 1986 roku i Neptuna, którego spotkał w 1989 roku. Oba próbniki wciąż przesytąją dane z obszarów położonych daleko poza orbitą Plutona.

o o

• *
f r i/n / i*

S titL ?

//

__ • Ty p: f i

%

Efekt „czarnej kropli" (powyżej) Turbulentna ziemska atmosfera powoduje rozciągnięcie brzegu planety na kilka chwil przed jej przejściem na tle tarczy słonecznej. Wygląda to wtedy, jakby czarny kleks łączył planetę i Słońce. Zjawisko zilustrowano w 1761 roku na rycinie powyżej. Efekt „czarnej kropli* sprawia, że precyzyjne określenie momentu pierwszego kontaktu jest wręcz niemożliwe, a to komplikuje dokładne wyznaczenie odległości do Słońca i innych obiektów niebieskich.

Przejścia Wenus (powyżej) Przejścia Wenus przed tarczą Stońca miały szczególne znaczenie zwłaszcza w marynistyce XVIII wieku. Dokładne wyznaczenie wartości jednostki astronomicznej (AU) oznaczało precyzyjniejszą nawigację morską. Szkic opublikowany w Londynie w 1757 roku przedstawia pozycje siedemnastu tranzytów Wenus od 918 do 2117 roku.

Tranzyty Wenus (poniżej) Podczas przejść Wenus przed tarczą Stońca dokładna pozycja planety względem dysku gwiazdy zmienia się w zależności od położenia obserwatora (efekt paralaksy). Charakterystyczny dla przejścia moment pierwszego „zetknięcia się” brzegu planety z brzegiem Stońca jest ściśle określany w czasie i mierzony na dwóch różnych szerokościach geograficznych. Porównując pomiary, możliwe jest wyznaczenie odległości do planety prostą metodą triangulacji. Gdy odległość ta jest precyzyjnie obliczona, oszacowanie wartości jednej jednostki astronomicznej, czyli odcinka łączącego Ziemię i Słońce, nie stwarza już większych trudności.

Wenus

Kąt wymagany przy zastosowaniu metody triangulacyjnej

Jednostka astronom iczna Ju ż sta ro ż y tn i G re c y ja k o pierwsi próbow ali w y znaczyć o d leg ło ść Z iem ia - Sło ń ce . A ry starch z Sam os (o k . 3 2 0 -2 5 0 p .n .e.) w iedział, że gdy K sięży c je st w kw adrze, tw orzy ze S ło ń ce m i Z iem ią tró jk ą t p ro sto k ątn y . W yd edu kow ał rów nież, że zn ając od leg łości do S ło ń ca i K siężyca z ob serw acji zaćm ień, m usi tak że znać kąt m iędzy Z iem ią i K się ży cem , aby przy w y korzy stan iu p ro sty ch zasad try g o n o m etry cz n y ch m ożliw e b y ło o b licz e n ie je d n o stk i a stro n o m ic z n e j. N ie ste ty , dokładny p om iar ow ego kąta był p o za zasięgiem sta ro ż y tn e j te ch n o log ii. A ry starch oszacow ał d łu gość jed n ej jed n o stk i astro n o m iczn e j na 20 o d leg ło ści Z ie m ia - K się ży c, p od czas gdy rzeczy w ista jej w artość to aż 38 9 tak ich o d cin k ów . P oza tym u stalił, że S ło ń ce zn ajd u je się od K sięży ca zn aczn ie dalej i je st od n iego w iększe. W X V I I w ieku w ynalezion o now ą m etod ę w yznaczen ia je d n o stk i a stro n o m ic z n e j. B y ły to p rzejścia W en u s przed tarczą S łoń ca. A ngielski a stro n o m Jerem iah H o rro c k s (o k . 1 6 1 8 -4 1 ) jak o pierw szy użył te j m etod y w 1639 rok u , ale efek t „czarn ej k ro p li” u n iem ożliw i! mu d ok on an ie p re cy zy jn eg o o k reślen ia czasu „zetkn ięcia się” b rzegów obydw u o b iek tó w . W d zisiejszych czasach o d leg łość dzielącą Z iem ie od S ło ń ca m ierzy się ru ty n ow o za p o m o cą te lem etrii i te ch n ik radarow ych.

NAJBLIŻSZE

Katalogowanie gwiazd (po lewej) W 1989 roku wyniesiono na orbitę europejski statek kosmiczny Hipparcos (po lewej). Nazwa statku pochodzi od greckiego filozofa Hipparchosa z Nikei, który jako pierwszy skatalogował gwiazdy. Sonda zmierzyta paralaksy trygonometryczne i wyznaczyła odległości do około stu tysięcy gwiazd z niespoty­ kaną dotychczas dokładnością. Misja GA1A, której rozpoczęcie planuje się na rok 2010, dostarczy jeszcze precyzyjniejszych danych i rozszerzy zakres obserwacji o około sto razy.

GWIAZDY

Paralaksa trygonometryczna (powyżej) Patrząc na pobliski przedmiot raz jednym, raz drugim okiem, zauważymy, że tło za nim się zmienia. Jest to tzw. efekt paralaksy. Podobnie rzecz się ma z gwiazdami: rejestrując pozycję danej gwiazdy z dwóch różnych punktów obserwacyjnych, jesteśmy w stanie określić jej odległość od Ziemi. Gdybyśmy zmieniali miejsce obserwacji na naszej planecie, różnice w położeniu gwiazdy byłyby bardzo niewielkie, wobec tego najlepiej jest poczekać sześć miesięcy, aż Ziemia sama się przemieści na przeciwległą stronę swojej orbity. Kąt, o jaki .przesunie się" obserwowana gwiazda, jest kluczowym parametrem do wyznaczenia do niej odległości.

Pom iary odległości do gwiazd D la gwiazd zn ajd u jących się b liżej n iż sto lat św ietln ych od leg łości m ożn a w y znaczyć d ość d o b rze, używ ając m etod y paralaksy try g o n o m e try c z n e j. Je s t to p o zo rn e przesuw anie się o b iek tu na tle od leg łych gw iazd p od czas ob serw acji z dw óch p ołożeń Z iem i w o d stęp ie p ó łro czn y m . F rie d rich W ilhelm B essel (1 7 8 4 -1 8 4 6 ) w 1838 roku jak o p ierw szy użył te j m eto d y d o w yznaczen ia o d leg ło ści d o gw iazdy 61 C y g n i. Je g o w ynik m ieści się w granicach błędu w artości w y zn aczo n ej m etod am i n ow oczesn ym i. D o w yznaczen ia o d leg ło ści gwiazd b ard zo dalekich astro n o m o w ie używ ają św iec stand ardow ych - gw iazd o zn any ch jasn o ściach ab so lu tn y ch . O cz y w isty m je st fak t, że im gwiazda zn ajdu je się dalej, tym wygląda na słabszą. Z nając prawdziwą (absolutną) jasn o ść gw iazdy i p orów n u jąc ją z obserw ow aną, m ożna o k reślić je j o d leg ło ść od ob serw atora. T a k sam o m ożna ok reślić o d leg ło ść do sam och o d u , analizu jąc in ten syw n o ść św iecenia je g o re flek to ró w . N ajw ażn iejszy m i i n a jcz ęściej używ anym i św iecam i standardow ym i są cefeid y. G w iazd y te pulsują, zm ien iając swą jasn o ść w dość ok reślo n y i periodyczny sposób. Ich jasn o ść p o zo staje w ścisłym związku z okresem pu lsacji. Z n ając ten o k res, m o żna o b licz y ć jasn o ść ab solu tn ą gw iazdy oraz, p o śred n io, o d leg ło ści d zielące nas od w iększych o b iek tó w , w k tó ry ch te gw iazdy w y stęp u ją, np. galaktyk.

125

K la syfik a cja g w ia zd o w a A stro n o m o w ie dzielą gwiazdy w edług ich tem peratu r i jasn ości System klasyfikacji gwiazd opiera się na dw óch elem entach: typie w idm ow ym i klasie jasności. T y p widm ow y, w który zakodow ana jest in form acja o tem peratu rze pow ierzchni i kolorze gwiazdy, oznacza się literą i cyfrą. N ajgorętsze gwiazdy b iało-niebiesk ie to typ O , wraz ze spadkiem tem peratury m am y kolejn o typy B, A , F , G , K i iM. O sta tn ie cztery opisują gwiazd) sto su n k o w o chłod ne. P o zo stałe typy: R , N i S są podobn do K i M , ale n iezn aczn ie różnią się składem ch em iczn ym C y fry od 0 (n ajgorętsze) do 9 (n ajch łod n iejsze) reprezentują podklasy podstaw ow ych siedm iu grup. Sto su je się także cyfry rzym skie od I do V , ozn aczające klasy jasności o b iek tó w . Klasa Proxima Centauri (po prawej) Najblizsza Słońcu gwiazda. Proxima Centauri, ma typ widmowy M5.5V. czyli jest czerwonym karłem. Właśnie takie gwiazdy występują we Wszechświecie najczęściej. Czerwone karły są małe i ciemne, a Proxima Centauri nie jest tutaj wyjątkiem. Jest dwadzieścia tysięcy razy słabsza i siedem razy mniejsza od naszego Słońca i znajduje się od niego w odległości 4.22 lat świetlnych.

I to n ad olbrzym y - gwiazdy n ajjaśn iejsze, klasę II stanow ią gwiazdy zwane jasnym i olbrzym am i, klasa III to olbrzym y, pod olbrzym y oznacza się jako IV , a karły V . N a ilustracji po prawej porów n ano w zględne rozm iary gwiazd należących do różn ych typów w idm ow ych. G w iazdy w najbliższym o to czen iu Słoń ca należą głów nie do typu M i klasy V.

Syriusz B (po prawej) W gwiazdozbiorze Wielkiego Psa znajdziemy układ podwójny gwiazd Syriusz A i Syriusz B. Ten ostatni to biały karzeł o typie widmowym dA2. Jest on martwym jądrem masywnej gwiazdy, która w przeszłości uległa destrukcji. Średnica Syriusza B wynosi zaledwie 0,8% średnicy Słońca i jest nawet mniejsza niż ziemska. Karły mają tę niezwykłą cechę, że im są masywniejsze, tym ich rozmiary są mniejsze.

Typ w id m o w y F

G

K

M

• • .•••• • •• •

— •* .

50

40

30

35

20

15

10 9

8

*•••-•

7

6

5

4

3

Tem peratura (tys. K)

* •

V

• •

• #

•••

i • ••

>• •*

•••:

D iagram H ertzsp ru n g a-R u ssella (H -R )

Rigel (po prawej) Rigel jest jasnym niebieskim nadolbrzymem typu B8I w gwiazdozbiorze Oriona. Choć znajduje się on aż 770 lat świetlnych od Słońca, jest siódmą co do jasności gwiazdą naszego nieba. Jego jasność jest czterdzieści tysięcy, a promień pięćdziesiąt razy większy od Słońca. Przy największych gwiazdach nieba Rigel wygląda jednak jak karzełek - czerwone nadolbrzymy, takie jak Antares w konstelacji Skorpiona, są co najmniej czterysta razy takie jak Słońce.

Z e s ta w ia ją c g w ia z d y na w y k re sie z a le ż n o ś c i te m p e ra tu ry lu b k o lo ru o d ja s n o ś c i, m o ż n a na n im ła tw o w y ró ż n ić k ilk a g ru p o b ie k tó w . R o z c ią g a ją c a się o d g ó r n e g o lew eg o ro g u (g w ia z d y g o r ą c e i ja s n e ) a ż d o p ra w eg o d o ln e g o (o b ie k ty c h ło d n e i sła b e ) stru g a to tz w , c ią g g łó w n y . T o w ła śn ie tu ta j lo k u je się w ię k s z o ś ć k a rłó w o k la sie ja s n o ś c i V , p rz e m ie n ia ją c y c h w sw y c h ją d ra c h w o d ó r w h el. W tr a k c ie e w o lu c ji g w ia z d y te s ta ją się c h ło d n ie js z e i w ię k s z e , w ię c na d iag ram ie H - R p rz e su w a ją się w p ra w o w s t r o n ę w y stę p o w a n ia o lb r z y m ó w i n a d o lb rz y m ó w . B ia łe k a rły , c z y li o d s ło n ię te ją d ra b y ły c h m a sy w n y ch g w iazd , z n a jd u ją się w d o ln y m , lew y m ro g u .

Arktur (dalej po prawej) W gwiazdozbiorze Wolarza znajduje się oddalona o 37 lat świetlnych, najjaśniejsza gwiazda nieba północnego - Arktur. Ten pomarańczowy olbrzym o typie widmowym K 1.5 III, mimo że ma temperaturę o 1 500 C niższą niż Słońce, jest od niego większy aż 25 razy, co w rezultacie sprawia, że jest od niego znacznie jaśniejszy.

127

G w iezd n e układ y po d w ó jn e

I WIELOKROTNE G w iazdy pojed yn cze, takie jak nasze Sło ń ce, należą w kosm osie do m n iejszości. O k o ło 6 0 % w szy stkich gwiazd to elem enty układów podw ójnych lub w ielokrotnych, w których poszczególne o b iek ty krążą d ook oła w spólnego środka ciężk o ści. N ajcz ęście j gwiazdy w ystępują w parach, rzadziej w tró jk ach . N ajb liższe nam jasne gwiazdy: a Centauri, Procjon i Syriusz posiadają gwiezdnych tow arzyszy, a oddalony o 52 lata św ietlne K asto r z B liźniąt ma ich aż pięciu. Układy w ielokrotne mogą powstawać w wyniku bliskiego spotkania dw óch gwiazd pojed yn czy ch , ale z powodu ogrom ny ch dystansów m iędzygw iazdow ych szansa na taki kon takt jest m inim alna. O g ro m n a w iększość gwiazd znajdujących się w układach po prostu ju ż się w nich rodzi.

Dwa najbliższe układy podwójne (powyżej i po lewej) Zdjęcie powyżej jest zbliżeniem na najjaśniejszą gwiazdę naszego nieba - Syriusza. Wiadomo. że Syriusz jest układem podwójnym, złożonym z gwiazdy niebiesko-białe) i gęstego białego karta. Zdjęcie, w fałszywych kolorach, pochodzi z satelity rentgenowskiego Chandra. Po lewej przedstawiono dwa składniki układu a Centauri: A i B. których typy widmowe są podobne do słonecznego. Gwiazdy te potrzebują az 80 lat na wykonanie iednego pełnego obiegu wokół wspólnego środka masy. Proxima Centauri, najbliższa nasza sąsiadka, obiega cały ten układ po bardzo wydłużonej orbicie w ciągu od 0.5 do 2 mln lat.

Dynamika układów gwiazdowych Diagram y po prawej ilustrują rozkład orbit poszczególnych składników układów gwiezdnych. W system ach podw ójnych każda gwiazda porusza się po eliptycznej orbicie dookoła barycentrum - punktu równowagi (zielona kropka). C iała poruszają się w ten sposób, że linia łącząca dwa o biekty zawsze przechodzi przez ten punkt, nawet jeśli odległość m iędzy nimi nie jest stała ( I ) . U kłady podw ójne mogą rów nież posiadać orbity o bardziej kołowym kształcie (2 ). T rzeci diagram obrazuje układ p otrójn y (3 ), w którym zew nętrzna gwiazda (żółta) krąży d ookoła w ew nętrznej pary, jak gdyby była ona jednym obiektem . W ew nątrz tej ciasnej pary gwiazdy rów nież obiegają w spólne barycentrum . Na samym dole przedstawiono system poczw órny (4 ), składający się z dw óch par obiegających w sumie trzy barycentra: główne i po jednym w każdej parze.

Proxima Centauri (powyżej) Proxima Centauri to czerwony karzeł, znacznie słabszy i mniejszy od Słońca. Na artystycznym obrazie pokazano gwiazdę z hipotetyczną planetą przechodzącą przed jej tarczą. Dwie gwiazdy po lewej to a Centauri A i B, układ podwójny, dookoła którego krąży Proxima. Kataklizmiczne układy podwójne (po prawej) W niektórych układach poszcze­ gólne obiekty leżą tak blisko siebie, że może dojść do ich bezpośredniego kontaktu. Gwiazdy zmienne kataklizmiczne. takie jak przedstawiona na ilustracji, to właśnie przykład takich oddziałujących ze sobą obiektów. Większa gwiazda to czerwony olbrzym, a jego towarzysz to bardzo gęsty biały karzeł. Siła grawitacyjna białego karła jest tak duża. że powoduje lekkie zniekształcenie olbrzyma i przyciąganie części jego materii. Z tej .podkradanej" masy tworzy się spłaszczony, wirujący dysk akrecyjny.

N owe układy PLANETARNE Ponad dekadę tem u jed n o z najw ażniejszych pytań astron om ii: „C z y istn ieją planety poza naszym U kładem S ło n e c z n y m ? ” d o czek ało się p ozy ty w n ej odpow iedzi. W raz z rozw o jem tech n o lo g ii o b ecn ie odkryw a się coraz w ięcej planet p o zasło n eczn y ch . N ik o g o ju ż nie dziw ią planety obiegające gwiazdy pod o bn e do naszego Słoń ca. N ie k tó re gwiazdy posiadające w ięcej niż jedną planetę tw orzą naw et w łasne planetarne układy. Z n am y już ponad 2 0 0 planet, a liczba ta w ciąż rośnie. P ytanie, k tó re się p ojaw iło o sta tn io : „C zy na o d k ry ty ch planetach istn ieje ż y c ie ? ”, będzie m usiało p oczek ać na odpow iedź je sz c z e co n ajm n iej kilka lat.

Planeta pozasloneczna (powyżej po lewej) Ta podczerwona fotografia z ESO z 2004 roku była pierwszym dowodem na istnienie planety poza naszym Układem. Planeta (czerwona) o masie pięć razy większej od Jowisza krąży dookoła gasnącego brązowego karla o nazwie 2M1207 w odległości dwa razy większej niż Neptun dookoła Słońca.

:

Gliese 876

■

HD 12661

:

130

Obce Planetoidy (powyżej) Układ Słoneczny nie jest jedynym, który posiada pas planetoid. Kosmiczny teleskop Spitzera znalazł podobny do naszego obszar planetoid obiegających gwiazdę HD69830 oddaloną o 41 lat świetlnych w konstelacji Rufy. Na ilustracji pokazano Planetoidy z perspektywy odkrytej planety. Układy pozasloneczne (po lewej) Na diagramie porównano Układ Słoneczny (na górze) z jedenastoma wybranymi układami planetarnymi do odległości 3.3 AU w każdym systemie. Prawie wszystkie obce planety to olbrzymy podobne do Jowisza. Podczas gdy w naszym Układzie olbrzymy obiegają gwiazdę w odległości co najmniej 5 AU. w nowych układach znajdują się one bardzo blisko macierzystych gwiazd, nawet bliżej niż Merkury od Słońca. Brak odkrytych mniejszych planet oraz większych obiektów w dalszych odległościach od swych gwiazd może być spowodowany zbyt słabymi parametrami obserwacyjnymi naszych instrumentów oraz zbyt krótkim czasem obserwacji.

NAJBLIŻSZE

GWIAZDY

Polow anie na planety

s #

\

v

\

A stro n o m o w ie nie o d k ryw ają planet b ezp o śred n io , lecz p o p rzez zjaw iska, jakie

^

w yw ołują o n e w sw ym o to c z e n iu . P lan ety i gwiazda cen traln a ob ieg ają w spóln y środ ek c ięż k o śc i (zielo n a k ro p k a). Planeta p rzem ieszcza się po elipsie, a gw iazda w y k on u je b ard zo p o w oln e i n iew ielkie ru ch y (na rysunku p rzesad zo n e). Je śli p łaszczyzn a układu skierow ana jest do nas kraw ędzią, w ów czas po p rzejściu przed tarczą gw iazdy planeta b ęd zie się od nas odd alać, a sam a gw iazda przy b liżać. W w idm ie ow ej gw iazdy zauw ażym y, ż e je j linie przesu n ęły się w stro n ę fal k ró tsz y ch , n ieb ieskich (p o w y żej). G d y gw iazda b ęd zie się od nas odd alać, a planeta przy bliżać, linie przesun ą się w stro n ę czerw ien i (p o n iż e j). T a k ie zm iany w w id m ach gw iazd u m ożliw iają nie ty lk o o d k ry cie o b ieg ający ch je plan et, ale rów nież o szaco w an ie param etrów ich o rb it.

P oszukiw anie planet pozasłonecznycli N a ro k 2 0 1 5 p la n u je się u r u c h o m ie n ie d w ó ch b a rd z o w a ż n y c h m isji p o sz u k iw a n ia in n y c h św ia tó w . Są to T e r r e s tr ia l P la n e t F in d e r ( T P F ) o r a z D a rw in . C e le m ty c h p r o je k tó w je s t w y sz u k iw a n ie p lan et n ie w ię k sz y c h n iż Z ie m ia , a n a liz a ich a tm o s f e r i z b ie ra n ie d o w o d ó w na e w e n tu a ln e is tn ie n ie na n ich ż y c ia . M isja D a rw in b ę d z ie sk ła d a ła się z sz e śc iu te le s k o p ó w k o s m ic z n y c h , każd y o ś re d n ic y lu stra m in im u m p ó łto r a m e tr a , d z ia ła ją c y c h p od k o n tr o lą c e n tr a ln e g o sa te lity . P rz y w y k o rz y s ta n iu m e to d in te r fe r o m e tr y c z n y c h sy g n a ł ze w s z y s tk ic h te le s k o p ó w z o s ta n ie z ło ż o n y w je d e n b a rd z o d o k ła d n y o b r a z , e lim in u ją c p rz y ty m e f e k t y p o c h o d z ą c e o d o ś le p ia ją c e g o św ia tła gw iazd c e n tr a ln y c h .

Pozasloneczny gigant (po lewej) 16 Cygni B to jedna z pierwszych gwiazd, o których wiedzieliśmy, że posiadają planetę. Gwiazda jest pomarańczowa, podobnie jak Słońce, a obiegająca ją planeta ma półtora razy większą masę niż Jowisz. Okres orbitalny planety wynosi 798.9 dni. Znajduje się ona w odległości 1.67 AU od swej macierzystej gwiazdy. Na ilustracji planetę przedstawiono jako niebieskiego giganta, z krążącym dookoła niego czysto hipotetycznym księżycem. Macierzysta gwiazda to jeden z obiektów układu podwójnego, a towarzysz (na środku, po lewej) oddalony jest od niej o 700 AU.

Światy w budowie (poniżej) Astronomowie odkrywają planety nie tylko juz obiegające gwiazdy, ale także w trakcie ich powstawania. Ilustracja przedstawia dysk pyłowy, otaczający malomasywnego brązowego karla, odkrytego za pomocą teleskopu Spitzera. Dysk zawiera wystarczająco dużo materiału, aby mogły z niego powstać skaliste planety podobne do Ziemi.

I 31

O d k r y w a n ie g w iazd O d czasó w , gdy za g ło sz e n ie „ h e re z ji” o p o sp o lito ści n a sz eg o S ło ń c a sp a lo n o na sto s ie w ło sk ieg o filo z o fa G io rd a n a B ru n a (1 5 4 8 - 1 6 0 0 ) , nasza w iedza o k o sm o sie z n a cz n ie się p o g łęb iła . D o p ie ro jed n a k w X I X w ieku, po zasto so w an iu n o w o c z e sn y c h m eto d sp e k tro sk o p o w y ch i p o d o k o n a n iu p o m iaró w o d leg ło ści do gw iazd przy z a sto so w an iu paralaksy, te z y B ru n a z o sta ły p o tw ierd zo n e. D z ię k i tem u , że S ło ń c e je s t tak b lisk o Z ie m i, m o ż em y p rz y p u sz cz a ć, ja k fu n k c jo n u ją ró w n ież in n e gw iazdy, a o b serw u ją c je w ró ż n y c h stad iach e w o lu cy jn y ch , udaje się m od elow ać p ro ce sy p rz e b ie g a ją ce w ty ch o b ie k ta ch p rzez całe ich ży cie. P o tra fim y dziś przew idyw ać k o le jn e lo sy ciał n ie b ie sk ic h , w tym ta k ż e S ło ń ca i Z iem i. W ie m y , gdzie gw iazdy ży ją, z c z e g o są zb u d ow an e, jak ie zach o d zą w nich p ro ce sy i w jaki sp o só b p o ru sz a ją się w p rz e strz en i. M im o to , ciągle p ojaw iają się now e pytania i zagadki do rozw ikłania.

Astronomia egipska (poniżej) Astronomia była dla starożytnych Egipcjan bardzo ważnym elementem religii, gwiazdo­ zbiór Oriona na przyktad reprezentował Ozyrysa, boga śmierci. Na ilustracji poniżej, pochodzącej z sarkofagu, widać Szu (boga powietrza), oddzielającego swą córkę Nut (bogini nieba) od Ziemi.

Astronomia Babilonu (po prawej) Babilońska tabliczka z 500 roku p.n.e. pokryta jest znakami opisującymi ruch gwiazd i planet na sklepieniu niebieskim. Babilończycy byli znakomitymi astronomami, umieli przewidzieć zaćmienia, wynaleźli stopnie kątowe (wciąż używane do mierzenia odległości kątowych) i wprowadzili znakomitą formę notacji numerycznej.

NAJBLIŻSZE

Sp ektroskop ia W 1 8 6 0 ro k u a s tr o n o m ia p o s u n ę ła się o m ilo w y k r o k n a p rz ó d . D z ię k i s p e k tr o s k o p ii b u d o w a i ru ch gw iazd p o w o li p rz e sta w a ły ju ż b y ć n ie w ia d o m ą . P rz y p rz e p u s z c z a n iu św ia tła g w ia z d y p rz e z s p e c ja ln ie s k o n s tr u o w a n ą s ia te c z k ę tw o r z y się

GWIAZDY

Chińskie sfery niebieskie (powyżej) Chińczycy to jedni z najstarszych astronomów świata. Ich dokumenty o tej tematyce sięgają wiele stuleci wstecz. W pismach tych zawarte są między innymi informacje o plamach słonecznych na długo przed uznaną datą ich odkrycia, a mianowicie rokiem 1611. Notatki o wybuchu gwiazdy supernowej w 1054 roku w Mgławicy Krab (M1) okazały się bardzo interesujące dla naukowców badających te zjawiska. Mapa z XVIII wieku przedstawia 1464 gwiazdy podzielone na 283 gwiazdozbiory.

w id m o - m ap a in te n s y w n o ś c i św ia tła w z a le ż n o ś c i od d łu g o ś c i fali. N a tle tę c z o w e g o w id m a p o ja w ia ją się w ó w c z a s p ask i i k r e sk i r e p r e z e n tu ją c e p o s z c z e g ó ln e p ie r w ia stk i. N a w id m ie A rk tu ra , p o le w e j, c ie m n e lin ie o d p o w ia d a ją ró ż n y m a to m o m , np. w o d o ru c z y h e lu , c o d o s ta rc z a in f o r m a c ji o s k ła d z ie c h e m ic z n y m ź ró d ła św ia tła .

Tomografia dopplerowska (poniżej) Na powierzchni niektórych gwiazd znajdują się olbrzymie plamy. Od 1980 roku naukowcy są w stanie odtworzyć powierzchnie takich gwiazd, a to dzięki metodzie znanej jako tomografia dopplerowska. używanej również w medycynie do obrazowania wewnętrznych organów człowieka.

Obiekt Becklina-Neugebauera (BN, powyżej) Wiele obiektów niebieskich można obserwować jedynie w świetle podczerwonym, co wymaga wyniesienia instrumentu na orbitę okołoziemską, gdzie obserwacji nie zakłóca nasza atmosfera. Obraz powyżej uzyskał teleskop Hubble'a, a przed­ stawia on obiekt Becklina-Neugebauera - młodą, otoczoną gęstą otoczką gazowo-pytową. masywną gwiazdę. Obiekt BN nie ma ani odpowiednika optycznego, ani radiowego, jest za to silnym źródłem promieni podczerwonych. Odkrycie go w 1966 roku stało się jednym z najważniejszych wydarzeń astronomii podczerwonej.

133

O bserw a cje n ieba N ieb o fascynow ało łudzi od zaw sze. 4 0 0 lat tem u, gdy G alileusz (1 5 6 4 -1 6 4 2 ) zbudow ał teleskop i zw rócił go ku górze, jeg o obserw acje stały się dla wielu nieodpartą pokusą. N ieu gaszon e pragnienie poznania W szechśw iata doprow adziło lud zkość do zbudow ania olbrzy m ich teleskopów o dziesięcio­ m etrow ych średnicach i in stru m en tów obserw acyjnych dla każdej niem al długości fali. R o zw ó j lo tó w kosm iczn ych pozw olił na wysyłanie i korzystanie z teleskopów orbitaln ych , tw orząc now e działy i gałęzie astronom ii.

Teleskop Galileusza Obserwacje Galileusza ugruntowały znaczenie teleskopu w astronomii i ją zrewolucjonizowały. Na ilustracji powyżej Galileusz (przy teleskopie po prawej) demonstruje swój instrument w Wenecji.

Oko na niebo (po lewe]) W celu uzyskania jak największych powiększeń obiektów niebieskich oraz zbierania maksymalnych ilości światła przez nie wysyłanych konieczne jest konstruowanie coraz większych teleskopów. Na szczycie wulkanu Mauna Kea na Hawajach, na wysokości 4 200 m n.p.m. znajdują się dwa kolosy obserwacyjne: Teleskop Kanadyjsko-Francusko-Hawajski (Canada-France-Hawaii Telescope. po lewej) oraz Bliźniak Północny (Gemini North Telescope. po prawej). Na całej Ziemi istnieje juź kilka setek teleskopów, które jak te penetrują głębiny kosmosu.

Radioteleskopy Radioastronom ia narodziła się w 1930 roku, gdy amerykański inżynier Karl Jansky (1905-50) odkrył szum radiowy, pochodzą­ cy z gwiazdozbioru Strzelca niedaleko centrum Galaktyki. O d tam tego czasu odkryto wiele obiektów' W szechświata em itujących fale radiowe. Nauka, która się nimi zajm uje, to posiadająca wiele zalet radioastronomia. Aby obserwować obiekty radiowe, nie trzeba czekać, aż zapadnie noc; chm ur)' również szczególnie nie wpływają na jakość danych. Fale radiowe można odbierać z kosm osu praw'ie zawsze i prawie wszędzie. Radioteleskop)' są zazwyczaj większe od instrumentów’ optycznych, gdyż dla dłuższych fal (a takie są właśnie radiowa) niezbędne są większe zwierciadła. Fotografia po praw'ej przedstawia teleskopy systemu V LA (Very Large Array) w' N owym Meksyku.

NAJBLIŻSZE

Serwis na Hubble’u (powyżej) Teleskop Kosmiczny Hubble'a, wystrzelony na orbitę w 1990 roku, to najsłynniejszy instrument astronomiczny na świecie. Obiega on Ziemię na wysokości 570 km, a obserwacje może wykonywać w trzech zakresach widmowych: optycznym, ultrafioletowym (UV) i bliskiej podczerwieni. Teleskop dostarczy) ogromnej ilości użytecznych danych i informacji o Wszechświecie. Na zdjęciu astronauta naprawia elementy teleskopu podczas misji serwisowej STS-82 z lutego 1997 roku.

GWIAZDY

Teleskopy kosm iczne N a jle p s z y s p o só b na ogląd anie n ieba to z n a le ź ć się jak n a jb liż e j n ie g o sam eg o. Je d y n ie p o n ad naszą a tm o sfe rą m o ż liw e je st u zy sk an ie n ie z a b u rz o n y c h o b ra z ó w w z a k resa ch u ltra fio le to w y m , re n tg e n o w sk im i p o d cz e rw o n y m . Je d n y m z tak ich in s tru m e n tó w w y n ie sio n y c h p o za a tm o s fe rę je s t K o s m ic z n y T e le s k o p H u b b le ’a. S e k w e n c ja p o d cz e rw o n y c h z d ję ć p o praw ej p rzed staw ia c z e rw o n e g o n ad o lb rzy m a V 8 3 8 M o n o c e r o tis , k tó re g o n ag ły w y b u ch ro z ja śn ił o ta c z a ją c ą c h m u rę p yłu i gazu.

135

N a jb l iż sz e o t o c z e n ie U k ła d u Sł o n e c z n e g o

N ajbliższe sąsiedztw o

N ajbliższe o t o c z e n ie

W o b s z a r z e d y s k o w y m o ś r e d n ic y 10 ty s . lat

3228

Gdomum

ś w ie tln y c h i g r u b o ś c i 3 ty s . lat ś w ie tln y c h

U k ł a d u Sł o n e c z n e g o

z e ś r o d k ie m w S ło ń c u z a w ie ra się n a jb liż s z e

w ZARYSIE

c z ę ś ć D r o g i M le c z n e j. G d y b y , z a c h o w u ją c

6 9 9 9 mguwca

są s ie d z tw o n a s z e g o U k ła d u S ło n e c z n e g o . N a m a p ie o b o k p r z e d s ta w io n o w ła ś n ie tę

s k a lę , n a n ie ś ć 11.1 m ap ę c a łą G a la k t y k ę , je j ś re d n ic a w y n o s iła b y aż 4 ,3 m e tr a . D la

W p o p rz e d n ic h ro z d z ia ła c h sk u p iliśm y się na n a jb liż s z e j

p r z e jr z y s t o ś c i, g r o m a d y g w iazd i m g ła w ic e

o k o lic y S ło ń c a , p rz y jrz e liś m y się k ilk u d z ie się c iu n a jb liż e j

z o s ta ły p o w ię k s z o n e , a d y sk s p ła s z c z o n y .

p o ło ż o n y m g w iazd o m . R o z s z e r z y m y te ra z p ro m ień o b se rw a cji do pięciu ty się c y lat ś w ie tln y c h , c h o ć to w ciąż

U k ła d S ło n e c z n y z n a jd u je się w R a m ie n iu O r io n a ( p o ś r o d k u ), a p o o b y d w u je g o s t r o n a c h m a m y R a m ię S t r z e lc a i R a m ię

u łam ek D ro g i M le c z n e j, k tó ra je s t ponad d z ie się ć razy

P e r s e u s z a . B ą b le g a z o w e , p o w s ta ją c e

w ięk sz a . W n a jb liż s z y m są sied z tw ie n asz eg o U k ła d u

p o d c z a s w y b u c h ó w g w ia z d , w y p e łn ia ją

w y stęp u ją o g ro m n e c h m u ry p y ło w o -g a z o w e , zw ane

p r z e s tr z e ń ra m io n .

o b ło k a m i m o le k u la rn y m i, a w n ich ro z le g łe o b sz a ry n o w o p o w sta ją c y c h gw iazd. Z n a jd u ją się tu ta k ż e m g ław ice o d b ija ją c e św ia tło m a terii o ś ro d k a m ięd zy g w iazd o w eg o i ram io n g a la k ty c z n y c h . W y b u c h a ją c e su p ern o w e i b ły s z c z ą c e m g ła w ice p la n e ta rn e to o z n a k i o s ta tn ic h ch w il

Ramię Strzelca Najbardziej wewnętrzne z głównych ramion Galaktyki otacza prawie całą Drogę Mleczną.

ż y cia gw iazd , po k tó ry c h z o s ta ły je d y n ie b a rd z o e g z o ty c z n e o b ie k ty , ta k ie jak b ia łe k arły , gw iazd y n e u tro n o w e , p u lsary i c z a rn e d z iu ry . Gwiezdne noworodki Podczerwone zbliżenie na gromadę w Mgławicy Oriona przedstawia nowo narodzone gwiazdy, znajdujące się w odległości 1 500 lat świetlnych. Gwiazdy te oświetlają otaczające je gaz i pyt, z których powstaty. Różowy obszar to miejsce ogromnego wypływu gazu z formującej się w tle gwiazdy.

i - 6885 Ramię Oriona Znane również pod nazwą Ramię Lokalne, jest obszarem, w którym znajduje się Układ Słoneczny.

Gazowa klepsydra Obiekt odległy o 2 tys. lat świetlnych, znany pod nazwą Sharpless 106 (Sh2-106), to mgławica składająca się z materii wyrzuconej przez centralną, młodą gwiazdę, której wiek nie przekracza 100 tys. lat. Zdjęcie wykonano w podczerwieni i zastosowano fałszywe kolory.

138

Ramię Perseusza Główne ramię zewnętrzne Drogi Mlecznej jest szerokim, postrzępionym pasem.

6960/6992/6995 ....

M 39

NAJBLIŻSZE

Pętle I bąble Międzygwiazdowe pętle i bąble to efekt działania gwałtownego wiatru z wybuchów gwiazd supernowych i gorących, m łodych gwiazd.

Mgławica Worek Węgla Ciemna mgławica, której gęste obłoki molekularne przesłaniają światło gwiazd.

Obiekty najbliższego sąsiedztwa Układu Słonecznego W lokalnym obszarze otaczającym Drogę Mleczną znajdziemy oszałamiające gromady gwiazd i mgławice, którym, podziwiając je od stuleci, nadano fantastyczne nazwy, jeszcze zanim je oficjalnie skatalogowano i ponumerowano. W tabeli po prawej umieszczono kilka najefektowniejszych obiektów wspomnianego obszaru, a ich pozycje naniesiono na mapie poniżej.

N azw a

Z nany

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

G w ia zd o zb ió r

r ó t o ie ż jako

Grom ada Ż łóbek, U l, N G C 2632 ławica

Klejnoty Oriona Bardzo siara pozostałość po wybuchu gwiazdy supernowej, w której skład wchodzi m gławica rozpraszająca Pętla Barnarda i obsadzona gwiazdami jak klejnotami M gławica Oriona.

iMglawica Laguna, N G C 6523

Strzelec

Mgławica Trójdzielna. Trójlistna Koniczyna, N G C 6514

Strzelec

Mgławica W łóknista

Ramiona galaktyczne Każde spiralne ramię naznaczone jest łańcuchem gorących, jasnych, m łodych gwiazd, które oświetlają gęste chm ury gazu i pyłu.

Wzdłuż ramion Rejon między Ramieniem Oriona i Perseusza to dość pusta przestrzeń o szerokości 6,5 tys. lat świetlnych.

O

środek

M IĘDZYGW IAZDOW Y O p rzestrzen i k o sm icz n ej m yślim y jak o czy m ś pu stym , z gdzieniegdzie pojaw iającym i się gwiazdami. W rzeczyw istości ta pustka je st w ypełniona b ard zo rzadkim , ale dającym się zaobserw ow ać i zm ierzy ć m ateriałem zw anym m aterią m iędzygw iazdow ą. Z tej w łaśnie m aterii tw orzą się now e gwiazdy i w nią się zm ieniają po śm ierci. M ateria m iędzygw iezdna to zaledw ie 1 0 % w idzialnej m asy G alak ty k i, lo k u jącej się głów nie w cien k im , o to c z o n y m gwiazdami dysku o gru bości 3 0 0 lat św ietln ych . Ponad 9 0 % składu m aterii stanow i gaz (głów nie w od ó r i h e l), p o zo stałe 10% to pył — m aleńkie cz ą stecz k i węgla, krzem u i innych pierw iastków . M ateria m iędzygw iazdow a nie zaw sze je st w idoczna, ale jej o b e c n o ść m ożn a w yw nioskow ać z p och łan ianego światła p rz e sło n ięty ch , od ległych o b iek tó w . P ow stają w ów czas, m iędzy in n ym i, przepiękn e czerw o n e stru k tu ry m gław ic em isy jn y ch oraz czarn e plam y tzw . m gław ic ciem n ych .

Lokalny bąbel (powyżej) Nasze Słońce (w centrum ilustracji) leży w obszarze o dość malej gęstości materii międzygwiazdowej. Ta pustka o średnicy kilkuset lat świetlnych mogła się uformować 1-2 mln lat temu, gdy doszło do potężnej eksplozji jakiejś pobliskiej gwiazdy. Fala uderzeniowa, która wytworzyła się podczas wybuchu, „wymiotła" przylegający obszar z większości materii.

Kosmiczny pyl (po prawej) Niektóre cząstki pyłu i gazu, z którego powstał nasz Układ, przetrwały w meteorytach. Naukowcy potrafią wyodrębnić te drobinki i dowiedzieć się czegoś więcej o materii międzygwiazdowej, jej składzie i dawnych, masywnych gwiazdach, które się w ten pył przemieniły. Ziarenko obok zbudowane jest z węgla, ale w skład pyłu wchodzi całe mnóstwo różnych minerałów.

Pył m iędzygw iazdow y 1 - 1 0 % m a sy m a te r ii m ię d z y g w ia z d o w e j to n ie w ie lk ie c z ą s tk i p y łu . T w o r z ą się o n e p rz e d e w s z y s tk im w z e w n ę tr z n y c h w a r stw a c h a tm o s f e r c z e r w o n y c h o lb r z y m ó w o r a z p o d c z a s w y b u c h ó w gw ia z d s u p e r n o w y c h . Ic h d o k ła d n y sk ła d n ie je s t z n a n y , a le p ra w d o p o d o b n ie z b u d o w a n e są z k r z e m ia n ó w lu b z w ią z k ó w na k o n s tr u k c ja c h w ę g lo w y c h , np. g r a fitu . R o z p r o s z o n e w p r z e s tr z e n i k o s m ic z n e j z ia rn a p y łu m a ją b a r d z o m a łe r o z m ia r y ( 1 0 - 1 0 0 n m ) . M im o że w y s tę p u ją w d o ś ć r z a d k ic h o b ło k a c h , p o tr a fią s k u te c z n ie p r z e s ło n ić ś w ia tło z n a jd u ją c y c h s ię za n im i g w iazd i m g ła w ic . C h m u r y p y ło w e m o ż n a w y k ry ć n a w e t w te d y , gd y n ic m ie n ią się ś w ia tłe m o d b ity m . G d y za ta k im o b ło k ie m n ie m a ż a d n e g o ź ró d ła ś w ia tła , p o c h ła n ia n e p r o m ie n io w a n ie o g r z e w a p ył i p r o d u k u je e m is je w z a k r e s ie p o d c z e r w o n y m , o z m ie n io n e j p o la r y z a c ji.

140

NAJBLIŻSZE

IV

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

Niespokojny Cirrus (powyżej) Te pierzaste chmury wodorowe, wymieszane z pytem międzygwiazdowym, znane są jako podczerwone cirrusy. Włókniste struktury odkryto w promieniach podczerwonych dzięki występującym w nich drobinom pytu międzygwiazdowego, zanurzonym w chłodniejszym wodorze i ogrzanym ultrafioletowymi promieniami pobliskich gwiazd. Pracowite globule (po lewej) Oprócz bardzo rozległych chmur gazowych występują w Galaktyce również niewielkie obłoczki, zwane globulami lub globulami Boka (zajmował się nimi holendersko-amerykański astrofizyk Bart Bok - 1906-1983; przyp. tf.). Na zdjęciu widać pyłowo-gazowe globule o prawie sferycznych kształtach, nie większych niż 1 rok świetlny. Obiekty te często występują w okolicach formowania się nowych gwiazd. Wężowate chmury pytowe (po prawej) Ciemną mgławicę z gwiazdozbioru Wężownika nie bez podstaw nazwano Wężem (B72). Jej powstanie zapoczątkowało połączenie się chmur pyłu międzygwiazdowego przykrywających światło gwiazd tła. Szerokość tego wijącego się tworu wynosi średnio około 4 lata świetlne.

141

O błoki m o lek u la rn e C h m u ry gazu cz ą ste c z k o w e g o stan ow ią p ołow ę całk o w itej m asy m aterii m iędzygw iazdow ej, zaw artej w D ro d ze M leczn ej. M o g ą o n e p rzy b ierać ró ż n e k sz ta łty : od globu l o rozm iarach m n iejsz y ch niż 1 ro k św ietln y d o sto razy w ięk szy ch , g ig a n ty cz n y ch ch m u r, zaw ierających w y starczającą ilość m aterii do u tw o rzen ia się m ilio n ó w n ow ych gwiazd. Ja k sam a nazw a w sk azu je, o b ło k i m oleku larn e zbudow ane są z m olekuł. N a jc z ę ś c ie j w y stęp u jącą c z ą ste cz k ą (stan ow iącą 3/4 składu c h e m ic z n e g o ch m u ry ) je s t w od ó r, czyli H ,. P o z o sta łe sk ład nik i to a to m y helu (1/4 m asy) i w o d ó r ato m o w y . B ard ziej z ło ż o n e c z ą ste c z k i, np. am on iak , rów n ież w ystęp u ją w ch m u ra ch , ale są raczej rzad kie. O b ło k i m o lek u larn e są b ard zo z im n e, ich śred n ie tem p eratu ry w y n oszą -2 5 0 ° C , c o pozw ala m o lek u ło m u fo rm o w ać się i p rzetrw ać w tym sta n ic p rzez długi czas. O b ło k i m oleku larn e m ogą być w id o czn e ja k o ciem n e plam y (o b e c n y w nich pył m iędzygw iazd ow y przesłania św iatło tła) lub ja k o jasne o b sz a ry o św ietlo n e p ro m ien io w an iem p o b lisk iej gw iazdy. O bszary H II Ja s n e , św iecą ce o b sz a ry o b ło k ó w m ięd zy g w iazd o w y ch są ściśle zw iązan e /. p ro m ien io w a n iem m ło d y ch , p o b lisk ich gw iazd. M ie js ca te n azw an o ob szaram i H I I i, w o d ró ż n ien iu o d H . (w o d ó r c z ą s te c z k o w y ), są o b ło k a m i w o d o ru z jo n iz o w a n eg o . N o rm a ln y a to m w o d o ru skład a się z p ro to n u w ją d rz e i o b ie g a ją ce g o g o e le k tro n u . G d y w w yniku d ziałania p ro m ien i św ie tln y ch e le k tro n b ęd zie w y b ity z ato m u , z o sta n ie sam p ro to n i w ó w cz a s o trz y m a m y tzw . w o d ó r z jo n iz o w a n y . O b szary ' H I I tw o rz ą się tam , gd zie ro d z ą się n o w e o b ie k ty gw iazdow e. P od cz a s p ierw szy ch chw il sw ego ż y cia gw iazda zapala w o d ó r w ją d rz e i w ysyła u ltra fio leto w e p ro m ien io w an ie, k tó re jo n iz u je o ta c z a ją c y gaz i p o w o d u je je g o św iecen ie. N a js ły n n ie jsz y m o b szare m H I I je st M g ła w ica w O r io n ie . T a k i o b ło k m o ż e się stale ro z ra sta ć w o k ó ł gro m ad y m ło d y ch gw iazd, aż d o jd z ie d o je g o ro z p ro sz en ia w p rz e strz eń k o sm icz n ą .

Źródła jonizacji Na zdjęciu poniżej świeci jasna, młoda gwiazda S Monocerotis (na górze po lewej), jeden ze składników gromady w Mgławicy Stożek (NGC 2264). Światło gwiazd jonizuje otaczającą materię międzygwiazdową. Czerwone obłoki wzbudzone ultrafioletowym promieniowaniem gwiazdy to rejony HII, niebieskie natomiast to miejsca występowania pyłu międzygwiazdowego. odbijającego światło.

142

Światło Oriona (poniżej, po prawej) Zdjęcie słynnej Mgławicy w Orionie (M42) uzyskano w podczerwieni za pomocą Brytyjskiego Teleskopu Podczerwonego na Mauna Kea. na Hawajach. Jasny obszar, który znamy jako Mgławica Oriona, to jedynie niewielka część znacznie większego ciemnego obłoku rozciągającej się materii.

NAJBLIŻSZE

>

* • ••

• V *’

UKŁADU

SŁONECZNEGO

O lb rzy m y w G alaktyce

•

O b ł o k i m o le k u la r n e m o g ą p rz y b ie ra ć ro z m a ite

**■'

* ;v O

OTOCZENIE

. •5

•

• *

k s z ta łty i ro z m ia ry . T y p o w e ro z m ia ry n a jw ię k sz y c h

. * > ł, -

z n ic h sięg ają 1 0 0 -1 5 0 lat ś w ie tln y c h , ale m o g ą b y ć

U&

•/y t ir ' •V v * • » •• •

’

' *• ■

n aw et dw a razy w ię k sz e i zaw ie rać 10 m ln m as

ł.^ ,

■*. *.

S ło ń c a . W ie lk ie o b ło k i są p o n ad ty s ią c razy g ę stsz e o d z w y k ły c h c h m u r m a terii m ię d z y g w ia z d o w e j.

;> * w r * ’ '• r Y -

N a jb liż e j p o ło ż o n y tak i o b ie k t to ro z le g ła ch m u ra

.

*•

:•• •'

g a z o w o -p y ło w a , p rz y k ry w a ją ca na n ie b ie w ię k sz o ść

.

•

k o n s te la c ji O r io n a . S ły n n a W ie lk a M g ła w ic a w O r io n ie ( M 4 2 ) , w k t ó r e j fo r m u ją się m ło d e g w iazd y , to n a jja ś n ie js z a c z ę ś ć te g o o b sz a ru .

'• v . a *T -' .•

'

*

i

*• % y im

•

'

• V

• • • ,

:...
..v ■ ĆSm

•

*

£ ••v

• . X* •

*

.

;•

•

’>

• ł/i.

.*

7*

- •• *

> ;•

•

.

i

■

*• . .

r. A

- • •

•

.. ■ * • •. •

• ’ : •

•

•'

v .> * r

' •

. •

# k T

»

•

-

v * ' V

•* .

•. •.'

v

-V.

.

.*

■■ ? » •••..

■ » > '/ •

*

V

. ..■

..

.

j

. ..

;

K

■.

. .

• «• V

♦ •. *

:- r v - ‘

‘ V.

V v

'.

» v *

'*•* '* »•* i* ' ’ *' *

v •

a

■■■

'(

/ # * »■**

*

•.

« t . '» , «•

c

f

1 :

*•. -t. *•..•* **

,

.

.

.

—

‘ #

, • .

*

% '

.

.

,• ‘ •

‘

,

. -

. •* . ? ' V .

x

i,**'. •• 4.’** *. / - i ^

,'* •

^ v . ’-

•

;■ -

/ m

v -

v . ;

:

•#

1 v f

•

J** • * * • ,•

v * " • > ’*

*,

'M ' »

.

• .

■■■■ >

■ • • • • . v •••

a’

■'./■•V-*--

•

£•

■

.••• •

• •

•V.-V.;r

• • • r .,.

*•/

» . * v ;• W - ■>.? v * ' . . . r■ > ; ■ '*. v • i •• *• *

V

v v . . • # •• »• '■

w -. • ,

,

•

«•

• T . '- n *

*.

• t ł.

V . ^ ;

A

,f

'

.. —

•* * '

• •, ! ' , •

•

I-'.

*" *

•. • •

t ’• ’»• f

.

**

%.

* •*

•

•

*

-

;• •

'

Mgławica Omega (duże zdjęcie) Znana również pod nazwami Lecący Łabędź lub Podkowa, znajdująca się około 5 tys. lat świetlnych od Układu Słonecznego Mgławica Omega zawiera jasny obłok HU. Oświetlają ją młode gwiazdy, a ciemne rejony, bogate w pył międzygwiazdowy zasłaniają gwiazdy tła. M17 jest związana ze znacznie większym obłokiem molekularnym. Ciemna Rzeka (powyżej) Jasna, pomarańczowa gwiazda w środku, po lewej to Antares z konstelacji Skorpiona, która oświetla otaczające chmury pyłowe. Ponad nimi, po prawej, widać ciemną smugę wyglądającą jak rzeka i składającą się z pyłu oraz gazu międzygwiazdowego. Pokazany fragment to jedynie część rozległego kompleksu o nazwie Ciemna Rzeka. Kierunek południowy znajduje się po lewej stronie fotografii. Mgławica Rura (po lewej) Zdjęcie przedstawia ciemną chmurę gazowo-pylową w konstelacji Wężownika, znaną jako Mgławica Rura lub formalnie LDN 1773. Jej długość wynosi około sto lat świetlnych, co stawia ją wśród najdłuższych ciemnych struktur całego nieba. Mgławica Rura jest częścią Ciemnej Rzeki opisanej powyżej.

143

P o w st a w a n ie gw iazd N a ro d z in y n ow ych gwiazd są cudem natu ry. Z a s tro n o ­ m icz n eg o pu nktu w idzenia p ro ces form ow an ia się gw iazdy odbyw a się w m gnieniu oka. S ło ń c e p ow stało w ciągu 3 0 -5 0 m ln lat, a im gw iazda m asyw n iejsza, tym m n iej czasu jej ten p ro ces zajm u je. W sk ró cie wygląda to tak: m olekularn e ch m u ry d o sta rcz a ją n iez b ęd n eg o m ateriału , siła graw itacji p rzyciąga d ro b in y w je d n o m ie jsce, a gdy ich ilo ść je st w y starczająca, w n ętrz e n ow ego ciała rozgrzew a się, aż w k o ń cu , po upływ ie m ilio n ó w lat, zapala ja k o now a gw iazda. N ie k tó re o b ło k i cz ą ste c z k o w e są tak o g ro m n e , że zam iast jed n ej gw iazdy tw o rz ą się od razu całe ich grupy. M n ie jsz e frag m en ty ch m u r, zw ane g lobu lam i B o k a, m ogą u tw o rz y ć jed y n ie jed en o b ie k t gw iazdow y. Kolizja strug (poniżej) Obiekty Herbiga-Haro (H-H). nazwane tak na pamiątkę dwóch astronomów, którzy te obiekty badali, to mgławice emisyjne, powstające w okolicach występowania młodych gwiazd. Gdy rodzi się nowy obiekt, często dochodzi do wyrzucenia w przestrzeń kosmiczną naładowanych cząsłek, które w zetknięciu z otaczającą materią tworzą świetliste strugi. Strumienie takie wysyła pokazany poniżej obiekt HH 34 w konstelacji Oriona.

Od gwiezdnej śmierci do narodzin (po prawej) Proces powstawania nowych gwiazd często jest inicjowany wybuchami supernowych. Na końcu swego życia czerwony olbrzym (1) zmienia się w gwiazdę supernową, wysyłając przy tym potężne fale uderzeniowe, przechodzące przez ośrodek międzygwiazdowy (2). Fala powoduje gęstnienie materii okolicznych obszarów, która ulega grawitacyjnemu zapadaniu się, czyli kolapsowi (3). Z czasem powstaje w takim miejscu gwiezdne przedszkole, podobne do przedstawionego na fotografii Henize 206 (4).

m £ di*

Ogniste narodziny (powyżej i poniżej) Młode gwiazdy często pojawiają się w sposób bardzo dramatyczny. Na zdjęciu powyżej widać gwiazdę LL Orionis zanurzoną w gazowym obłoku, powstałym przy przejściu frontu fali uderzeniowej. Na fotografii poniżej można zauważyć pióropusze gazu wyrzucanego z obiektu HH 32 i świecącego na zielono (wodór atomowy) i niebiesko (atomy siarki).

144

NAJBLIŻSZE

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

Narodziny gwiazdy 1: Protogwiazda (powyżej) Żaden obłok materii międzygwiazdowej nie jest równomiernie gęsty. Zawsze znajdą się w nim jakieś zgrubienia, które przez swą trochę większą gęstość stają się nieprzezroczyste. Te rejony podlegają silniejszemu, wzajemnemu przyciąganiu skupiającemu materię otoczenia w jednym miejscu, a po niedługim czasie rozpoczyna się ich grawitacyjne zapadanie. Zgrubienie staje się coraz większe i gęstsze. Po upływie kilku milionów lat jądra takich obiektów są już na tyle masywne, że tworzą swoisty kokon, zwany globulą sferyczny bąbel o średnicy 60 tys. AU. Wewnątrz globuli mieści się ciepła, wirująca masa, emitująca silne promieniowanie podczerwone - protogwiazda. Na artystycznej ilustracji przedstawiono protogwiazdę w późnym stadium rozwoju, gdy jest na tyle gorąca, aby już emitować promieniowanie w optycznym zakresie widmowym. Narodziny gwiazdy 2: Proplydy Gdy okoliczna materia zbiera się w środku globuli, obiekt zaczyna ulegać lekkiemu spłaszczeniu. Około 100 tys. lat po uformowaniu się protogwiazdy następuje grawitacyjny kolaps i cała jej masa zawiera się teraz w obszarze o średnicy 1 AU. Dookoła protogwiazdy tworzy się wirujący dysk - proplyd o szerokości 100 AU. Proplyd to nic innego jak miejsce tworzenia się ewentualnych planet i mniejszych cial niebieskich z gazu i pyłu. Dysk jest w środku bardzo gorący, a w miarę oddalania się od niego staje się cieńszy i chłodniejszy; jest również bardzo silnym źródłem promieniowania podczerwonego.

Narodziny gwiazdy 3: Gwiazdy T Tauri (po lewej) Po upływie kolejnego miliona lat obiekt znajdujący się w centrum dysku protoplanetarnego kurczy się do rozmiaru kilku promieni słonecznych i staje się nowym obiektem gwiazdą T Tauri. Gwiazdy te bardzo szybko rotują i posiadają potężne pola magnetyczne. Podczas ich wirowego ruchu następuje akrecja okolicznego gazu wzdłuż linii pola magnetycznego, wywołując intensywne, smugowe świecenie - znak rozpoznawczy tych obiektów. Ta silna aktywność magnetyczna powoduje również powstawanie rozległych plam, podobnych do słonecznych, ale pokrywających znacznie większą powierzchnię gwiazdy.

*

Narodziny gwiazdy 4: Bipolarny wypływ molekuł (po prawej) Podczas gdy centralna gwiazda T Tauri akreuje materiał otoczenia, dysk wyrzuca wirujący gaz na zewnątrz. Gaz ten nie może uciec wzdłuż dysku, lecz w postaci rozchodzących się wzdłuż osi rotacji gwiazdy, prostopadłych do dysku strug. Strugi te nazywamy bipolarnymi wypływami molekularnymi. Zetknąwszy się z materią międzygwiazdową. strugi powodują jego świecenie, tworząc jasne mgławice, zwane obiektami Herbiga-Haro. Taki stan wypływowy trwa bardzo krótko zaledwie 10 tys. lat. Przez kolejnych kilkadziesiąt milionów lat jądra gwiazd T Tauri będą ulegały kontrakcji grawitacyjnej, aż w końcu rozpoczną się w nich reakcje przemiany wodoru w hel i dopiero wówczas możemy mówić o pełnowartościowej gwieździe.

5

F abryk a gw iazd w O rio n ie O k o ło 1 5 0 0 lat św ietln y ch stąd , w k o n ste la cji O rio n a , leży jed na z n a jb liż sz y ch fab ry k gw iazd. N a jsły n n ie jsz a cz ęść teg o o g ro m n e g o kom p lek su to W ielka M gław ica w O rio n ie (M 4 2 ). J e j jasn o ść jest tak duża, że m ożn a ją d o jrz e ć n ieu z b ro jo n y m o k iem naw et z m iasta. W głębin ach teg o

mm

o b ło k u tw orzą się now e gw iazdy i układy planetarn e. W zg lęd n a b lisk o ść teg o gw iezd n ego m ateczn ik a p ozw oliła n au k o w com p rz y jrz e ć się b liżej m ech an ice zapadania się g ig a n ty cz n y ch ch m u r gazu. N a ty ch stro n a ch p rzed staw io n o kilka m ie jsc cu d o w n y ch n arod zin gwiazd. 'V

ł-*ł i

O rio n : w ięcej niż m ożna d ojrzeć M gław ica w O r io n ie jest jed yn ie częścią z n aczn ie w ięk szeg o m o leku larn ego o b ło k u m iędzygw iazdow ego, zw anego K om pleksem O rio n a. Każda z chm u r w chodząca w skład K om pleksu zn ajd u je się w o d leg ło ści ponad I 5 0 0 lat św ietln ych, m ierzy o k o ło 100 lat św ietln y ch , a ich m asy p rzekraczają 100 tys. m as Sło ń ca. Z d jęcie pow yżej, w y kon ane w p o d czerw ien i, przedstaw ia ca ły g w iazd o zb ió r O rio n a . W ielka M gław ica to jasna plama w śro d k o w ej części p o n iż ej, ale w rz ecz y w isto ści cały ten o b szar jest w ypełniony gazem i pyłem . N a zdjęciu po praw ej widać k o n ste lację O rio n a i o taczające gw iazdy w zakresie o p ty cz n y m . R ó ż o w a stru k tu ra łukow a na lew o od Pasa O r io n a to Pętla Barnarda - ekspand ująca m ateria, w y rzu co n a p od czas w ybuchu gw iazdy su p ern ow ej w od leg łej p rz e sz ło ści. Biały p ro sto k ą t o z n a cz a o b szar p rzed staw ion y na zdjęciu na n astęp nej stro n ie.

146

NAJBLIŻSZE

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

Trapez w Orionie (poniżej) W centrum Wielkiej Mgławicy w Orionie znajduje się skupisko około tysiąca nowo narodzonych gwiazd, każda w wieku około miliona lat. Większość tych gwiazd można dojrzeć na podczer­ wonej fotografii uzyskanej przez Europejskie Obserwatoruim Południowe (European Southern Observatory. ESO). Cztery jasne gwiazdy blisko środka tworzą tzw. Trapez.

Nowe układy planetarne (poniżej) Na tym spektakularnym zdjęciu, pochodzącym z teleskopu Hubblea. widać serce Mgławicy w Orionie, gdzie w okolicy Trapezu z dysków protoplanetarnych (proplydów) formują się nowe układy. Proplydy to małe. ciemne plamki, znajdujące się przeważnie po lewej stronie obrazu.

W świecie proplydów (poniżej) W Wielkiej Mgławicy Oriona, na obszarze o średnicy około 0.14 lat świetlnych, znajdują się cztery młode gwiazdy. Dwa jasne dyski w centrum to dyski protoplanetarne. proplydy - rozjaśnione światłem gorących gwiazd. Ciemna plamka to także proplyd. ale znajdujący się poza zasięgiem oświetlenia. To właśnie z tych dysków z czasem mogą się utworzyć nowe planety.

M iccz O rio n a M ie c z O r io n a z a w d z ię c z a sw ą n a z w ę p o z y c ji na n ie b ie : z n a jd u je się p o n iż e j tr z e c h gw iazd sta n o w ią c y c h P as O r io n a . N a z b liż e n iu te g o re g io n u w id ać M 4 2 i M g ła w ic ę de M a ira n a M 4 3 (n a d o le ) , r o z d z ie lo n e c ie m n ą sm u g ą p y łu i g azu . P o łu d n io w a , ja ś n ie js z a p o ło w a m g ła w ic y M 4 2 sk u p ia się d o o k o ła g w ia z d y © ( c z y t . te ta , p rz y p , tl.) O r io n i s , k tó r a w r z e c z y w is to ś c i je s t u k ła d e m w ie lo k r o tn y m g w ia z d , z w a n y m T r a p e z e m . B ia ły k w a d ra t o d p o w ia d a o b s z a r o w i p o w ię k s z o n e m u na z d ję c iu p o w y ż e j, p o le w e j. M g ła w ic a w O r io n ie m a 2 0 lat ś w ie tln y c h s z e r o k o ś c i i r o z p o ś c ie r a się na s fe r z e n ie b ie s k ie j na o b s z a r z e c z t e r o k r o t n i e w ię k s z y m n iż ta r c z a K s ię ż y c a . M g ła w ic a z a w ie ra w y s ta r c z a ją c o d u ż o m a te r ia łu , ab y s tw o r z y ć k ilk a s e t gw iazd p o d o b n y c h S ło ń c u . W g ó r n e j c z ę ś c i z d ję c ia p r z e d s ta w io n o n ie b ie s k i o b ł o k g a z u , k t ó r e g o e le m e n ty sk a ta lo g o w a n o p o d n azw am i N G C 19 7 3 , I 9 7 5 i I 9 7 7 .

I 47

G romady otwarte Zdarza się, że o b ło k m olekularny jest tak w ielki, że m oże dać życie wielu gw iazdom w tym sam ym czasie. T a k pow stają grom ady otw arte. W naszym n ajbliższym otoczen iu w G alaktyce m ożem y zaobserw ow ać o k o ło tysiąc takich grom ad. P od ob n ie jak chm ury m olekularne, grom ady rów nież lokują się w ram ionach spiralnych D ro gi M leczn ej. N iek tó re grupy gwiazd m ogą składać się z dziesiątek ob iek tó w na obszarze kilku lat św ietlnych, inne natom iast są skupione w obszarach bardzo niew ielkich. Z ycie w iększości gromad nie trwa długo, najw yżej kilkaset m ilionów lat. Podczas obiegania środka G alaktyki graw itacja innych gwiazd i o b ło k ó w gazow ych pow oduje rozdzielanie p oszczególn ych składników grom ad i w efekcie ich rozpad.

Klejnoty natury Ze względu na mieniące się wielokolorowe gwiazdy, gromadę na zdjęciu po lewej nazwano Szkatułką Klejnotów. Znana również pod nazwami NGC 4755 lub k (czyt. kappa. przyp, tt.) Crucis, gromada otwarta lezy w gwiazdozbiorze Krzyża Południa w odległości 7 500 lat świetlnych. Skupia ona około słu gwiazd, a jej średnica to 20 lat świetlnych. Gromada Choinka Na zdjęciu po prawej przedstawiono gromadę otwartą, przypominającą bożonarodzeniowe drzewko (tutaj leżące na boku). Koronę choinki stanowi gwiazda V427 Mon, a sam wierzchołek wskazuje znajdująca się po lewej stronie ciemna Mgławica Stożek.

K ró tkow ieczn e asocjacje Wiele gwiazd grupuje się w luźne struktur)’ - asocjacje. W odróżnieniu od gromad otw artych, grupy te nie są silnie związane grawitacyjnie, więc rozpadają się po upływie o k o ło 10 mln lat, gdy tylko pojawią się jakieś zew nętrzne siły pływowe. A socjacje zawierają tuziny bardzo gorących, jasnych

Sharpless 140 (powyżej) Na podczerwonym zdjęciu z teleskopu Spitzera pokazano gromadę gwiazd i mgławicę, z której ona powstała - Sharpless 140. Obłok leży w odległości 3 tys. lał świetlnych w gwiazdozbiorze Cefeusza. W jego centrum mieści się mala gromada bardzo gorących gwiazd (jasny obszar). Łukowały kształt, rozjaśniony światłem gwiazdy spoza zdjęcia, wyznacza zewnętrzny brzeg obłoku.

gwiazd i koncentrują się wzdłuż ramion spiralnych galaktyki. Skupiska, w których odkryto bardzo dużą ilość gwiazd typu widmowego O oraz B, nazywamy asocjacja­ mi O B . Istnieją jeszcze asocjacje R i T , w których skład wchodzą odpowiednio gwiazdy średnio- i matomasywne.

Mgławica Trąba Słonia (po prawej) Dużą koncentrację gazu i pyłu międzygwiazdowego zarejestrował Teleskop Kanadyjsko-Francusko•Hawajski. Obraz pokazany w zakresie optycznym znany jest pod nazwą Mgławica Trąba Słonia lub IC 1396. Tutaj także rodzą się nowe gwiazdy i gromady otwarte.

NAJBLIŻSZE

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

M35 (NGC 2168), wg klasyfikacji Trumplera: III 3 r

Gromada Motyl (M6), wg klasyfikacji Trumplera: II 3 m

NGC 2516, wg klasyfikacji Trumplera: I 3 r

Klasyfikacja gromad otwartych Ju ż od pierw szych obserw acji astro n o m o w ie próbow ali katalogow ać o b iek ty niebieskie. G rom ad y o tw arte pod legają system ow i klasy fikacji T ru m p lera (od nazw iska tw ó rcy ). G ro m ad o m otw artym nadaje się trzy kod y, w zależn ości od ich wyglądu. P ierw szy kod to rzy m ska cyfra od I d o IV , o zn aczająca stop ień k o n cen tra cji grom ad y (I to układ n ajciaśniejszy). N astęp n ie dodaje się cy frę arabską od l do 3, w skazującą zakres jasności w śród gw'iazd (1 to zakres n ajw ęższy). D odan a na koń cu litera o kreśla „b ogactw o” grom ady, czyli zagęszczenie: />-slabe, m -śred n ie i r-d u że. Je ś li z grom adą związana jest m gław ica, dod aje się p rzy rostek

Plejady (M45), wg klasyfikacji Trumplera: II 3 r n

n. P ow yżej i po lew ej p rzed staw ion o grom ady

z ozn aczeniam i T ru m p lera, są to : M 3 5 , G rom ad a M o ty l, N G C 2 5 1 6 oraz Plejady.

149

G w iazdy zm ienne G w iazdy wyglądają, jak b y się w og ó le nie zm ieniały, tym czasem

mm

w ięk sz o ść z nich to o b ie k ty z m ien n e, tzn . ich ja sn o ść nie jest jed n akow a w czasie. N ie k tó re gw iazdy są ty lk o zm ien n e pozornie. T o ruch rotacyjny lub orbitalny sprawia, że widzimy je jak o o b iek ty niestałe, obserw ując ró ż n e w artości ich jasn ości. T a k im i o b iek ta m i są gw iazdy p o d w ó jn e zaćm ien iow e. Praw dziw e gw iazdy z m ien n e w ysyłają w naszym kierun ku ró żn e ilości św iatła z pow odu fa k ty cz n y ch fiz y cz n y ch ró ż n ic. C z a sa m i zm ian y są p erio d y cz n e (m iry , cefeid y , gw iazdy R R L y ra e), a czasam i zu p ełn ie nieprzew id yw alne. N a dw óch ob razach p o n iż ej (k o lo ry fałszyw e) p rzed staw io n o zm ian y ja sn o ści cefeid y. W a rto zw rócić uwagę na zn aczące różn ice w rozm iarze k rop ki na środ ku obydw u zd jęć.

C efeidy G w ia z d y z m ie n n e , o b d a rz o n e nazw ą p o c h o d z ą c ą od p ro to p la sty gru p y - S (c z y t. d elta, p rzy p , tl.) C e p h e i z k o n ­ ste la cji C e fe u s z a , to n a d o lb rz y m y , k tó re p od leg ają ciąg łem u k u rczen iu i n adym an iu się. D z ię k i te m u c e fe id y , b o o n ich m ow a, zm ien iają swą ja s n o ść w sp o só b b ard zo regularny. N a diagram ie p o lew ej p o k a z a n o w sz y stk ie z m ien ia ­ ją c e się, w a ż n ie jsz e p a ra m e try ty ch gw iazd - śre d n icę , k o lo r i ja s n o ść . O k r e s zm ian o ra z ja s n o ść ab so lu tn ą ce fe id m o ż n a łatw o w y z n a cz y ć, o b se rw u ją c je w ciągu kilku dni. P rz e z p o ró w n a n ie ja sn o śc i a b so lu tn e j i w id o m e j d w ó ch c e fe id z n a jd u ją cy ch się w ró ż n y c h m iejsca ch na n iebie m o ż n a o k re ślić o d le g ło ść , jaka je o d nas dzieli

Zaćm ieniow e układy podwójne W ie le gw iazd, k tó re o b serw u jem y , w y kazu je z m ia n y ja sn o ści n ie k o n iec z n ie zw iązane z ich fiz y cz n y m i w łasn ościam i. G w ia z d y w układach z a ćm ie n io w y ch , p rz e ch o d z ą c przed ta rcz a m i sw oich to w a rz y sz y , ró w n ie ż p o w o d u ją zm ian y ich ja s n o ści. N a js ły n n ie jsz y m i takim i o b ie k ta m i są A lg o l, czy li p (c z y t. b eta, przyp, tl.) P erse i, (i Lyrae o ra z W U rsa e M a jo ris. N a ilu stracji p o praw ej w idać układ p o d w ó jn y W U rsa e M a jo ris, sk ład ający się z d w ó ch gw iazd p o d o b n y ch d o S ło ń ca .

M iry M in ’ to n ajc z ę śc ie j w y stęp u jący typ gw iazd zm ien n y ch . N a le ż ą d o n ic h o lb r z y m y i n a d o lb rz y m y , k tó ry c h in te n s y w n o ś ć b lask u m o ż e się z m ie n ia ć o c z y n n ik kilka ty sięcy . O b ie k ty te n azw an o m iram i na pam iątkę p ie rw sz e j o d k r y te j g w iazd y o ty c h w ła sn o śc ia ch - M iry (p o w y ż e j i p o p ra w e j), z n a n e j te ż p od n azw ą o ( c z y t. o m ik r o n , p rzy p , tl.) C e t i. Z m ie n n o ś ć M in ' w y w o łu ją p o tę ż n e w ia try gw iazd o w e , w y rz u c a ją c e m a te rię g ó r n y c h w arstw ich a tm o s fe r . G a z , z a b a rw io n y na k o lo r n ie b ie sk i, w iru je d o o k o ła g w iazd y to w a rz y s z ą c e j - M iry B (p o le w e j).

Latarnia wśród gwiazd (powyżej) Położona pośród mrowia gwiazd Drogi Mlecznej, zmienna cefeida W Sagittarii (jasna gwiazda po lewej) to umierająca gwiezdna latarnia. Wykazuje ona pulsację jasności między 4.3 a 5,1 mag w ciągu 7.59 dnia. Według tych danych oszacowano odległość do gwiazdy na 1 500 lat świetlnych, co oznacza, że W Sagittarii wyświeca 2 500 razy więcej promieniowania niż nasze Słońce.

Odległe cefeidy (poniżej) Na zdjęciu z teleskopu Hubble a pokazano efektowną galaktykę spiralną NGC 4603, zawierającą kilkadziesiąt zmiennych gwiazd cefeid. Z analizy ich pulsacji określono odległość do tej galaktyki na 108 mln lat świetlnych; jest jednym z najdalej położonych obiektów, dla których można było oszacować odległość za pomocą cefeid.

Gwiazdy R R Lyrae P o d o b n ie jak cefe id y , gw iazdy R R L y rae są tak że p u lsu jącym i ż ó lto -b ia ły m i o lb rz y m a m i, używ anym i do o k reślan ia o d leg ło ści w e W sz ec h św iec ie. W ię k s z o ś ć ty ch gw iazd posiada p o d ob n ą ja sn o ść ab so lu tn ą , w ięc p rz e z p o ró w n an ie d w óch tak ich gw iazd astro n o m o w ie m og ą łatw o o c e n ić d zielący nas od n ich d y stan s. G w iad y R R L y rae są słab sze od c e fe id , w ię c nadają się jedynie d o oszacow ań odległości d o ob iektów stosun kow o nied alek ich . P o n iż e j p rze d staw io n o g ro m ad ę kulistą M 3 w P sach G o ń c z y c h , k tó ra zaw iera w iele gw iazd R R Ly rae (n ie b ie sk ie ). N a ich pod staw ie w y z n a c z o n o o d le g ło ść d o g ro m ad y na 3 3 9 0 0 lat św ietln y ch .

E w o l u c ja g w iazd P o d o b n ie ja k żyw e is to ty na Z ie m i, gw iazdy ró w n ież rod zą się, sta rz e ją i u m ierają. W e W sz e ch św ie c ie zn ajd u je się tyle gw iazd w ró ż n y m w iek u , że d zięki danym o b serw acy jn y m a stro n o m o w ie zd ołali u stalić k o le jn e etap y ich życia. Ja k p o k a z a n o na ilu stra cji, ew o lu cy jn e p ro ce sy gw iazd od byw ają się w z a le ż n o ści od ich p o c z ą tk o w e j m asy. W ię k sz o ś ć z nich spęd za 9 0 % sw ego życia na ciągu g łó w n y m , spalając w sw ych jąd rach w od ó r. S ta te c z n e , m ało m asyw n e o b ie k ty , tak ie jak S ło ń c e (śro d k o w y t o r ) , w ciągu kilku k o le jn y c h m iliardów lat z w ięk szą n ieco swą o b ję to ś ć , a n astęp n ie p ow oli o p u szczą ciąg głó w n y , w ciąż ro sn ą c i p rz e m ien ia ją c się w cz erw o n e o lb rz y m y . G w iazd y m asyw ne (lew y to r) s z y b k o spalą paliw o w jąd rach i w ciągu zaledw ie kilku m ilio n ó w lat stan ą się je s z c z e w ięk sze i ja śn ie jsz e niż cz erw o n e o lb rz y m y - będą n a d o lb rz y m a m i. G w iazd y b ard zo m ałe, zw ane czerw o n y m i k arłam i (g ó rn y t o r ) , będą św ieciły p rzez m iliardy lat (cz y li o k re s d łu ż sz y niż o b e c n y w iek W sz e ch św ia ta ), p ow oli sła b n ą c, k u rcz ą c się i b led n ąc.

Tykający nadolbrzym (powyżej) >1 (czyt. eta, przyp tt.) Carinae to masywna gwiazda (być może nawet uktad podwójny), która w 1843 roku rozbłysła, stając się drugą po Syriuszu, najjaśniejszą gwiazdą na niebie, 5 mln razy jaśniejszą od Słońca. Zdjęcie uzyskano za pomocą teleskopu Hubble a.

Rywal Marsa (powyżej) Leżący w konstelacji Skorpiona, czerwony nadolbrzym Antares (przeciwnik Marsa) świeci z niezwykłą mocą 10 tys. razy większą niż Słońce. Gdyby go umieścić w miejscu naszej gwiazdy, zająłby całą przestrzeń aż po orbitę Marsa, a sama planeta znalazłaby się w jego wnętrzu.

152

Betelgeza (poniżej) Symulacje komputerowe przedstawiają zmienność powierzchniową tej gwiazdy, jej jasne plamy i ruchy gigantycznych komórek konwektywnych. Betelgeza to jedyna, poza Słońcem, gwiazda, której powierzchnię można zaobserwować bezpośrednio.

NAJBLIŻSZE

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

153

Śm ie r ć g w ia z d : GWIAZDY MAŁOMASYWNE Gwiazdy podobne do Słońca, których masy nie są zbyt wielkie, ewoluują bardzo wolno. Przez miliardy lat przemieniają w swych jądrach wodór w hel, powoli puchnąc i przekształcając się w czerwone olbrzymy. Niewielka ilość wodoru pozostaje jedynie w otoczce gwiazdy. Gdy gęstość helu w jądrze osiągnie odpowiednią wartość, nastąpi jego spalenie. Kiedy w jądrze zabraknie także helu, gwiazda weźmie swój ostatni oddech, odrzuci zewnętrzne warstwy atmosfery i stanie się białym karłem, otoczonym piękną mgławicą planetarną. Mimo swojej nazwy, mgławica planetarna nie ma nic wspólnego z planetami. Otrzymała swą nazwę przez pomyłkę, a raczej złudzenie optyczne, wywołane pojawieniem się w obiektywach teleskopów w postaci małej plamki czy dysku. Ten przedostatni, wybuchowy etap życia gwiazdy, trwa około 50 tys. lat, po czym gazy mgławicy ulegają rozproszeniu, a na niebie pozostaje stygnący karzeł. Oko Smoka (poniżej) Efektowna mgławica planetarna Kocie Oko (NGC 6543) w gwiazdozbiorze Smoka wzięta swą nazwę od kształtu jej centralnych części (niebieskie). Cieniutkie, zielone halo rozciąga się na odległość 3 lat świetlnych. Kolory fotografii nie są naturalne.

Kosmiczny robak (po prawej) To spektakularne zdjęcie mgławicy planetarnej Chrząszcz (NGC 6302) zrobił teleskop Hubble'a. Widać na nim gwałtowne wypływy gazu z umierającej gwiazdy w gwiazdozbiorze Skorpiona. Jest to jedna z najjaśniejszych mgławic planetarnych naszego nieba.

O

*

Protoplanetarna mgławica (po lewej) Na zdjęciu przyłapano obiekt, który za około tysiąc lat stanie się pełnowartościową mgławicą planetarną. Główny, niebieski płat to chmura ekspandującego gazu, wyrzucanego z gwiazdy i jasno świecącego przy zetknięciu z ośrodkiem międzygwiazdowy™. Kosmiczna mrówka (po prawej) Oto klasyczny przykład bipolarnej mgławicy planetarnej, ze środka której stygnąca gwiazda nie wyrzuciła materii sferycznie, lecz w postaci dwóch płatów. Z powodu kształtu nadano jej nazwę Mrówka.

154

NAJBLIŻSZE

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

Jądro z diamentu (po lewej) Dorosłe białe karty mogą mieć jądra zbudowane z krystalicznej postaci węgla - gigantycznego diamentu, otoczonego warstwą wodoru i helu.

Masywne karty (dalej po lewej) Obok porównano Ziemię z białym kartem o masie takiej jak Słońce. Bardziej masywne karty posiadają większą siłę grawitacji, ale fizycznie są mniejsze. Maksymalna masa białych kartów może wynosić nie więcej niż 1,4 masy Słońca. Gwiazdy o większych masach zapadają się, tworząc gwiazdy neutronowe lub czarne dziury.

•

•

•

Mgławice protoplanetame (powyżej i po lewej) Na zdjęciu powyżej widać Mgławicę Bumerang w konstelacji Centaura, oddaloną od nas o 5 tys. lat świetlnych. Prędkość wydmuchiwanego przez nią gazu wynosi 600 tys. km/h. Po lewej znajduje się obiekt o podobnym kształcie - Mgławica Czerwony Prostokąt. W obydwu przypadkach gwiazdy centralne mogą być otoczone pierście­ niami pyłu, które zapobiegają sferycznemu rozprzestrzenianiu się materii z gwiazdy i powodują jej skupianie się w stożkach wzdłuż osi rotacji.

155

Śm ie r ć

g w ia z d

:

GWIAZDY MASYWNE Gdy gwiazda masywna umiera, na niebie pojawia się spektakularne zjaw isko w postaci rozbłysku supernow ej. Spuchnięty czerw ony nadolbrzym (jaśniejszy i w iększy niż olbrzym , będący przedostatnim stadium życia gwiazd mało masywnych) przemienia w swym jądrze kolejne pierwiastki. Gdy paliwa zabraknie, gwiazda, nie m ogąc już pow strzym ać grawitacyjnej siły, zapada się w czasie k rótszym niż sekunda. N astępuje potężny wybuch gwiazdy supernowej, a powstająca w jego wyniku fala uderzeniowa rozrywa zew nętrzną otoczk ę na strzępy. T ow arzyszy temu em isja niezwykłych ilości neutrin i wysokoenergetycznego promieniowania. Przez o k o ło sto sekund supernow e świecą miliardy razy jaśniej niż inne gwiazdy. Tam jednak, gdzie działają siły destrukcji, tam rów nież pojawia się życie. M ateriał po wybuchu będzie w ykorzystany przy narodzinach następnych pokoleń gwiazd.

Pokazy świetlne (po prawej i na środku) W ostatnich chwilach swego życia gwiazda masywna staje się bardzo niestabilna. Jej zewnętrzna otoczka rozbłyska w katastroficznym wybuchu gwiazdy supernowej (na środku), pozostawiając jedynie mgławicę zmieszanego gazu (np. taką, jak pozosta­ łość w Żaglu) i znajdującą się w jej środku albo gwiazdę neutronową, albo czarną dziurę. Jądro czerwonego nadolbrzyma (poniżej) Gwiazdy, któiych masa początkowa przekracza osiem mas Słońca, mają budowę warstwową. Wraz z prze­ mianą kolejnych pierwiastków w reakcjach termo­ jądrowych powstają odpowiednie warstwy: żelazna (7), krzemowa (6), tlenowa (5), neonowa (4), węglo­ wa (3), helowa (2) oraz wodorowa (1). Każda z tych warstw jest mocno ściśnięta, rozmiar jądra jest mniej więcej taki jak Ziemi, ale sama gwiazda ma promień kilku jednostek astronomicznych. Podczas procesów termojądrowych w gwieździe wytwarza się ciśnienie zdolne powstrzymać napierającą materię od grawitacyjnego kolapsu. Żelazo jest jednak ostatnim produktem tych reakcji i gdy zabraknie paliwa, żadna siła nie jest w stanie zapobiec zapadnięciu się gwiazdy. Odbywa się to w ułamku sekundy, gwiazda (supernowa) rozbłyska, a powstająca wówczas fala uderzeniowa rozrywa zewnętrzne warstwy obiektu.

Nieuchwytne neutrina (powyżej) Neutrina, jako produkt uboczny wybuchów gwiazd supernowych, to cząstki niezwykle trudne do .złapania". Detektory neutrin muszą być zanurzone w ogromnej ilości wody (tak jak japońskie urządzenie Super-Kamiokande). Przelatujące neutrino może reagować z mole­ kularni wody i zostawić cenny ślad w postaci emisji promieniowania.

NAJBLIŻSZE

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

O k ..

Gwiezdne olbrzymy Istnieją gwiazdy tak masywne i potężne, że jeszcze dobrze nie zdążą się uform ować, a już ulegają rozpadowi. Takim i obiektami są gwiazdy W olfa-R ayeta (lub W R ), których nazwa pochodzi od nazwisk dwóch francuskich astronom ów , odkryw ców tych obiektów w 1867 roku. Gwiazdy W R to niebieskie nadolbrzymy klasy widmowej W , podobne do masywnych gwiazd typu O . Każda taka gwiazda składa się z w ystarczającej ilości materiału potrzebnego do utworzenia pięćdziesięciu gwiazd takich jak Słońce. Tem peratura pow ierzchni tych gwiazd jest ogromna i m oże w ynosić 25-50 tys.°C . O biek ty te wytwarzają tak wielką ilość promieniowania, że jego ciśnienie dosłow nie wydmuchuje zew nętrzne, wodorowe warstwy otoczki, skutecznie skracając życie gwiazdy. M ateria rozchodząca się z prędkością 2 tys. km/s w postaci tzw. wiatru gwiazdowego przesłania centralną gwiazdę i tw orzy otoczk ę podobną do mgławicy planetarnej. N a podczerw onych obrazach poniżej widać gwiazdę W R zachowującą się jak wirujący, gumowy w'ąż, z którego wypuszczana jest materia gwiazdy. O braz pow yżej to jedynie artystyczne ujęcie gwiazdy W R (niebieska) w' układzie podwójnym . W yrzucana przez nią materia owija towarzysza i świeci na granicy szoku uderzeniowego.

157

Gwiezdne pozostałości G d y m asyw na, sam o tn a gw iazda w ybu ch a ja k o su pernow a i p ozo staw ia ro z cią g n ięte, w łó k n iste stru k tu ry gazow e, jej centralna część staje się ob iek tem egzotycznym . W z a leż n o ści od m asy p o cz ą tk o w e j gw iazd, w takim cen tru m m o ż e się zn ajd ow ać alb o gw iazda n eu tro n o w a, alb o czarn a dziura. G w iazd a n eu tro n o w a w zasadzie nie je s t gwiazdą, lecz ek strem a ln ie gorącą, m a g n ety czn ą, w iru jącą kulą, skład ającą się z n eu tro n ó w . G w iazd y te są n a jg ęstszy m i o b iek ta m i, jak ie m ogą istn ieć w k o sm o sie , a ich rozm iary nie p rz ek ra cz a ją ob szaru śred n ieg o m iasta. K u lka tej m aterii w ażyłaby ty le, co cała ziem ska góra. C z a rn e d ziu ry są jed n ak je s z c z e tru d n ie jsz e do w y ob rażen ia. C ała m asa zapadającej się gw iazdy z o sta je ściśn ięta w jed n ym p u n kcie, w łaśnie w czarn ej d ziu rze. N azw a ty ch o b ie k tó w odpow iada ich w łasn o ścio m - z cz a rn ej dziu ry nie w y d ob ęd zie się naw et św iatło.

Strugi (powyiej) Niektóre czarne dziury zadziwiają swymi rozmiarami. Sądzi się, że w sercu galaktyki eliptycznej M87 znajduje się właśnie taka supermasywna czarna dziura, a jej masa wynosi nawet 2 mld mas Słońca. Na zdjęciu z teleskopu Hubble'a widać strugi cząstek wychodzące z galaktyki i w niepoznany jeszcze sposób zasilane przez czarną dziurę.

Świecące gwiezdne pozostałości (po prawej) Ta pajęczynowata struktura świecącego gazu to IC 443. pozostałość po wybuchu supernowej, który miał miejsce w naszej Galaktyce około 8 tys. lat temu. Pozostałości po supernowych mogą być widoczne przez setki tysięcy lat, ich czas życia zależy od ilości odrzuconej przez gwiazdę materii.

C zarn e dziury C z a r n e d z iu r)' to c h y b a n a jb a rd z ie j ta je m n ic z e tw o ry w c a łe j a s tr o fiz y c e . P o w sta ją z ją d er gw iazd, k tó ry m sk o ń c z y ło się p aliw o n u k lea rn e i k tó r e w y b u ch ły , o d rz u ca ją c w p rz e s tr z e ń w ię k s z o ś ć sw ej m a sy . P o z o s ta ła c z ę ś ć m asy (o k o ło 3 m asy S ło ń c a ) , sk u p io n a w je d n y m m ie js c u , n ie je s t w sta n ie p o w strz y m a ć g ra w ita c ji i to ta ln e g o k o la p su d o p u n k tu . C z a r n e d z iu ry są n ie w id o c z n e , n ie e m itu ją ż a d n eg o p ro m ie n io w a n ia , a m im o to a s tro n o m o w ie p o tra fią o k r e ś lić ich p o ło ż e n ie . W u k ład ach p o d w ó jn y c h , g d z ie je d n y m z e sk ła d n ik ó w je s t cz a rn a d ziu ra, d o c h o d z i d o z a sy sa n ia p rz e z nią m a terii to w a rz y s z a . T a k im o b ie k te m , k tó re m u cz a rn a d ziu ra „ p o d k ra d a ” m a te rię , je s t n ie b ie sk i n a d o lb rz y m C y g n u s X - l .

NAJBLIŻSZE

OTOCZENIE

UKŁADU

SŁONECZNEGO

Narodziny czarne] dziury (po lewej i poniżej) Na kilka godzin przez śmiercią (1) w warstwo­ wym jądrze gwiazdy WR zaczyna brakować paliwa (2). Bez energii wewnętrznej, powstrzymującej ogromną masę przed kolapsem, jądro zapada się, dając początek czarnej dziurze (3). Dziura pochłania catą otaczającą materię, tworząc z niej rotujący dysk. Niewielka ilość tej materii, prawdopo­ dobnie rozpędzanej energią rotacji nowo narodzonej czarnej dziury, ucieka przez bieguny (4). Przeszywając powierzchnię gwiazdy, materia rozprzestrzenia się w kosmosie (5). Zderzenia wewnętrzne wytwarzają strugi wysokoenergetycznych cząstek i promieniowania, które obserwujemy z Ziemi w postaci spektakularnego btysku gamma (6). Gwiazda Wolfa-Rayeta - ostatnie godziny (1)

Brak paliwa (2)

Kolaps jądra i narodziny czarnej dziury (3)

H

Przeszywanie gwiezdnej powierzchni (5)

Błysk gamma (6)

Ucieczka z czarnej dziury (4)

|

HB

Gw iazdy neu tronow e W ię k s z o ś ć o lb rz y m ó w , k tó re w y b u ch ły ja k o gw iazd y su p e rn o w e , n ie k o ń c z y

Pulsary G d y gwiazda n eu tron ow a ju ż się u fo rm u ­

sw e g o ż y cia w p o sta c i c z a rn y c h d ziu r.

je, zaczyn a w irow ać d o o k o ła w łasnej osi.

Ją d r o , k tó re g o m asa w y n osi od 1,4 d o 3

T o dzięki tej rotacji w 1960 roku udało się

m as S ło ń c a , p rz e k s z ta łc a się w ku lę

te o b ie k ty od k ry ć. N ie k tó re gw iazdy

c a łk o w ic ie z b u d o w an ą z c z ą s te k su b a to m o w y ch - n eu tro n ó w . N a ob razie

n eu tron ow e em itu ją ze sw oich biegu nów m agn ety czn ych stru m ien ie fal w różn ym zakresie widma, także radiowym . Podczas

p o n iż e j p rz e d sta w io n o tak i o b ie k t

ich w irow ego ruchu w ysyłane p rom ien ie

z g w ie z d n e g o p o p io łu , gw iazd ę n e u tro ­

działają ja k k o sm icz n e latarnie „przem ia-

n o w ą , k tó ra je s t n ie sły c h a n ie g ę sta (ły ż e cz k a je j m aterii w aży m iliard to n ).

ta ją c e ” n ieb o. Je ś li Z iem ia zn ajd u je się w jed n ej linii z taką strugą, to radiow e prom ien iow an ie b ęd zie w id oczn e jak o m ru gnięcie pow tarzające się z niezw ykłą regularnością. T a k ie „m ru gające” gw iazdy n eutron ow a to pulsary (ch o ć z fizyczn ym pulsow aniem nie m ają n ic w sp ó ln eg o). Z d jęcie rentgen ow skie po lew ej p och od zi z teleskopu C hand ra i przedstaw ia pulsara w' sam ym sercu M gław icy K rab w k o n ­ stelacji By ka, od d alon ej od nas o 6 3 00 lat św ietln ych.

^agS S

ʧh g ffl{^£ b j|g j^ A J j *.f*~>.K:- ?

|i & m m

mm

w ?**

W ." * !?&&■■*

# .7

'

■V.\ ■| vT!

rSWjS

■ -r-*- :

p - ^ f . %'• ,;v > ■\1'-< '.\ ' . jr ^ . % } : . . • ' * ' . -. W •:-,. -4 e ? x S ^b •s? . ^>,.\»: %* ć

lyszczy światłem milionów słońc. Ten podczerwony obraz naszej Ga lecznej, kryje supermasywną czarną dziurę (po lewej, na dole), znajc rze. Gwiazdy płaszczyzny galaktycznej są poczerwienione u rozpraszania światła na cząsteczkach pyłu międzygwiazdowego.

—

* ' : - - ■•■•/

‘

-

• ‘ :

;•

., U

>.

: • -.■

■ . '. . •

• . ..

. - -■

• •'•.

"•;

. ••* •'...

•••■•■■• . > \ •..•■Wn-

WMWŚ&8* .•■>.- '

m i *5 ■ ■ : sąisi iiKi&ilSiaw < ..

-

■ ■■ .

'

:’

; fei

; ■

^

■ ■:

’ ■;■.! v ■ ■••..

■

' . . ' c, v/ ' ■ •

,.• r , ą •■ .

■■■ ■- ^

■ y

y-; -

.

-•:

•

:

•

wmm \ wm ■ tk

• ..

-

««wit m Kim s ii« i

■•

; t

.

‘

:■ ;-

■

■ .

D roga M leczna

■ ■ • :■';

I 3

■

D roga M leczna w ZARYSIE P o sz e rz a ją c zak res o b serw a cji, b ęd ziem y w stan ie d o jrz e ć praw dziw ą natu rę i bud ow ę n aszego dom u w przestrzen i m ięd zy galaktyczn ej. Je s t nim dyskow a, gw iezdna wyspa o śred n icy 100 tys. lat św ietln y ch - D ro g a M leczn a, zaw ierająca d w ieście m iliard ów gw iazd. U k ład S ło n e c z n y leży w d ysku , o k o ło 2 5 tys. lat św ietln y ch od jeg o cen tru m .

Droga Mleczna (poniżej i po prawej) W ciemną noc niektórych pór roku niebo jest przecięte grubym pasmem gwiazd. Widzimy je. gdyż w nim się znajdujemy - jest to gigantyczny dysk naszej spiralnej Galaktyki. Stworzenie mapy ramion Drogi Mlecznej nie jest jednak łatwe. Astronomowie muszą rejestrować radiowe fale wysyłane przez odległe obiekty, aby móc wyznaczyć prędkości chmur gazu krążących dookoła centrum Galaktyki. Dzięki zastosowaniu technik spektroskopowych są w stanie określić pozycję takiej chmury w Galaktyce i wykonać mapę. Ta poniżej przedstawia przypuszczalne rozmieszczenie ramion i centralnego wybrzuszenia Drogi Mlecznej.

G d y b y śm y m ogli op u ścić D ro g ę M leczn ą i p rzy jrzeć się jej z b o k u , w yglądałaby ja k na o b razie p o n iż ej. N a środku o b iek tu d o m in u je w y b rzu szen ie z gw iazd o g ru b o ści 15 tys. lat św ietln y ch . Im b ard ziej od su w alib yśm y się na zew n ątrz, tym dysk staw ałby się cień sz y , a ju ż w n aszej o k o lic y m iałby jed y n ie 1/5 cen tra ln ej g ru b o ści. G w iazd y w G a la k ty ce są ro z m ie sz c z o n e n ieró w n o . R am io n a spiraln e, zaw ierające duże ilości m aterii m iędzygw iazdow ej, gazu i pyłu stanow ią m iejsce n arod zin n ow ych p op ulacji ja sn y ch , n ieb ie sk ich gwiazd. Z g ru b ien ie cen tra ln e je s t sta rsz e, d latego je g o k o lo r jest ż ó łto -p o m a ra ń c z o w y od św iatła w yew olu ow an ych gwiazd.

Ramię Perseusza

Układ Słoneczny

Lokalne Ramię Oriona

Galaktyka w przekroju (po lewej) Gdybyśmy przekroili Galaktykę, okazałoby się, że to nie tylko cienki dysk z gwiazdami i pyłem. Centralne wybrzuszenie otoczone jest przez sferyczne halo galaktyczne, w którym zanurzone są gęste ciała niebieskie, czyli gromady kuliste obiegające centrum Galaktyki, przecinając jej płaszczyznę.

162

Ramię Łabędzia

Ramię Kila - Strzelca

Galaktyka w ogrodzie Nazwa Drogi Mlecznej pochodzi od jasnego, kremowego pasma, w postaci którego nasza Galaktyka jest widoczna na niebie. Na fotografii przedstawiono bardzo efektowną część Drogi Mlecznej w konstelacji Strzelca. To właśnie tam znajduje się jądro Galaktyki.

Pierścień molekularny

Centralne zgrubienie

Poprzeczka j

Ramię Węgielnicy

Ramię Krzyża Południa - Tarczy

D ysk P o d o b n ie ja k w in n y ch g a la k ty k a ch sp iraln y ch , ró w n ież w D ro d z e M le c z n e j d ysk p osiad a n ieb iesk aw e zab arw ien ie.

Świecący dysk (po prawej) Podczerwone zdjęcie całej Drogi Mlecznej przedstawia ponad pól miliarda gwiazd. Ciemne pasmo przechodzące przez środek obrazu to zawarty w dysku pyl i gaz międzygwiazdowy. Na dole. po prawej widoczne są Wielki i Mały Obłok Magellana.

T o zasłu ga m ło d y ch gw iazd, z n a jd u ją c y c h się w ram io n ach g a la k ty c z n y c h . Ic h o b e c n o ś ć w tym m ie jscu je s t ściśle związana z dużą k o n cen tra cją gazu i pyłu m iędzygw iazdow ego, z k tó re g o p o w sta ją . P o d sta w o w y m b o d ź c e m n aro d zin n o w y ch o b ie k tó w są fale g ę s to śc io w e : s tr e fy z w ię k sz o n e j k o n d e n sa c ji m a terii, k tó ra , w p o ró w n an iu z o k re se m ob ieg u gw iazd, ro tu je w o ln ie j. G w ia z d y i m ateria n ie z b y t d łu go p rz e b y w a ją w ra m io n a ch sp ira ln y ch . G w iazd y n a jja śn ie jsz e , p o b u d z o n e do ży cia w łaśn ie p rz e z fale g ę s to ś c i, u m ierają, zan im od d alą się z b y t d a lek o i to w łaśn ie o n e w y zn aczają k sz ta łt ram io n .

Bliźniak Drogi Mlecznej (po lewej) Astronomowie sądzą, że Droga Mleczna jest typem galaktyki spiralnej z poprzeczką, podobnej do M83. Tak jak w naszej Galaktyce, gruba przegroda starych gwiazd przechodzi przez środek obiektu, a na jej końcach doczepione są spiralne ramiona. Promieniowanie radiowe (408 MHz)

3 *

• ^

Wodór atomowy

O bserw acje D ro g i M lecznej Promieniowanie radiowe (2.5 GHz)

S p iraln a stru k tu r a in n y c h g a la k ty k je s t nam d o b r z e z n an a. N ie je s te ś m y je d n a k

“r - ł \

w sta n ie p re c y z y jn ie o k r e ś lić k s z ta łtu n a sz e j G a la k ty k i, g d y ż się w n ie j z n a jd u ­

Wodór molekularny

je m y . T o ta k , ja k b y p ró b o w a ć o k r e ś lić k s z ta łt lasu , s to ją c p o śr ó d je g o d rzew .

8*? Podczerwień

M im o to a s tro n o m o w ie m ają d o d y s p o ­ z y c ji c a łe w id m o e le k tr o m a g n e ty c z n e i m ogą to zadanie w y k o n ać. K o le jn e zdjęcia p o lew ej p rz e d sta w ia ją d y sk g a la k ty c z n y

Średnia podczerwień

w ró ż n y c h zak resach d łu gości fali. K ażd y z ty c h o b ra z ó w d o s ta rc z a in n y c h , in te r e s u ją c y c h in fo rm a c ji o o b ie k c ie . O b r a z rad io w y , na p rz y k ła d , o d z w ie r­

Bilska podczerwień

cied la r o z m ie s z c z e n ie g o rą ce g o , z jo n iz o w a n e g o gazu i e n e r g e ty c z n y c h e le k tro n ó w , p o ru sz a ją cy ch się w ośro d k u

Zakres optyczny

m ięd zy g w iazd o w y n i, c z ę s to zw iązan ych z w y b u ch a m i gw iazd su p e rn o w y ch . O b s e r w a c je p o d c z e r w o n e p o zw alają

Promieniowanie X

z a re je s tro w a ć p ro m ie n io w a n ie cie p ln e i z a jr z e ć w g łąb c h m u r p y ło w y c h . W r e s z c ie en e rg ię od o b ie k tó w e g z o ty c z ­ n y c h , ta k ic h ja k gw iazd y n e u tro n o w e

Promieniowanie y

i c z a rn e d z iu ry n a jle p ie j o d b ie ra ć w p ro m ie n ia c h X i y z k o ń c a w id m a e le k tro m a g n e ty c z n e g o .

164

Latarnia w chmurze pytu (poniżej) Widok na centrum Drogi Mlecznej w zodiakalnym gwiazdozbiorze Skorpiona, którego jasna, pomarańczowa gwiazda Antares błyszczy w samym środku. Przedszkola dyskowe (po lewej i poniżej) Dysk Drogi Mlecznej pełen jest mgławic i chmur pyłowych, w których tworzą się gwiazdy. Po lewej możemy zobaczyć Mgławicę Motyl (IC 1318) w konstelacji Łabędzia, oddaloną od nas o 1,5 tys. lat świetlnych. Kolor czerwony reprezentuje wodór, który świeci podczas pochłaniania światła pobliskich gwiazd (takich jak Sadr, inaczej y Cyg; na górze, po lewej). Ciemne pasma to włókna pyłu międzygwiazdowego. Poniżej mamy cały zespól mgławic w gwiazdo­ zbiorze Strzelca: najjaśniejsza z nich to centralna Mgławica Laguna (M8).

C entrum G alaktyki Ś rod k ow ą c z ę ść n aszej G a la k ty k i stan ow i cen traln e

i »•

P, • * ‘ •

*

zg ru bien ie lub ją d ro , d o o k o ła k tó re g o w iru je cała o k o licz n a m ateria. Ją d ro je st gęstą kulą, praw ie sfery cz n ą , skład ającą się głów n ie z w yew olu ow an ych cz erw o n y ch gw iazd. G alak ty k a p raw d o p od ob n ie posiada tzw . p o p rz ecz k ę - gw iezdną b elkę 0 sz e ro k o ści 5 tys. i d łu g ości 2 0 tys. lat św ietln y ch , p rz ech o d z ącą p rzez cen tru m i łączącą w ew n ętrzn e brzegi -W'

tzw . p ierścien ia m o lek u larn eg o . Ją d ra nie m ożn a ob serw ow ać

:>

j

• •

•

•f

y ji • A

A

w n o rm aln y ch d łu gościach fali, gdyż je st zan u rzo n e w ch m u rz e n ie p rz e z ro c z y ste g o , m ięd zy gw iazd ow ego pyłu

; , * v

1 gazu. M o żliw a je st jed n ak je g o o b serw acja w in n ych z akresach w id m ow ych . P o praw ej p ok azan o a rty sty cz n ą in te rp re ta cję G ro m a d y A rch es - m asyw n ego sku p iska o k o ło 2 tys. gwiazd b lisk o cen tru m g ala k ty czn eg o . M asy n iek tó ry ch z ty ch gw iazd p rzek raczają w arto ści stu mas Sło ń ca. .

.

V

i

f

*

Gwiezdne cmentarzysko (powyżej) Na zdjęciu (w promieniach rentgenowskich) pokrywającym okoto trzy stopnie kątowe nieba widać biate karty, czarne dziury i gwiazdy neutronowe, znajdujące się niedaleko jądra Galaktyki. Wszystkie te obiekty leżą w obrębie środkowej, białej plamy.

Jądro w podczerwieni (poniżej) Na fotografii przedstawiającej Drogę Mleczną najjaśniej świecą jądro i dysk galaktyczny. Obraz ma 500 lat świetlnych szerokości i został przedstawiony w promieniach podczerwonych. * ' m c. ' • # •

• p :

' ■:

f

••

;

• •

I* .

,

*

•

» > *

• V

• • -V • • < • • '■

C e n tru m G alak ty k i M iędzy Z iem ią a jądrem G a la k ty k i w y stęp u ją grube na ty siące lat św ietln ych o b ło k i gazu i pyłu m iędzygw iazd ow ego. W raz z ro z w o jem tech n ik ob serw acyjn ych a stro n o m o w ie k o le jn o odsłaniali co ra z g łęb sze re jo n y jądra. P ierw szym zn akiem , że w cen tra ln y ch ob szarach G alak ty k i d zieje się co ś n iezw yk łego, była d etek cja rad iow ego sygnału z gw iazdozbioru Strz elca . T o w łaśnie w ted y, w 1932 rok u , jąd ro G a la k ty k i stało się p rio ry teto w y m celem radiow ych ob serw acji. O sta tn ie m isje p o z a a tm o sfery cz n e, od b ierające sygnały w zakresach X i y, odkryw ają tajem n iczy śro d ek D ro g i M lecz n e j. W 2 0 0 5 roku przed staw io n o p od czerw on ą m apę praw ie trzyd ziestu m ilio n ó w gwiazd zarejestro w an y ch przez telesk o p Sp itzera, dzięki k tó rej budow a w ew n ętrzn y ch partii G alak ty k i stała się bard ziej zrozu m iała. Z m apy tej w ynika m iędzy inn ym i, że cen traln a p o p rzeczk a starych gw iazd m a c o n ajm n iej 2 0 ty s. lat św ietln ych długości.

166

. ••

••:•••» ^

.

*

»• i

•'

- . •

•

••

•

•

»

DROGA

MLECZNA

Sagittariu s A W ją d rz e n a sz e j G a la k ty k i z n a jd u je się b a rd z o siln e ź ró d ło p ro m ie n io w a n ia ra d io w eg o - S a g itta riu s A (je g o śre d n ica w y n o si 5 0 lat ś w ie tln y c h ). W są sie d z tw ie ź ró d ła w y stęp u ją w łó k n is te stru k tu r y g azu , u k ład ające się w z d łu ż linii sił g e n e ro w a n e g o p rz e z n ie g o p o la m a g n e ty c z n e g o . W sam y m c e n tru m S a g itta riu s A z n a jd u je się b a rd z o m ałe ją d ro , zw an e S a g itta riu s A ::' (c z y t.: S a g itta riu s A z g w ia z d k ą ), k tó r e w y z n a c z a fiz y c z n y ś ro d e k D ro g i M le c z n e j. J e g o m asa w y n o si 3 ,7 m ln m as S ło ń c a , a śre d n ica 120 A U . S a g itta riu s A * to n a jp ra w d o ­ p o d o b n ie j su p erm asy w n a cz a rn a d ziu ra, n ie c o m n ie jsz a od ty c h , k tó r e z o s ta ły o d k r y te w a k ty w n y c h g a la k ty k a c h .

Jądro (poniżej) Na zdjęciu pochodzącym z radiowych danych VLA (Very Large Array) widać centralne regiony Drogi Mlecznej. Jasna, żótta plamka to Sagittarius A. Słabsze, okoliczne emisje pochodzą z aktywnych rejonów tworzenia się gwiazd i z pozostałości po supernowych. Zdjęcie pokrywa obszar o rozmiarach 12 tys. lat świetlnych.

Serce Galaktyki (powyżej) Obłok gwiazd w Strzelcu to skupisko wiekowych gwiazd. Znajduje się on niedaleko środka Drogi Mlecznej. Niektóre czerwone gwiazdy to najstarsze przedstawicielki naszej Galaktyki Naukowcy wierzą, że dzięki ich obserwacji uda się rozwiązać kilka galaktycznych zagadek.

I 67

Pobliscy błękitni maruderzy (po lewej) Drugą najbliższą nam gromadą kulistą, oddaloną o 7 tys. lat świetlnych, jest NGC 6397. Niezwykle małe odległości pomiędzy poszczególnymi gwiazdami w jądrze gromady spowodowały. •«_ iż były one narażone na częste wzajemne .^ zderzenia. W efekcie powstała bardzo V* ♦ . . liczna grupa błękitnych maruderów ' *. _ i różnych innych osobliwości astronomicznych, takich jak _t / i gwiazda neutronowa "*” • •• obiegająca czerwonego '. . ' i * * olbrzyma.

G r o m a d y k u liste W ięk szość życia gwiazdy D rogi M leczn ej spędzają albo w dysku g a la k ty cz n y m , albo w jąd rze. Istn ie je jed n ak og ro m n a liczba o b ie k tó w gw iazd ow ych, k tó re krążą d o o k o ła G alak ty k i sk u p ion e w tzw . grom ad ach k u listy ch . Ja k sam a nazwa w sk azu je, grom ad y te m ają k sz ta łty p o d o b n e do sfe ry cz n y ch , a ich śred n ice m ogą w y n o sić naw et 3 0 0 lat św ietln y ch . L iczb a gwiazd w ch o d z ą cy ch w skład ta k iej grom ady to kilka m ilion ów . G w iazd y grom ad są b ard zo stare, ich średni w iek sz a cu je się na 10 m ld lat. G ro m a d y k u liste p rzecin ają p ła sz cz y z n ę G a la k ty k i, k rążąc d o o k o ła niej po b ard zo w y d łu żon y ch o rb ita ch . W p obliżu D ro g i M le cz n e j zn ajd u je się od 150 do 2 0 0 tak ich grom ad . N ie są o n e jed n ak w y jątk iem dla n aszej G a la k ty k i, w ystęp u ją p o w szech n ie z arów n o w o k o lica ch in n y ch galak tyk sp iraln ych , jak i elip ty cz n y ch .

y

Omega Centauri (powyżej) Omega Centauri znajdująca się 16 tys. lat świetlnych od nas w gwiazdozbiorze Centaura, to największa i najjaśniejsza gromada kulista Drogi Mlecznej. Składa się ona z ponad miliona gwiazd, a jej zewnętrzna średnica wynosi 600 lat świetlnych. Zdjęcie pochodzi z Obserwatorium Anglo-Australijskiego.

Poszukując niewidzialnego (poniżej) Jednym z celów misji Teleskopu Hubble'a jest poszukiwanie matomasywnych obiektów, będących, być może. tzw. .brakującą materią". Na zdjęciu poniżej widać obszar gromady kulistej M22, w którym poszukuje się promieniowania będącego dowodem na występowanie soczewkowania grawitacyjnego.

G ro m ad y kuliste w zarysie N a diagram ie p o w y żej p rze d staw io n o ro z m ie sz c z e n ie grom ad k u listy ch w n aszej G a la k ty c e . Z n a k o m ita ich w ię k sz o ść z n a jd u je się d aleko p oza p ła sz cz y z n ą g alak ty czn ą. P o d e jrz e w a się, ż e g ro m ad y k u liste u tw o rz y ły się z o d rę b n y c h o b ło k ó w gazu i pyłu, a n astęp n ie z o sta ły p rz e ch w y c o n e p rze z ró ż n e galak ty k i. J a k o d ow ód słu sz n o śc i tej te z y m o ż n a uzn ać s ta n ' w iek gw iazd w g ro m ad ach . T o w łaśn ie tu ta j m am y d o czynienia z jed n ym i z n ajstarszych o b iek tó w k o sm osu . R zad k o, ale tak że tu spotyka się gw iazdy m ło d sz e , zw an e b łę k itn y m i m aru deram i. T e d ziw n e o b ie k ty m o g ą pow staw ać p od czas z d erzen ia d w ó ch m ało m asy w n y ch , c z e rw o n y ch gw iazd - sk ład n ik ó w g ro m ad y k u listej. W 1930 ro k u a stro n o m o w ie o k reślili p o z y c ję n aszeg o S ło ń c a w G a la k ty c e (ilu stra cja po praw ej na g ó rz e; skala n ie zo sta ła z a ch o w an a). D o k o n a n o te g o d zięk i an alizie rozk ład u g ro m ad k u listy ch w je j p ob liżu .

168

DROGA

MLECZNA

Omega Centauri w ultrafiolecie (po lewej) W 1990 roku uzyskano pierwsze ultrafioletowe zdjęcie Omegi Centauri. Wielu z występujących tu gwiazd nie widać na zdjęciach z optycznych teleskopów naziemnych.

Zagubione planety w M22 (po prawej) Dzięki zjawisku soczewkowania grawitacyjnego, w 1999 roku odkryto nowe obiekty w gromadzie M22. Ich masy wynoszą około 80 mas Ziemi. Podejrzewa się, że są one planetami odseparowanymi od swych macierzystych gwiazd wewnątrz gromady.

Gwiezdna sfera (po lewej) Przedstawiona obok gromada kulista M3 znajduje się w konstelacji Psów Gończych i jest oddalona od nas o 100 tys. lat świetlnych. W jej sktad wchodzi pól miliona gwiazd, a średnica wynosi 150 lat świetlnych. Gromadę M3 można łatwo dostrzec przez lornetkę. Kuliste światy pozaziemskie? (po prawej) M13, znana jako gromada kulista w Herkulesie, to najsłynniejszy tego typu obiekt na północnej półkuli nieba. W 1974 roku wybrano ją jako odbiorcę ziemskich wiadomości radiowych dla hipotetycznych, inteligentnych istot pozaziemskich. Na ewentualną odpowiedź będziemy musieli czekać około 30 tys. lat.

169

H alo i ciem n a MATERIA N aszą G alak tyk ę w idzim y jak o sp łaszczon y dysk ze spiralnym i ram ionam i. T o jednak nie w szystko. W rzeczyw istości jest ona zanurzona w halo - sferze składającej się z dw óch części: w ew nętrznej i zew n ętrzn ej. Środ kow y ob szar halo rozciąga się na od ległość 65 tys. lat św ietlnych od jądra G alaktyki. T o tutaj przebyw ają grom ady kuliste, k tó re obiegają jej środek po bardzo w yd łużonych orb itach . P o za tą strefą znajduje się druga, ciem na i znacznie bardziej m asywna k oro n a G alaktyki. Składa się ona z „ciem nej m aterii” i bardzo gorącego gazu o tem peratu rze m ilionów stopni. T a sfera ma prom ień w ynoszący o k o ło 2 0 0 -3 0 0 tys. lat św ietlnych, czyli sięga 1/10 od ległości do W ielkiej M gław icy w A ndrom edzie.

Halo w promieniach y (powyżej) Halo galaktyczne to poważne źródto wysoko­ energetycznego promieniowania y. Obraz przedstawia cate niebo właśnie w tych długo­ ściach fali; halo ma kolor niebieski i znajduje się powyżej i poniżej dysku Drogi Mlecznej.

Inne halo (poniżej) Nie tylko nasza Galaktyka posiada halo. Na rentgenowskim zdjęciu galaktyki NGC 4613 widać niebieskie obszary halo i pomarańczowe obszary galaktyczne.

% H alo N a ilustracji powyżej pokazano centrum Galaktyki i wewnętrzną część halo, którego promień sięga 65 tys. lat świetlnych. T a przestrzeń to bardzo dynamiczne m iejsce występowania nie tylko poruszających się po wydłużonych orbitach gromad kulistych, ale również małej karłowatej galaktyki eliptycznej w Strzelcu (1). O rbita tego obiektu jest m ocno nachylona do płaszczyzny Galaktyki. Znajduje się on bliżej centrum galaktycznego niż O b ło k i Magellana, a nasza G alaktyka cały czas „podbiera” jej gwiazdy. Silna grawitacja D rogi M lecznej powoduje, że gwiazdy z tej galaktyki powoli przem ieszczają się wzdłuż tzw. strumienia Strzelca (2). W ew nętrzne halo to również m iejsce występowania fontann galaktycznych (3) i szybko poruszających się obłoków m olekularnego wodoru (4). G eneza powstawania tych chm ur nie została do końca poznana, ale podejrzewa się, że mają ścisły związek z fontannam i. T e ostatnie działają na zasadzie ujść gorącego, zjonizow anego gazu, który wytwarza się podczas częstych wybuchów położonych blisko siebie gwiazd supernowych. G enerowane wówczas pęcherze gazowe ekspandują na odległość dziesiątek tysięcy lat św ietlnych i tam stygną, po czym wracają na G alaktykę w postaci galaktycznego „deszczu”.

DROGA

MLECZNA

Ciemna materia Ja k w ynika z o bserw acji, p ręd kość ro ta cji G alak ty k i spada w m iarę oddalania się od cen tru m , a od pew nego m iejsca u trzy m u je stalą w artość. T a k ą sam ą zależn o ść o d n o to w an o rów n ież w przypadku inn ych galaktyk. Jed y n y m w ytłum aczeniem w spom nianego zachow ania je s t to , ż e o b serw u jem y nie ty lk o ro ta cję dysku z gwiazdami, gazem i pyłem , lecz rów nież jakąś m aterią, k tó re j nie je ste śm y w stanie d o strzec. T ę m aterię o k re ślo n o m ianem „ ciem n e j”. P od ejrzew a się, że je j m asa d zie się cio k ro tn ie p rzekracza m asę m aterii, k tó rą w idzim y. Pew ną je j cz ęść m o że stan ow ić zw ykła su b stan cja n ie św iecąca (np. czarn e dziu ry) lub em itująca bardzo słabe, niedostrzegalne św iatło (n p. b rązow e karły lub o b ie k ty M A C H O ) . M ateria ta m o ż e b y ć n ie w id o czn a ta k ż e z e w zględu na sw oją budow ę i n ie zb y t aktyw n e oddziaływ anie z o to c z e n ie m .

Pozagalaktyczne Masywne Zwarte Obiekty Halo (powyżej) MACHO (ang. Massive Compact Halo Objects) to hipotetyczne obiekty zbudowane ze zwyktej materii, która nie wysyta żadnego promieniowania lub emituje go bardzo mato.

Pułapka ciemnej materii (poniżej, po lewej) Zagadkowo wyglądający przyrząd jest częścią urządzenia do detekcji ciemnej materii. Zainstalowano go w Yorkshire, w Anglii i zaprojektowano do wychwytywania cząstek niewidocznej materii, gdy te zaczną oddziaływać z .normalnymi" atomami. Niewidzialna substancja (poniżej) Na rentgenowskim zdjęciu pokazano chmurę gorącego gazu wypełniającą gromadę galaktyk. Obecność tej chmury właśnie w tym miejscu to dowód na istnienie ciemnej materii. Grawitacja pochodząca jedynie od widzialnej materii nie byłaby w stanie utrzymać takich ilości gazu na tak niewielkim obszarze.

171

Galaktyka w Andromedzie to największy obiekt Lokalnej Grupy - skupiska galaktyk, do którego należy również nasza Droga Mleczna. Ta rozległa galaktyka o zamaszystych ramionach, przedstawiona na fotografii, jest widoczna na niebie nawet nieuzbrojonym okiem jako rozmazana plamka. Jej istnienie po raz pierwszy odnotowano w 905 roku n.e. M31 posiada dwie galaktyki satelitarne: M32 i M110, które również widać na zdjęciu.

G rupa L okalna

| G a l a k t y k i G r u p y L o k a l n e j w o b s z a r z e o p ro m ie n iu 3 m ln

i

Spiralna

Ooidość (1? w śnmwcH)

Galaktyka w Strzelcu

Eliptyczna karłowata/sferoidalna

c-> o o

3

W ielki O b ło k Magellana

N ieregularna

0,18

4

Maty O b ło k Magellana

N ieregularna

0,21

Galaktyka w Wielkiej Niedźwiedzicy

Karłowata sferoidalna

0,24

6

G alaktyka w Smoku

Karłowata sferoidalna

0,28

7

G alaktyka w Rzeźbiarzu

Karłowata sferoidalna

0,30

8

G alaktyka w Sekstancie

Karłowata sferoidalna

9 10

G alaktyka w Kilu

Karłowata sferoidalna

0,36

Galaktyka w Piecu

Karłowata sferoidalna

0,50

11

Leo II (L eo B)

Karłowata sferoidalna

0,75

12

Leo I

Karłowata sferoidalna

0,90

13

G alaktyka w Feniksie

Nieregularna kaiiowaca/sferoidalna

1,6

14 15

G a la k ty k a Barnarda (N G C 6 8 2 2 )

N ie re g u la rn a

1,8

N G C 185

Eliptyczna karłowata

2,3

16

N G C 147

Eliptyczna karłowata

2,4

17 18

Leo A (L eo III)

N ieregularna

2,5

19

20 r

Tr?Gu.umi

D roga M leczna

2

I 5

r

N uta

l a t ś w ie t l n y c h

2 1

Andromeda VII (Galaktyka w Kasjopei) Karłowata sferoidalna

2,6

Andromeda V III

Karłowata sferoidalna

2,7

G alaktyka w W ielorybie

Karłowata sferoidalna

2,8

A ndromeda V I (Pegasus II)

Karłowata sferoidalna

2,8

22

A ndromeda I I I

Karłowata sferoidalna

2,9

23

M l 10 (N G C 205)

Eliptyczna kadowata/sferoidalna

2,9

24

M 32 (N G C 221)

Eliptyczna karłowata

2,9

23

Wielka Mgławica w Andromedzie (M31)

Spiralna

2,9

26

Andromeda I

Karłowata sferoidalna

2,9

27

IC 1613

Nieregularna

2,9

28

Andromeda V

Karłowata sferoidalna

2,9

29

Andromeda II

Karłowata sferoidalna

2,9

30 j G alaktyka w Rybach (L G S 3)

Nieregularna karłowata/sferoidalna

3,0

31

Galaktyka w T rójk ącie (M 33)

Spiralna

3,0

32

Galaktyka w Pegazie

N ieregularna

3,0

GRUPA

LOKALNA

Galaktyka karłowata w Wielkim Psie Najbliższą galaktyką satelitarną naszej Drogi Mlecznej jest niedawno odkryta galaktyka w Wielkim Psie, oddalona od niej o 42 tys. lat świetlnych (pominięta na mapie). Ilustracja obok przedstawia efekt działania sil pływowych Drogi Mlecznej na małą galaktykę. Nasza Galaktyka stara się przechwycić gwiazdy układające się w pasma i przemieszczające wzdłuż strug (zaznaczonych na czerwono). Naukowcy sądzą, że Droga Mleczna nabrała swych dużych rozmiarów właśnie w wyniku takich procesów pochłaniania innych, pobliskich obiektów.

Galaktyka wybuchowa IC 10 to mała, nieregularna galaktyka, należąca do Grupy Lokalnej, leżąca prawie na jej peryferiach (4,2 mln lat świetlnych od Drogi Mlecznej). Znamy ją jako „galaktykę wybuchową", w której współczynnik powstawania nowych obiektów jest niezwykle wysoki. Nie jest do końca jasne, co mogło stać się przyczyną nienaturalnej aktywności w tej galaktyce.

175

G alaktyki - satelity P o d o b n ie ja k graw itacja nie pozw ala Z iem i u w o ln ić się od S ło ń ca , tak p o b lisk ie galak tyk i m uszą k rąży ć d o k o ła D ro g i M le c z n e j. W ielk i i M ały O b ło k M agellana to dwie n ieregu larn e m in ig alak ty k i, b ęd ące n ajw ięk szy m i satelitam i n aszej G a la k ty k i. Ł atw o m ożn a je d o strz e c na p ołu d n io w ym n ieb ie: W ie lk i O b ło k M agellana zn ajd u je się b liżej nas, w o d leg ło ści 160 ty s. lat św ietln y ch , i ma śred n icę 2 0 tys. lat św ietln y ch , n a to m ia st M ały O b ło k M agellana je s t o p ołow ę m n ie jsz y i leż y 4 0 ty s. lat św ietln y ch dalej. Z a ch m u ram i pyłu i gazu w y stęp u je je s z c z e jed en aście in n y ch , niedaw no o d k ry ty ch g alak tyk satelita rn y ch . D w ie n a jb liż sz e to: galak tyka karłow ata w W ie lk im P sie oraz karłow ata galaktyka e lip ty cz n a w S trz e lcu . N a jm n ie jsz a galaktyka satelitarn a ma zaledw ie 5 5 0 lat św ietln y ch śred nicy.

Galaktyczni towarzysze Na fotografiach pokazano Wielki (powyżej, po lewej) i Maty (po lewej) Obłok Magellana w optycznym zakresie widma. Różowa poświata po prawej stronie Wielkiego Obłoku to kolosalna Mgławica Tarantula (następna strona, na górze po prawej). Świecąca kula w lewym rogu na zdjęciu po lewej to gromada kulista 47 Tucanae, leżąca znacznie bliżej niż sam Obłok - w odległości zaledwie 15 tys. lat świetlnych. Młode gwiazdy w Małym Obłoku Magellana (po prawej) Na zdjęciu z teleskopu Hubble'a pokazano gromadę gwiazd o nazwie NGC 346, położonych w samym sercu Małego Obłoku Magellana. Niektóre z tych gwiazd, układających się wzdłuż ciemnych pasów materii międzygwiazdowej, są bardzo młode i jeszcze nie rozpoczęły termojądrowych przemian wodoru w hel. Do tej pory sądzono, że galaktyki podobne do obłoków Magellana dość dobrze odzwierciedlają wygląd galaktyk wczesnego Wszechświata, więc odkrycie w nich obszarów mtodych gwiazd spotkało się ze szczególnym zainteresowaniem naukowców.

GRUPA

LOKALNA

Nurkowanie w Tarantulę (po prawej i dalej po prawej) Mgławica Tarantula (NGC 2070, po prawej) to naprawdę monstrualna (800 lat świetlnych średnicy) fabryka gwiazd, znajdująca się w Wielkim Obłoku Magellana. Gdyby ją umieścić w okolicy Wielkiej Mgławicy Oriona, zasłoniłaby 1/4 nieba i można by ją było oglądać nawet w dzień. Kolejne zdjęcie, po prawej, przedstawia Hodge 301, grupę gwiazd wewnątrz Tarantuli. Wiele masywnych gwiazd gromady wybuchło jako supernowe. a fala uderzeniowa, która powstała przy tych wybuchach, spowodowała kondensowanie się materii widocznej obecnie w postaci kłaczków i włókien.

1

■

Strugi Magellanów (powyżej) W latach 70-tych zeszłego wieku odkryto, że Obłoki Magellana są zanurzone w rozpro­ szonej chmurze wodoru, rozciągającej się na 120 stopniach kątowych nieba, niedaleko południowego bieguna Drogi Mlecznej. Strugi te. nazwane strumieniami magellanowymi, zawierają materię wydartą Obłokom, Drodze Mlecznej albo wszystkim trzem galaktykom naraz około 200 mln lat temu.

Ognisty krąg (po lewej) W 1987 roku zaobserwowano najjaśniejszy od 400 lat wybuch gwiazdy supernowej. Gwiazda o masie równej 20 masom Słońca eksplodowała w Wielkim Obłoku Magellana. Zdjęcie tego zjawiska zostało wykonane z szesnastoletnim opóźnieniem. Obiekt o nazwie SN 1987 wytworzył podczas wybuchu potężną falę uderzeniową, dzięki której powstał spektakularny świecący krąg o szerokości jednego roku świetlnego, zbudowany z rozgrzanego do milionów stopni gazu.

1 77

G a la k tyk i spiraln e G alaktyki spiralne to najłatw iej rozpoznaw alne, w ielkoskalow e o b iek ty na naszym niebie, ch ociaż stanow ią zaledwie 1/3 w szystkich od k ry ty ch galaktyk kosm osu . G alaktyki te składają się ze spłaszczonego dysku otaczającego centralne w ybrzuszenie oraz od chodzących od niego ram ion. T e m ajestatyczne struktury p ow stały w w yniku rozch od zen ia się fal gęstościow ych d ook oła dysku galaktycznego, pow odując kon d en sację m aterii i inicjując narodziny now ych gwiazd. C y k l narodzin i śm ierci gwiazd trwa w dysku nieustannie, dzięki czem u galaktyka ciągle zanurzona je st w m iędzygw iazdow ych ob łok ach pyłow o-gazow ych. M łod e gwiazdy, które zasilają ram iona i dysk, dają galaktykom delikatną niebieskaw ą pośw iatę; n atom iast gwiazdy starsze, o odcieniach żółtych i czerw onych, koncentrują się w centralnym wybrzuszeniu i grom adach kulistych, obieg ających jądro galaktyczne po długich, ek scen try czn y ch orbitach . Doskonała spirala (powyżej i na następnej stronie) Galaktyka w Trójkącie, znana również jako M33 (powyżej), to jedna ze spiralnych galaktyk Lokalnej Grupy Galaktyk, mimo że jej rozmiar stanowi połowę rozmiaru Drogi Mlecznej. Zdjęcie M33 uzyskano jednym z wielkich, naziemnych teleskopów optycznych. Obok, na fotografii, pokazano M51, zwaną, z oczywistych względów, Galaktyką Wir: ta oddalona o 25 mln lat świetlnych grupa gwiazd jest jednym z najdoskonalszych przykładów galaktyki spiralnej. M51 nie należy do Lokalnej Grupy Galaktyk. Na zdjęciu z teleskopu Hubble'a gorące, młode gwiazdy widoczne są w kolorach niebieskich, obszary tworzenia się nowych pokoleń są natomiast czerwone.

Klasyfikacja galaktyk spiralnych A stronom ow ie dzielą galaktyki spiralne ze względu na rozm iary ich centralnych zgrubień i stopień „nawinięcia” ramion spiralnych. C iasne ramiona i duże jądro charakteryzują galaktyki typu Sa. Ram iona bardziej otw arte to cecha galaktyk typu Sb, natom iast Sc to obiekty o bardzo luźnych, dobrze rozw iniętych ram ionach i m ałych jądrach. N iektóre galaktyki spiralne posiadają poprzeczną barierę, przechodzącą przez środek jądra, są to tzw. galaktyki spiralne z poprzeczką, oznaczane typami SBa, SB b i SB c. Pow yżej przedstawiono przykład galaktyki spiralnej klasycznej oraz z poprzeczką (odpowiednio N G C 4622 typu Sb, po lewej i N G C 1300 typu SB b , w środku). Istn ieją rów nież galaktyki, w których ramiona są prawie niewidoczne - są to galaktyki soczew kow ate, oznaczane sym bolem S0. Przykładem takiej galaktyki jest N G C 2 7 8 7 (pow yżej, po prawej).

Wirujące przedszkole (po prawej) Na obrazie obok przedstawiono fragment ramienia galaktyki spiralnej M51. Czerwone miejsca repre­ zentują rejony formowania się młodych gwiazd rozświetlających otaczającą materię. Galaktyka Wir jest niezwykle bogatym obszarem narodzin nowych obiektów, a to ze względu na jej dawne bliskie spotkanie z mniejszym obiektem. Kilkaset milionów lat temu przez galaktykę .przeleciał" obiekt o nazwie NGC 5195. W wyniku grawitacyj­ nego oddziaływania tych dwóch galaktyk nastąpiła kondensacja międzygwiazdowego pyłu i gazu, który dal początek nowym gwiezdnym obiektom.

Galaktyka spiralna i jej towarzysz (po lewej) Zdjęcie po lewej przedstawia galaktykę spiralną NGC 1532 w Erydanie, ustawioną do nas krawędzią. Podobnie jak Droga Mleczna, również ta galaktyka posiada dysk pocięty pasmami chmur pyłowych, przesłaniającymi światło gwiazd. NGC 1532 jest zaangażowana w .przeciąganie liny" z mniejszą, nieregularną galaktyką NGC 1531 (na górze, po lewej). Te dwie galaktyki oddziałują na siebie w ten sam sposób, w jaki robią to Droga Mleczna i Obłoki Magellana. Podczas wzajemnego ruchu dookoła siebie następuje wyciąganie materii z towarzysza w postaci strug gwiazd i gazu międzygalaktycznego. Galaktyka pyłowa (po prawej) Galaktyka Bodego (M81) to ukształtowany, spiralny obiekt w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy, oddalony od nas o 12 mln lat świetlnych. Jej imieniem - M81 - nazwano całą gromadę galaktyk przylegających do naszej Grupy Lokalnej. Na fotografii galaktyki wykonanej w podczerwieni widać czerwonawe obszary pyłowo-gazowych ramion spiralnych.

%

GRUPA

LOKALNA

179

G alaktyki eliptyczne I NIEREGULARNE W ię k sz o ść cz ło n k ó w G ru p y L ok aln ej jest albo galaktykam i elip ty czn y m i, albo nieregularnym i. G alak ty k i elip tyczn e stanow ią 6 0 % w szy stkich o d k ry ty ch d otych czas galaktyk k osm osu , galaktyki nieregularne ty lk o 10% . P rzedstaw icielki tych o b iek tó w w L ok aln ej G ru p ie są niew ielkie i dlatego nazw ano je karłow atym i. M ierzą jed ynie kilka tysięcy lat św ietlnych i nie zaw ierają w ięcej gwiazd, niż się ich m ieści w p rzeciętn ej grom ad zie ku listej. Ja k w skazują sam e nazwy, galaktyki elip ty czn e m ają k sz ta łt sferoidalny, a nieregularne zupełnie n ieokreślony, różniący się m iędzy obiektam i. P od obn ie jak w spiralnych, w galaktykach nieregularnych zn ajd ziem y zarów n o o b szary pow staw ania n ow ych gwiazd, jak i gwiazdy starsze. G alaktyki elip ty czn e składają się głów nie z gwiazd starych , czerw o n y ch . N ic w szy stkie galaktyki elip tyczn e są jed nak m ałe. N ajw ięk sze ze znanych galaktyk to właśnie g ig antyczne elip tyczn e, k tó re zaw ierają b ilion y gwiazd. W naszej L okaln ej G ru p ie nie m a ani jed n ego takiego ob iek tu .

Galaktyki satelitarne Wielkiej Mgławicy w Andromedzie (powyżej) Galaktyka w Andromedzie pełni rolę gospodyni dla wielu małych, satelitarnych galaktyk. Dwie największe z nich to karłowate galaktyki eliptyczne M110 (powyżej) i M32 (poniżej), o średnicach kilku tysięcy lat świetlnych. Galaktykę M110 często nazywa się sferoidalną, czyli podobną do eliptycznej, ale posiadającą mniejsze zagęszczenie.

180

Galaktyka Barnarda w Strzelcu (po prawej) Galaktyka Barnarda lub NGC 6822 to karłowata galaktyka nieregularna, zawierająca dość skromną liczbę 10 mln gwiazd. Podobnie jak inne galaktyki tego typu, galaktyka Barnarda posiada miejsca aktywnego formowania gwiazd z wiatrami z gwiazd Wolfa-Rayeta, tworzącymi bąble mgławicowe (różowe).

GRUPA

LOKALNA

Supernowe w akcji (powyżej) Zaraz za granicą Lokalnej Grupy Galaktyk, w odległości 7 mln lat świetlnych w konstelacji Żyrafy, znajduje się nieregularna galaktyka NGC 1569. Na zdjęciu rentgenowskim pokazano bąble gazu ogrzewanego promieniowaniem z wybuchów gwiazd supernowych spoza obrębu galaktyki.

V .* *

jL

V*

'

5 > j*

* /

!

: . r :; ’

i

Nieregularności gazu (powyżej) To zdjęcie powstało ze złożenia obrazów w zakresie optycznym (kolor niebieski) i radiowym. Przedstawia ono element Grupy Lokalnej - nieregularną galaktykę IC 10. Zjonizowany wodór lokalizuje się w obszarach o zabarwieniu czerwonym, natomiast tlenek węgla zielonym. Takie obserwacje odsłaniają rozmieszczenie cząsteczek gazu w galaktykach. Obiekty nieregularne okazały się być bardziej pozbawione struktury niż początkowo zaktadano.

Pochłaniacz gwiazd (powyżej) Galaktyka M87 w Pannie to jeden z największych obiektów eliptycznych na niebie. W jej wnętrzu prawdopodobnie znajduje się supermasywna czarna dziura o masie 2.6 mld mas Słońca, która przyciąga i pochłania pobliskie gwiazdy i materię. Zdjęcie jest kompozycją złożoną z obrazu radiowego i rentgenowskiego. Widoczne są strugi cząstek subatomowych, wychodzące z jądra i rozchodzące się daleko w międzygalaktyczną przestrzeń kosmiczną.

181

W z a jem n e ODDZIAŁYWANIE GALAKTYK G ro m a d y galak tyk to m iejsca b ard zo z a tło c z o n e . P o d czas gdy o d leg ło ści m ięd zy p o sz cz e g ó ln y m i gw iazdam i w galak tyk ach są sto su n k o w o duże i w y n o szą d ziesiątk i m ilio n ó w ich śred n ic, galaktyk i n a jg ęstsz y ch grom ad są od siebie od d alon e 0 zaledw ie 1 0 -2 0 sw o ich śred n ic. R o z m ie sz cz e n ie galaktyk w grom ad ach m ożn a p orów n ać do kul na sto le bilardow ym (przyp , t ł.) , n a to m ia st gwiazd do ziaren ek piasku u ło ż o n y ch w k ilk u d z iesięcio k ilo m etro w y ch o d stęp ach . W zw iązku z ty m , od d ziaływ an ie m ięd zy galak tyk am i je s t zn aczn ie b ard ziej praw d opod obne niż m iędzy gw iazdami. Jed n a k ż e naw et w tedy, gdy d o jd z ie do zderzenia dwóch galaktyk, rzadko w ystępują kolizje m iędzy p o sz cz e g ó ln y m i gw iazdam i. G a la k ty cz n e zd erzen ia od gry w ają b ard zo dużą rolę w ich ew o lu cji. D ro g a M lecz n a zbliża się do W ie lk ie j M g ław icy w A n d ro m ed zie 1 w efek cie na p ew no z le je się z nią w jed en o b ie k t, su p ergalak ty k ę, k tó ra z d o m in u je G ru p ę L okaln ą. Gwiezdny krąg (po lewej) Ta niezwykła, tajemnicza galaktyka, znana jako Obiekt Hoaga, nazwana zostata imieniem astronoma, który ją odkrył w 1950 roku. Obiekt ten jest przykładem tzw. galaktyki pierścieniowej z jasnym jądrem i otaczającym je kręgiem stosunkowo młodych gwiazd. Leży ona w odległości 600 mln lat świetlnych, w konstelacji Pieca. Galaktyki pierścieniowe tworzą się, gdy mala galaktyka przechodzi przez sam środek galaktyki spiralnej, wytwarzając potężne fale uderzeniowe, inicjujące powstawanie nowych gwiazd. Obiekt Hoaga nie wykazuje jednak żadnych innych znaków kolizji, a pierścieniowa struktura wygląda bardziej na pozostałość po zbyt bliskim przejściu innej galaktyki.

Z lew anie się galaktyk O b serw u ją c co ra z ro z le g lejsz y k o sm o s, zag łębiam y się je d n o cz e śn ie w czasie. Św iatło p o ch o d z ą ce od d alekich o b ie k tó w m usi m ieć zn aczn ie w ięcej czasu , aby do nas d o trz e ć , n iż to od gwiazd p o b lisk ich . W raz z po w ięk szen iem ob szaru o b serw acji w p rz e strz en i w y stęp u je co ra z w ięcej g alakty k spiraln ych. W o k o lica ch D ro g i M lecz n ej zd ecydow aną w ięk szo ść stanow ią galaktyki elip ty cz n e . B y ć m o że z bieg iem czasu g alakty k i spiralne k o lid o w ały ze so bą, tw o rz ą c o b ie k ty e lip ty czn e. T a k i m odel tłu m a cz y łb y ró w n ież brak gazu m ięd zygw iazd ow ego w ty ch o b ie k ta ch . F ale u d erzen iow e, p o w stające p rz y k o liz ja ch , m o g ły pow odow ać ro zp ro szen ie się gazu i pyłu w p rze strzen i m ięd z y g a la k ty czn ej. O p r ó c z g alakty k elip ty cz n y ch ze zd erzeń spiraln ych m o ż e po w stać cała gama p ięk n y ch , n iereg u larn y ch o b iek tó w .

Galaktyczny kanibalizm Kanibalizm w kosmosie ma miejsce, gdy mniejsza galaktyka zostanie pochłonięta przez większą. Zazwyczaj po mniejszym obiekcie nie zostaje żaden ślad, ale niekiedy można zaobserwować różne struktury świadczące o minionym zderzeniu. Galaktyka N G C 1316, oddalona o 53 mln lat świetlnych, należy do gromady galaktyk Fomax w gwiazdozbiorze Pieca. Przedstawiona na zdjęciu z teleskopu Hubble’a po lewej, jest przykładem galaktyki, która rozrosła się dzięki pochłanianiu innych obiektów. Galaktyki eliptyczne są z reguły pozbawione materii pyłowo-gazowej, tymczasem w tej galaktyce materia ta jest obecna. Klaczkowate włókienka, tworzące pętle i wstęgi w poprzek galaktyki, to pozostałości po obiekcie, który N G C 1316 „połknęła” 100 mln lat temu.

Zmarszczki na kosmicznym morzu (powyżej)

Przyszłość Drogi Mlecznej

Galaktyka po prawej stronie na zdjęciu posiada numer katalogowy AM 0644-741. Odkryto ją w małym gwiazdozbiorze Ryby Latającej. W przeszłości była prawdopodobnie normalną galaktyką spiralną, doszło jednak do jej czołowego zderzenia z inną, mniejszą galaktyką AM 0644-741 (poza obrębem fotografii). Podczas kolizji wytworzyła się fala uderzeniowa, która przyczyniła się do powstania pięknego, niebieskiego pierścienia gwiazd.

Wyciąganie galaktyk (po prawej) Galaktyki nie zawsze muszą się ze sobą zderzać, aby spowodować zmiany w swojej budowie. Galaktyka UGC 10214, znana pod nazwą Kijanka, doświadczyła dość bliskiego spotkania z inną, mniejszą galaktyką, co spowodowało wyciągniecie długiej strugi z gwiazd i gazu. Ten „ogon" Kijanki ma 280 tys. lat świetlnych długości i leży w odległości 420 mln lat świetlnych w gwiazdozbiorze Smoka.

t *

Dystans dzielący Drogę Mleczną i Wielką Mgławicę w Andromedzie zmniejsza się z prędkością 500 tys. km/h. Za około 3 mld lat, jeszcze zanim Słońce stanie się czerwonym olbrzymem, obie galaktyki zderzą się ze sobą. Z punktu widzenia Ziemi Andromeda znacznie zwiększy rozmiary kątowe, przeciągając gwiazdy Drogi Mlecznej na swoją stronę i tworząc z nich luk. Po prawej pokazano serię komputerowych symulacji tego niezwykłego „tańca” grawitacyjnego obu galaktyk, który będzie trwał aż miliard lat. W efekcie otrzymamy nową, eliptyczną galaktykę. W związku ze zlaniem się najbliższych nam galaktyk Słońce i planety Układu czekają dwa alternatywne scenariusze. Według pierwszego, zostaniemy wyrzuceni w międzygalaktyczną przestrzeń kosmiczną, według drugiego - wchłonięci przez nową galaktykę.

Na powyższy obraz ztożyty się dane obserw acyjne z teleskopu H ubble a. Jest on unikalną „m apą m asy” , przedstawiającą dystrybucję materii w grom adzie galaktyk oddalonej o 4,5 m ld lat świetlnych. Każda galaktyka (czerwona plam ka) jest związana w grom adzie z innym i dzięki niewidocznej ciem nej materii (tutaj niebieskiej).

W szechśw iat GALAKTYK

Wszechświat supergromad (poniżej)

W s z e c h ś w ia t w z a r y s ie

Wykonanie mapy Wszechświata jest nie lada wyzwaniem, gdyż niezbędne dane obserwacyjne są

D o tej pory rozw ażaliśm y budow ę k osm osu , zaczynając

wyobrażenie o rozmieszczeniu materii kosmosu. Wszechświat w tej oszałamiającej skali,

bardzo trudne do uzyskania. Mapa obok, przedstawiająca obszar o promieniu jednego miliarda lat świetlnych od Drogi Mlecznej (w środku), nie jest zbyt precyzyjna, ale daje ogólne

od skali n ajm n iejszej - naszego U kładu S ło n eczn eg o - aż do

która stanowi 1/14 rozmiaru widzialnego Kosmosu, wyraźnie wykazuje „klaczkowatą" budowę. Nie widać już pojedynczych galaktyk, zastąpiły je obszerniejsze struktury o rozmiarach setek milionów lat świetlnych, zwane supergromadami. Gromady gromad galaktyk zawierają dziesiątki

odległych grom ad galaktyk. S to im y teraz przed spojrzen iem na k osm os jak o całość. O d leg łości do n iektórych protogalaktyk astron om ow ie określają na kilkanaście m iliardów lat św ietlnych, co oznacza, że W szechśw iat w idzialny m oże być nawet dw ukrotnie w iększy. W tym rozdziale p rzyjrzym y się ogrom ny m grom adom galaktyk, grom adom grom ad, czyli supergrom adom , tajem n iczej kosm iczn ej próżni, m łodym , aktyw nym galaktykom oraz kw azarom znajdującym się na granicy w idzialnego kosm osu . Z anurzając się we W szech św iat, w raz z od ległością cofam y się w czasie. B ędziem y świadkami pierw szych chw il po W ielkim W y b u ch u , k tó ry dał początek W szechśw iatow i. Sp rób u jem y prześledzić kolejn e losy kosm osu , jeg o ew olucję do stanu dzisiejszego oraz nakreślić scenariusze jeg o przyszłości.

Mapa Wszechświata (powyżej i po lewej) The Sloan Digital Sky Survey to bardzo ambitny projekt obserwacyjny, którego celem jest zobrazowanie 1/4 obszaru całego nieba w bardzo wysokiej rozdzielczości. Celem programu jest zarejestrowanie pozycji ponad stu milionów obiektów niebieskich i pomiary odległości do około miliona galaktyk i stu tysięcy kwazarów - najdalszych obiektów we Wszechświecie. W efekcie ma powstać dokładna, trójwymiarowa mapa dystrybucji materii aż do brzegu widzialnego Wszechświata. Na zdjęciu powyżej widać część Wszechświata zrekonstruowaną z uzyskanych dotychczas danych. Po lewej pokazano wykorzysty­ wany do tego zadania teleskop w Nowym Meksyku.

186

tysięcy takich obiektów i setki bilionów gwiazd. Koncentryczne kręgi na mapie wyznaczają odcinki co 200 mln lat świetlnych.

E kspansja W sz ec h św ia t a W 1 9 2 0 ro k u a s tr o n o m o w ie d o k o n a li k ilk u w strz ą s a ją c y c h o d k ry ć . P rz e d e w sz y stk im o k a z a ło się, że k o s m o s je s t z n a c z n ie w ię k sz y , n iż to so b ie d o ty c h c z a s w y o b ra ż a n o . O b ie k t y , k tó r e u w ażan o za „ sp iraln e m g ła w ic e ”, ta k ie ja k W ir ( M 5 1 ) , b y ły ca ły m i, p e łn o w a rto śc io w y m i g a la k ty k a m i, p o d o b n y m i do n a sz e j D r o g i M le c z n e j. O k a z a ło się te ż , że o g ro m n y k o s m o s , o k tó r y m d o tąd są d z o n o , że je s t s ta ty c z n y i n ie z b y t ru ch liw y , ro z s z e rz a się, z w ię k sz a ją c w z a jem n e o d le g ło śc i w sz y stk ic h o b ie k tó w w ielk o sk a lo w y ch . T a e k sp a n sja sta ła się p ierw sz y m o b se rw a cy jn y m d o w o d em na to , ż e W sz e c h św ia t m u siał k ied y ś m ie ć p o c z ą te k . W o b e c n y c h cz a sa ch w iem y , ż e W s z e c h ś w ia t n ie ty lk o się ro z s z e r z a w e w sz y s tk ic h k ie ru n k a c h , ale w rę c z p rz y sp ie sz a sw o ją e k sp a n sję .

P oczerw ien ien ie a ekspansja W 1920 roku am erykański astronom Edwin H u bb le (1 8 8 9 -1 9 5 3 ) zarejestrow ał widma ponad dwudziestu galaktyk i na ich podstaw ie wysnuł w niosek o ich ciągłym oddalaniu się od nas. W w idm ach galaktyk, podobnie jak gwiazd, w ystępują ciem ne linie, um ożliw iające naukow com identyfikację pierw iastków , z k tóry ch o b iek t jest zbudow any. W widmach zebranych przez H u b b le’a linie te nie znajdow ały się jednak w m iejscach, w k tóry ch ich oczekiw ał. P rzez porów nanie z widmami standardow ymi okazało się, że linie uległy przesunięciu w stronę zakresu czerw onego, a to oznacza, że galaktyki oddalają się od obserw atora. Podczas ekspansji ośrodka św iatło jest rozciągane do dłuższych (czerw on ych) fal - efek t ten znany jest pod nazwą poczerw ienienia kosm ologicznego. H u bb le rów nież odkrył, że im dalej znajduje się galaktyka, tym je j linie są bardziej przesunięte. T a zależność m iędzy odległością obiektu a jeg o poczerw ienieniem nosi nazwę prawa H u b b le’a i jest podstaw ow ą regułą m odelu ekspandującego kosm osu.

Ha

1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 Ijl 400 500

1 1 1 1 1 1 1 | 1 1 1 1 1 1 1 1 1 600 700 Mugość fali (nm)

Odległości galaktyczne (powyżej) Na ilustracji przedstawiono zmiany w widmach

H

h

Hji

Mę

galaktyk względem ich położenia w przestrzeni

Ha

Na

kosmicznej. Galaktyki znajdujące się

Galaktyka

na pierwszym planie wyglądają normalnie.

pobliska

Kolory Galaktyk bardziej odległych odpowiadają przesunięciom ich linii widmowych. Zjawisko to znane jest jako kosmologiczne poczerwienienie, a przesunięciu ulegają wszystkie linie w całym zakresie widmowym, nie tylko widzialnym.

H[)

Hy

Mg

Na

H« Galaktyka znajdująca się w średniej odległości

Kosmologiczne poczerwienienie (po lewej) Górne widm o przedstawia pozycje linii spektralnych, pochodzących od pobliskiego źródła. Te linie to odciski palców pierwiastków, z których źródło jest zbudowane. Poniżej

Hń

Hy

Hf}

Mg

znajdują się widma galaktyk leżących

Galaktyka odległa

w różnych odległościach: najbliżej na górze, najdalej na dole (oznaczono je symbolami po prawej stronie). Ilustracja pokazuje, jak przesuwają się linie widmowe wraz ze zwiększaniem odległości do obiektu.

188

WSZECHŚWIAT

GALAKTYK

Z m ierzy ć ekspansję P od czas zbierania k olejn y ch dow odów na ro zszerzan ie się W szechśw iata k osm olog ów zask o czy ło zm niejszanie się w artości liczby zw anej stalą H u b b le’a. J e s t to w skaźnik ch arakteryzujący prędkość ekspansji W szechśw iata, będący źródłem oszacow ań jeg o wieku. Jed n o zn a cz n e ok reślenie w artości stałej H u b b le’a wymaga niezw ykle precy zyjn ych pom iarów odległości do galaktyk. W tym celu w śród ob iek tó w galaktycznych należy w yod rębnić te, k tó re m ogłyby służyć jak o „świece standardow e” do porów nań przesunięć linii w idm ow ych. Za takie o b iek ty m ożna uznać na przykład cefeidy, gwiazdy zm ienne o znanej jasn ości absolu tn ej. D zięk i ponad dw udziestu cefeidom znajdującym się w galaktyce M l 00 (p on iżej) o cen io n o je j od ległość na 6 0 m ln lat św ietlnych. D o ob liczeń dystansów dzielących nas od ob iek tó w od leglejszych p o trzebn e są jednak standardy o w iele jaśn iejsze n iż cefeidy. T a k ie kryterium spełniają gwiazdy supernow e typu la , k tó ry ch m aksym alna jasn ość absolutna je st jednakow a niezależnie od położenia. Inną m etodą określania odległości do dalekich o b iek tó w jest porów nyw anie flu ktu acji jasn ości p o szczeg óln ych pikseli w obrazach cyfrow ych . Im dalej znajd uje się o b iek t, tym rejestrow ane św iatło jest „gładsze”. T e j m etody n ajczęściej używa się dla galaktyk eliptyczn ych.

Kosmiczna ekspansja (poniżej) Chociaż Wszechświat się rozszerza, rozmiary indywidualnych galaktyk nie zmieniają się. Odległości dzielące galaktyki rosną w zależ­ ności od ich pierwotnej separacji (poniżej). Same galaktyki nie zwiększają swych rozmiarów, ponieważ grawitacja skutecznie je przed tym powstrzymuje. W czasie trwania tego procesu długości fal zostają „rozciągnięte", a linie w widmach przesunięte w kierunku czerwieni.

Btysk z oddali (po prawej) W 1994 roku w galaktyce NGC 4526 rozbtysta gwiazda supernowa typu la (na dole, po lewej). Sądzi się, że wszystkie supernowe tego typu posiadają takie same maksymalne jasności absolutne. Dzięki temu mogą służyć jako standardy porównawcze do oceny odległości galaktyk oraz oszacowania wskaźnika ekspansji i geometrii Wszechświata.

189

G ro m a d y g alaktyk P od ob n ie jak gwiazdy grupują się, tw orząc grom ady i galaktyki, tak i całe galak tyki m ają te n d e n c ję do skupiania się w w iększe o b ie k ty . O lb rz y m ie grom ad y galak ty k są n ajw ięk szy m i stru k tu ram i W szech św iata, zw iązanym i siłam i graw itacyjnym i. N ie k tó re grom ad y są niem al tak stare jak sam W szech św iat. A stro n o m o w ie klasyfiku ją grom ady galaktyk ze w zględu na ich g ęstość (lub „b og actw o”) i liczbę elem entów . G ru p a L okaln a, d o k tó re j n ależy D ro g a M lecz n a , to przykład m ałej grom ady, z aw ierającej jed y n ie kilka tu z in ó w galaktyk. N a jw ięk sz e sku piska, takie ja k grom ada V irg o w P ann ie i C o m a w W a rk o cz u B e ren ik i, zaw ierają tysiące g alak tyk , a ich rozm iary p rzekraczają dziesiątki m ilion ów lat św ietlnych.

♦

i

Gromada Coma (na górze, po lewei) Abell 1656 lub inaczej grom ada Coma w północnym gwiazdozbiorze Warkoczu Bereniki jest przykładem dużej gromady galaktyk zawierającej około trzech tysięcy elem entów koncentrujących się w jej centralnych obszarach. Gromada znajduje się w odległości 300 mln lat świetlnych, a jej średnica wynosi 20 mln lat świetlnych.

Kolizje w gromadzie Coma (powyżej) Satelitarne, rentgenowskie obserwatorium ROSAT zarejestrowało zdjęcie jądra gromady Coma w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki (czerwone i żółte) w trakcie zlewania się z innym galaktycznym zgrupowaniem (zielone), widocznym po prawej stronie, na dole.

Gigant za progiem (po lewej) Ogromna gromada Virgo w gwiazdozbiorze Panny, zawierająca około 2 tys. galaktyk jest najbliższą masywną gromadą Drogi Mlecznej. Jej centrum, oddalone o 60 mln lat świetlnych, zawiera prawie dwa tysiące obiektów na obszarze o średnicy 9 mln lat świetlnych. Na środku zdjęcia znajduje się M87, olbrzymia galaktyka eliptyczna, która dominuje w gromadzie. Większość galaktyk tej gromady można łatwo dostrzec za pomocą amatorskich teleskopów.

WSZECHŚWIAT

GALAKTYK

G ro m ad y ciem n ej m aterii D yn am ikę p o szczeg óln ych galaktyk oraz istnienie grom ad galaktyk, najw iększych znanych stru k tu r nieba tłum aczy o b ecn o ść dużej ilości niew idzialnej, ciem nej m aterii. W 1933 roku szw ajcarski astro fizy k F ritz Z w icky (1 8 9 8 -1 9 7 4 ) od krył, że ruchy orbitaln e galaktyk w grom adzie C o m a odpow iadają ob iek to w i o m asie znacznie w iększej, niż to w ynika z obserw acji. B ez ciem nej m aterii składow e grom ady nie m ogłyby w ytrw ać w graw itacyjnej zależności i ro zp ro szy łyb y się w p rzestrzeni k osm iczn ej. C iem n ej m aterii nigdy nie zd ołano zaobserw ow ać w sp o só b bezpośredni, jednak od działując z o to cz en iem , sk u teczn ie ujawnia ona sw oją ob ecn ość. B rązow e karły (niedoszłe gwiazdy) i czarne dziury stanow ią pewien pro cen t tej m aterii, ale znaczna je j w iększość m usi by ć skupiona w nieznanych jesz cz e, bardzo eg zo ty czn y ch cząstkach.

•

#

Lupa galaktyczna (powyżej) Na zdjęciu z teleskopu Hubble'a pokazano gromadę galaktyk Abell 2218 w gwiazdo­ zbiorze Smoka, leżącą w odległości 2 mld lat świetlnych. Niezwykle, świetliste luki wewnątrz gromady to zniekształcone galaktyki, znajdujące się co najmniej pięć razy dalej. Gdyby nie obecność gromady, te odlegle galaktyki byłyby dla nas niewidoczne, tymczasem jej grawitacja, jak gigantyczna kosmiczna soczewka, powiększa i zniekształca światło obiektów leżących za nią. W ten sposób tworzy się wielokrotny obraz tych samych obiektów, przypominających luki i fragmenty pierścieni. Efekt ten znany jest pod nazwą soczewkowania grawitacyjnego, a jego istnienie przewidział i opisał Albert Einstein w ogólnej teorii względności.

Odległy olbrzym (powyżej, po prawej) Na złożonym z kilku zdjęć obrazie pokazano młodą, masywną gromadę galaktyk o nazwie RDCS 1252.9-2927. Emisje w optycznym zakresie widma, uzyskane za pomocą teleskopu VLT (Very Large Telescope), reprezentują obszary czerwone, żółte i zielone. Fioletowa plama to wyjątkowo gorący gaz emitujący promieniowanie rentgenowskie, zarejestrowany przez instrumenty teleskopu Chandra. Gromada znajduje się tak daleko, że widzimy ją taką, jaką była, gdy Wszechświat miał zaledwie 5 mld lat (35% obecnego wieku). Długowieczny proces zlewania się galaktyk jest podstawą formowania się gromad. Aż do ostatnich badań nie przypuszczano, że takie masywne gromady galaktyk mogły się uformować tak dawno temu.

Młoda gromada (po prawej) Po prawej przedstawiono zdjęcie gromady 1ES 0657-558 w konstelacji Kila, uzyskane za pomocą naziemnego teleskopu VLT w Chile. Gromada ta jest bardzo silnym źródłem promieniowania rentgenowskiego, a ponieważ rozmieszczenie jej poszczególnych składników jest bardzo niesymetryczne, sądzi się, że uformowała się ona stosunkowo niedawno. Półksiężyce na górze, po prawej to zniekształcony soczewkowaniem grawitacyjnym obraz odległej galaktyki.

• •

%

•

G alaktyki aktywne M im o że galak tyki posiad ają ró ż n e k sz ta łty i rozm iary, n ie k tó re z nich zu p ełn ie od b ieg ają od n orm y. Są nim i galak tyki ak tyw n e, e m itu ją ce o g ro m n e ilości en ergii w całym zak resie w idm a ele k tro m a g n e ty cz n e g o . W z ależn o ści od typu g alak ty k i, m am y do cz y n ien ia z a k ty w n o ścią o p ty cz n ą , p od czerw o n ą, radiow ą, u ltra fio leto w ą, ren tg en o w sk ą oraz w prom ieniach Y. D o galaktyk aktyw nych należą radiogalaktyki, kw azary, blazary i galaktyki S ey ferta. Z ich w n ętrz c z ę s to w ychod zą strugi plazm y o ro zp ięto ści m ilion ów lat św ietlnych. Je s z c z e nie do k o ń ca w iado m o, w jaki sp o só b te stru m ien ie się g en eru ją, ale c o do jed n eg o n au ko w cy są z g od n i: w sz y stk ie ak tyw n e galak tyki są zasilane p rzez czarn e d ziu ry o m asach m ilio n ó w , a naw et m iliardów m as Sło ń ca. T c cza rn e dziury zan u rzone są w dyskach z gwiazd i m aterii (p o praw ej). Ja k przedstaw ia ilu stracja p o n iż e j, dysk o to c z o n y je s t gazow ym p ierścien iem o ob w arzan kow ym k sz ta łcie. T a k ie stru k tu ry zn an e są ja k o aktyw n e jądra g alak tyk (A G N ) .

192

W SZECHŚW IAT

GALAKTYK

R ad iogalaktyki N ied łu g o po nastaniu ery radioastronom ii ok azało się, że n iek tóre galaktyki są niezw ykle silnym i źródłam i prom ieniow ania radiow ego. W wielu przypadkach źródła te są obiektam i bardzo zw artym i, o rozm iarach porów nyw alnych z ich op ty czn y m i odpow iednikam i galaktycznym i. Istn ieją jednak źródła tzw . rozciągłe, który ch prom ieniow anie d ochod zi do nas z tak rozległego obszaru, że obraz

r

op ty czn y stanow i zaledwie jeg o ułam ek. W typow ym źródle rozciągłym w ystępują strugi naładow anych cząstek w ychodzące z cen traln ego A G N -u . Strugi

-

zderzają się z ośrod kiem otaczającym galaktykę z dala od cen tru m galaktycznego i tw orzą olbrzym ie, płatow ate, św iecące stru ktu ry naładow anego gazu. T e płaty to p o tężn e źródła energii radiow ej, generow anej p rzez cząsteczk i poruszające się w polu m agnetycznym obiektu .

fia t-

■

- fj*

ł

W L'

M odel u n ifik a cji A stro n o m o w ie w ierzą, że blazary, kw azary i rad iog alakty k i są jed n y m i tym sam ym . R ó ż n ice w w yglądzie w ynikają z kątów , pod ja k im i się je o b serw u je. W ed łu g tej te o rii, czy li tzw . m odelu u n ifik a cy jn e g o , w sz y stk ie aktyw ne galaktyki m ają taką sam ą budow ę: ak tyw n e jąd ro , zasilane superm asyw ną czarn ą dziu rą, o ta cz a ją cy je to ru s gazow y i stru gi naładow anych cz ą ste k . Je śli o b ie k t je st tak z o rie n to w an y w p rz e strz en i, że z Z iem i patrzy m y w sam środ ek stru g i, wówczas nazyw am y go blazarem (1 ). G dy widzimy go z boku - m amy do czynienia z kw azarem (2 ), a jeśli obserw ow any o b ie k t w ysyła stru gi dokładnie p ro stop ad le d o kierunku w idzen ia, nosi on nazw ę rad iogalaktyki (3 ). Ile waży czarna dziura? (po lewej) Na zdjęciu z teleskopu Hubble'a, po lewej, przedstawiono centrum galaktyki eliptycznej NGC 4261 w gromadzie Virgo zanurzone w wirującym gazie i pyle. Dysk jest prawdo­ podobnie pozostałością po mniejszej galaktyce, która „wpadła" na jądro obiektu i została pochłonięta przez znajdującą się w jego środku czarną dziurę. Na podstawie pomiarów prędkości gazu wirującego dookoła czarnej dziury astronomowie zdołali oszacować jej masę na 1,2 mld mas Słońca. Czarna dziura zawiera się w obszarze o rozmiarze Układu Słonecznego.

Centaurus A (na górze, powyżej i po lewej) Centaurus A to bardzo dobrze znana radiogalaktyka. znajdująca się w odległości 11 mln lat świetlnych. Na zdjęciu na samej górze pokazano galaktykę w świetle widzialnym. Centaurus A to produkt kolizji dwóch galaktyk: eliptycznej i spiralnej. Ta ostatnia dostarczyła do obiektu ogromną ilość pyłu i gazu międzygwiazdowego (ciemne pasma). Powyżej ta sama galaktyka widoczna jest w promieniach rentgenowskich; obraz pochodzi z obserwacji teleskopu Chandra. Widać wyraźną, świecącą smugę wychodzącą z jądra obiektu. Pozostałe, jasne źródła to prawdopodobnie układy podwójne, świecące w promieniach X, w których gwiazdy neutronowe lub małe czarne dziury akreują materię ze swojego towarzysza. Po lewej przedstawiono galaktykę w świetle radiowym. Obiekt w optycznym zakresie spektralnym stanowi jedynie niewielką część radiowych płatów wzbudzonego gazu, roz­ przestrzeniających się na milion lat świetlnych.

Kwazary K w azary to najbardziej zagadkow e galaktyki ze w szystkich w ielkoskalow ych ob iek tów . T e „prawie gwiazdy” otrzy m ały swą nazwę dlatego, że jako najjaśn iejsze o b iek ty w k osm o sie, oddalone o kilka m iliardów lat św ietlnych, wyglądały jak św iecące ob iek ty punktow e. T y lk o superm asyw ne czarne dziur)7 są w stanie zasilać tak jasne o b iek ty . Z obserw acji w ynika, że kwazary w ystępow ały dość pow szechnie o k o ło 10 mld lat tem u. W naszej o k o licy nie od k ry to żadnego takiego obiektu .

193

Su p e r g r o m a d y i pustki G a lak ty k i grupują się, tw orząc grom ady, c z ę sto zaw ierające

Obfitość galaktyk (po lewej) Na zdjęciu całego nieba um ieszczono około 1.6 mln galaktyk. Obraz uzyskany w projekcie 2MASS (2-Micron All-Sky Survey) daje ogólne wyobrażenie o dystrybucji materii w kosmosie.

naw et kilka ty sięcy cz ło n k ó w . U p o d o b an ie ko sm o su do sku p isk nie k o ń c z y się jed n ak na ty m p ozio m ie. C a łe grom ady galak tyk rów n ież w y stęp u ją w z b ioro w isk ach , grom adach grom ad, czyli supergrom adach. S k o ro w ięc w ięk szo ść m aterii k o sm o su sku piona je s t w ty ch o lb rz y m ich kom p leksach , p om ięd zy n im i m usi istn ieć rozleg ły o b szar w zględnej p ró żn i. Są to tzw . pu stki — sfery cz n e o b szary , k tó ry ch średnice w yn oszą o k o ło 2 0 0 m ln lat św ietln ych . P rz ecię tn y taki o b szar m a g ęsto ść 1/10 resz ty W szech św iata. W n iek tó ry ch pu stych rejo n a ch m ogą w ystęp ow ać p o jed y n cze galaktyki.

Fornax-Eridanus

Centaurus-Hydra

Camelopardalis

Perseus-Pisces

Lokalne Supergromady (po lewej) Na ilustracji pokazano rozmieszczenie supergromad w sześcianie o boku 800 mln lat świetlnych. Czerwona kropka to Droga Mleczna. Linie siatki oznaczają odcinki równe 100 mln lat świetlnych. Dominującymi supergromadami są Centaurus-Hydra i Perseus-Pisces, które podlegają wzajemnym zależnościom grawitacyjnym.

Włókna i dziury (poniżej) „Wielki Atraktor” (poniżej, po lewej)

Symulację komputerową, przedstawiającą

Zdjęcie przedstawia rejon nieba bogaty

rozmieszczenie materii w lokalnym Wszech­

w galaktyki należące do gromady Abell 3627.

świecie, uzyskano w Max Planck Institute for

Być może wiaśnie w tej gromadzie leży

Astrophysics. Te obrazy w dosyć dużym

„Wielki Atraktor" - przypuszczalne miejsce,

stopniu zgadzają się z danymi obserwacyjnymi.

do którego przyciągane sa wszystkie

Wyraźnie widać ciemne plamy - pustki,

sąsiednie galaktyki, również Droga Mleczna.

ograniczone długimi włóknami supergromad.

WSZECHŚWIAT

GALAKTY

Ciemne plam y na środku i wzdłuż brzegów powstaty w wyniku zasłaniania pola widzenia przez naszą Drogę Mleczną.

Zdjęcie pozwala oszacować względne jasności naniesionych galaktyk. Najjaśniejsze i najbliżej położone galaktyki oznaczono kolorem niebieskim i niebiesko-białym, najsłabsze i najodleglejsze, kolorem czerwonym.

B adan ie kosm osu W ostatnich latach wiele grup naukowych za cel sw oich badań obrało wielkoskalowe struktur)' W szechśw iata. Analizując przesunięcia linii w idm ow ych nawet m ilionów galaktyk, próbuje się określić ich pozycję w kosm osie. Ilustracja po prawej przedstawia, w jaki sposób dokonuje się przeglądów nieba (w tym przypadku przegląd 2 d F G R S O bserw atorium A nglo-A ustralijskiego). Zazw yczaj obserw uje się wąski w ycinek nieba. Dla przetestowania słuszności założenia, że każdy kierunek W szechśw iata jest równoupraw niony wiązka obserw acyjna m oże „przem iatać” jednocześnie dwa przeciw ległe obszary nieba. Za pom ocą kom puterów o potężnej m ocy obliczeniow ej testuje się ew olucyjne modele W szechśw iata. Program ow i kom puterow em u zadaje się w artości początkow e niezbędnych param etrów fizycznych oraz wprowadza prawa fizyczne, a on przedstawia scenariusze kolejnych etapów powstawania struktur kosm osu.

Kosmiczny człowiek (po lewej) Wycinek nieba, przedstawiający rozmiesz­ czenie gromad galaktyk, często nazywany

- V C : \V

jest .stojącym człowiekiem", gdyż z wyglądu przypomina ludzką postać. Obraz pochodzi ze zbiorów pierwszego przeglądu wielkoskalowych struktur głębokiego kosmosu. Przegląd ten, o nazwie Center tor

•$L .

J• K*if‘\ * >'••

•

w

Astrophysics Redshifl Survey, został

■ • ?

zakończony w 1982 roku. Z jego zbiorów

•

pochodzi nowo odkryte pasmo galaktyk . ..

r

..

-

'

- Wielki Mur. Jest to najdłuższa znana struktura Wszechświata, jej długość wynosi 600 mln, a szerokość 250 mln lat świetlnych.

Dostrajanie się do kosmosu (po prawej)

M ik ro fa lo w e

Obraz całego nieba, uzyskany z niezwykłą rozdzielczością, pochodzi z danych satelity WMAP. Widać na nim drobne różnice temperatur w promieniowaniu tła:

PROMIENIOWANIE TŁA

czerwony kolor oznacza obszary cieplejsze, zielony i niebieski zimniejsze.

W 1965 ro k u d w óch fiz y k ó w , A rn o P e n z ia s (u r. 1 9 3 3 ) i R o b e r t W ilso n (ur. 1 9 3 6 ), u ż y ło d o ść c z u łe j a n te n y rad io w ej i p rz y p a d k iem o d e b ra ło d z iw n e, sy c z ą c e sy g n ały p o c h o d z ą c e z c a łe g o n ieb a . O d k r y li w ted y c o ś , c z e g o istnienia spodziew ano się ju ż od dawna. Syk był m ikrofalow ym p ro m ie n io w a n ie m tła , w y sy ła n y m p rz e z całe n ie b o , n ie z a le ż n ie od k ie ru n k u . T o p ro m ie n io w a n ie z o s ta ło w y g e n e ro w a n e zaled w ie 3 8 0 ty s. lat p o W ie lk im W y b u c h u , gdy tem p e ra tu ra W sz e ch św ia ta b y ła m n iej w ięcej tak a ja k te ra z na S ło ń c u . O d ta m te g o czasu e k sp a n sja p rz e strz e n i k o s m ic z n e j „ ro z c ią g n ę ła ” fale p ro m ie n io w a n ia od z a k resó w o p ty c z n y c h do m ik r o fa lo w y c h . T e m p e ra tu ra d z is ie js z e j p rz e s trz e n i k o s m ic z n e j w y n o si zaled w ie 2 ,7 3 sto p n i p o w y ż e j zera b e z w z g lę d n e g o .

tr # .

E w olu cja kosm osu W 1992 roku satelita agencji kosm iczn ej N A S A o nazw ie C O B E (C O s m ic Background E xplorer) d okonał przełom ow ego odkrycia. T em p eratura prom ieniow ania tła zm ienia się o czy n n ik jeden do stu ty sięcy . Je s t to dokładnie tyle, ile wynika z teorii W ielkiego W ybuchu. T e zm iany zo stały dokładnie zarejestrow ane przez am erykańską sondę - W ilk in son M icrow ave A niso trop y P robe (W M A P ), k tóra potrafiła od notow ać zm iany tem peratury naw et o kilka m ilionow ych stopnia. T e znikom e różnice m ogły pow stać w efek cie d elikatnych fluktuacji gęstości m aterii we W szechśw iecie niem ow lęcym . N a serii obrazów po lewej widać, jak z takiej fluktuacji m ogła pow stać w łóknista stru ktu ra kosm osu, którą obserw ujem y dzisiaj.

Detekcja mikrofalowego promieniowania tta (poniżej) Pokazany na ilustracji satelita WMAP został wystrzelony 30 czerwca 2001 roku i od tego czasu krąży po orbicie okołoziemskiej w odległości 1,5 mln km. Podobnie jak jego poprzednik COBE, rejestruje mapy całego nieba w mikrofalowym zakresie widma. Dokładne mapy. które udało się już stworzyć z nowych danych, potwierdzają słuszność teorii W ielkiego W ybuchu.

1 96

WSZEC H Sw IA T

v

*

G A I. A K T Y K

w

K o sm olo giczn y h o ry zo n t cząstek W raz z ciągłym wydłużaniem czasów' ekspozycji i obsen vacji jesteśm y w' stanie d ojrzeć co raz słabsze i odleglejsze ob iek ty . Z e względu jednak na to , że św iatło posiada skończoną prędkość, nie w'idzimy tych obiektów' takim i, jakie są teraz, lecz jakim i były miliardy lat tem u. Prom ieniow anie najdalszych protogalaktyk m usiało m ieć ponad 13 mld lat, aby do nas d otrzeć. Istn ieje jednak pewna granica obserw acji. E lek tro ny

A A/V

i p ro tony w e w czesnym W szechśw iecie nie utw orzyły atomów' od razu, a sam kosm os był nieprzezroczysty. W yglądał jak mgła z cząstek i światła. Pierw sze atom y utw orzyły się, a foton y m ogły opuścić gęste obszary d opiero 3 8 0 tys. lat po W ielkim W ybuchu. N igdy nie będziem y w stanie zob aczy ć światła sprzed tego okresu. T a granica to tzw. k osm olog iczny ho ry zo n t cząstek, sfera o prom ieniu o k o ło 13,7 mld lat św ietlnych z Ziem ią w środku (na ilustracji po praw ej). W łaśnie do takich odległości sięgają instrum enty C O B E i W M A P .

K osm iczny w ehikuł czasu (po lewej) Na ilustracji pokazano obserwatorium satelitarne WMAP, „patrzące” wstecz w przestrzeni i czasie aż do horyzontu cząstek. Taka sytuacja jest analogiczna do robienia zdjęcia osiemdziesię­ cioletniej osobie w dniu jej narodzin.

W ie l k i W y b u c h

Kwarki Dotychczas Wszechświat składał się z dość ciężkich cząstek, zwanych kwarkami i antykwarkami. Przedstawione tutaj górne i dolne występowały obok kwarki innych cząstek. Na końcu tej fazy temperatura kosmosu wynosiła 10;SK.

I PIERWSZE TRZY MINUTY U św iad am iając so b ie, że W sz e ch św ia t się ro z sz erz a , należy p rzeanalizow ać pew ne w yn ik ające z teg o k o n se k w en cje. W sz e ch św ia t, ż eb y się ro z sz e rz y ć, m usiał b y ć w cześn iej m n iejsz y . M u siała te ż istn ieć chw ila, w k tó re j cały k o sm o s Czas zero: Wielki Wybuch

Cząstki egzotyczne

Według najnowszych obliczeń Wielki Wybuch nastąpił 13,7 m ld lat temu. Powstała wtedy nie tylko materia, ale także czas i przestrzeń. Nic nie istniało ani poza. ani przed Wielkim Wybuchem.

Możemy jedynie przypuszczać, jakie rodzaje cząstek powstaty we wczesnym Wszechświecie. Nazywamy je cząstkami egzotycznymi. Występowały one w obecności „cząstek" światła, fotonów.

m ieścił się w jed n ym pu n kcie. Z p ow od ów , k tó ry ch je s z cz e do k o ń ca nie p ozn aliśm y i nie ro z u m iem y , k o sm icz n e ziarn o rozrosło się w rezultacie wydarzenia zwanego W ielkim W ybuchem . W sz y s tk o to , co oglądam y d o o k o ła: od su b a to m o w y ch cz ą stek do o lb rz y m ich g alak tyk , je st k o n se k w en cją p ierw o tn ej e k s p lo z ji, k tó ra nastąpiła 13,7 m ld lat tem u . P o w stan ie p ierw szych cz ą ste k m aterii ro z p o c z ę ło się zaledw ie w trz y m in u ty po W ielk im W y b u ch u T e m p era tu ra o to c z e n ia spadła do p o zio m u , w k tó ry m p ro to n y i n eu tro n y m o g ły o sty g n ą ć i p o ru szać się tak w o ln o , że p rzy zd erzen iach sk leja ły się ze so bą, tw o rząc n a jp ro stsz e jądra ato m o w e - w od o row e i helow e.

Kosmiczna inflacja Gdy W szechświat m ial 1 0 “ sekund, nastąpiła niezwykle szybka ekspansja, zwana inflacją. Z rozmiaru atomu rozrósł się on sekundy, inflacja zakończyła się. a temperatura kosmosu wynosiła 10 K.

L e g en d a

Komora pęcherzykowa (powyżej) Aby zrekonstruować i badać cząstki, które mogły utworzyć się w ekstremalnie gorących i energetycznych warunkach pierwszych chwil Wszechświata, fizycy jądrowi doprowadzają zwykle cząstki do zderzeń w gigantycznych akceleratorach. Na obrazie (kolory fałszywe) przedstawiono ślady pozostawione przez cząstki poruszające się w rozgrzanej cieczy, tzw. komorze pęcherzykowej. Przyłożone pole magnetyczne powoduje, że naładowane cząstki poruszają się po spiralach.

198

Cząsteczkowe zoo (po prawej) Liczba i bogactwo cząstek utworzonych podczas W ielkiego Wybuchu są oszałamia­ jące. Obok przedstawiono zaledwie kilka z nich. Cząstki elementarne, czyli takie, które nie powstały z innych, dzielą się na dwie grupy: leptony (np. elektrony) i kwarki. Protony i neutrony nie są elementarne, gdyż w ich skład wchodzą kwarki. Wszystkie cząstki materii kosmicznej mają swoje odpowiedniki w antymaterii, ale występują one niezmiernie rzadko.

•

CząSTW EGZOTYCZNE

P S 0U tW W l*M E

Neutron

K w a r m górne

Elektron

A ntyneutron

A ntykw arh

A ntyelektron ( pozytron)

Jąoiio deuteru

górne

(jąoflo woooru)

K w a r k i dolne

P roton

A ntykwarm

A ntyproton

oolne

W S Z K C H S W I A T G A 1. A K T Y K

Protony i neutrony

Jądra atomowe

Do tej pory zdążyły się uform ować protony i neutrony - podstawowy budulec atomów. Protony składają się z jednego kwarka górnego i dwóch dolnych. Antyprotony i antyneutrony zostały utworzone z odpowiednich antykwarków. Temperatura kosmosu wynosi 10” K.

Podczas reakcji jądrowych protony i neutrony twoizą najobficiej występujące jądra atomowe wodoru oraz helu.

f I

I

E I co

T S -r 2 ę!

# *# ■

. *

( l i

Elektrony Lekkie cząstki - elektrony - i ich antycząstki - pozytrony - powstaty niedługo po kwarkach Elektrony, posiadające ładunek ujemny należą do grupy cząstek elementarnych, zwanych leptonami (należy do nich także pięć innych cząstek, których tutaj nie pokazano). Temperatura w ynosi 10"K

Anihilacja antymaterii W W ielkim W ybuchu zwykła materia i antymateria powstaty w stosunku 1 000 000 000 do 1 000 000 001 Jednakże, gdy cząstki m aterii i antymaterii spotkają się. następuje ich wzajemna anihilacja, czyli unicestwienie Po upływie jednej sekundy od W ielkiego W ybuchu rozpoczęła się gigantyczna laza anihilacji. która z jednego m iliarda normalnych cząstek zostawiła tylko jedną Antymateria została zlikwidowana

199

K rótka

380 tys. lat od czasu zero

h ist o r ia

W sz ec h św ia t a A stronom ow ie dysponują dość spójną teorią na to, jak składniki W szechśw iata ewoluowały w czasie. D zięki teleskopom o ogrom nych m ocach i bardzo długim czasom ekspozycji, takim jakie zastosow ano w program ie obserw acyjnym H ubble D eep Fields, potrafim y w ręcz cofnąć się w czasie. N ow o odkrywane, bardzo odległe obiekty są bardzo stare. Pochod zące od nich św iatło potrzebu je niesłychanie dużo czasu, aby do nas dotrzeć. W związku z tym , im odleglejsze obiekty oglądamy, tym bardziej zagłębiam y się w przeszłość. Z analizy ostatnich danych obserw acyjnych wynika, że pierwsze galaktyki, zwane protogalaktykam i, m ogły pow stać w okresie 2 0 0 -6 0 0 mln lat po W ielkim W ybuchu. N a ilustracji po prawej przedstaw iono kolejn e etapy ew olucji W szechśw iata i jego elem entów od zarania dziejów do chwili obecn ej. Zalążki supernow ych (po prawej) Obraz po prawej jest wynikiem symulacji komputerowej powstawania włókien protogalaktycznych około 200 mln lat po Wielkim Wybuchu. W tym czasie Wszechświat wypełniały eksplozje supernowych, sygnalizujące zakończenie

Gdy Wszechświat miał 380 tys. lat. zaczęły w nim powstawać pierwsze atomy, a fotony mogły rozpocząć swą wędrówkę w przestrzeni kosmicznej. Była to era rekombinacji.

życia pierwszej populacji masywnych gwiazd. To dzięki nim kosmos wzbogacił się o węgiel, tlen, żelazo i inne pierwiastki, które stały się materiałem wykorzystywanym przy tworzeniu kolejnych generacji gwiazd.

W ciągu m iliona lat od Wielkiego Wybuchu wodór i hel skoncentrowały się. tworząc gigantyczne obłoki gazowe.

Nie wiadomo, kiedy zaczęły pojawiać się pierwsze gwiazdy i protogalaktyki, ale mogło to mieć miejsce około 200-600 mln lat po Wybuchu

S truktura w lelkoskalow a (poniżej) Ramki przedstawiają komputerowe symulacje ewolucji Wszechświata, począwszy od gładkiej mgły gazowej (po lewej) do klaczkowatych struktur, które obserwujemy dzisiaj (po prawej).

N arodziny galaktyk Is tn ie ją dwie teo rie w y jaśn iają ce, w jaki sp o só b p o w stały p ierw sze galaktyki (o b ie te o rie p rze d staw io n o na ilu stra cji po le w e j). Pierw sza z nich to m odel „z dołu do g ó ry ” (lew y to r ). W cz e sn y W sz ech św ia t w y p ełniały sto su n k o w o m ałe o b ło k i gazow e. G w iazd y tw o rz y ły się w ew nątrz ty ch ch m u r, z nich u tw o rzy ły się grom ad y k u liste , a n a stę p n ie g alakty k i. P ierw sze galaktyki były elip ty cz n e , a w w yniku ich w z a jem n y ch zd erzeń pow staw ały galaktyki sp iraln e. D rugi m od el to frag m en ta cja „z góry na d ó ł” (praw y to r ). P ierw o tn e o b ło k i gazu by ły zn a cz n ie w ięk sze niż g alakty k i. S to p n io w o ulegały on e rozpadow i w w yniku g raw itacy jn y ch od działyw ań z o to c z e n ie m . Z k ażd eg o m n ie jsz e g o o b ło k u p ow staw ały indyw idualne g a la k ty k i. W z a leż n o ści od p ręd k ości w irow ania o b ło k u p ow staw ały a lb o g alakty k i spiralne (ro ta cja s z y b k a ), a lb o elip ty cz n e .

200

300 mln lat od czasu zero

WSZECHŚWIAT

W wyniku zlewania się ze sobą I ilość galaktyk stopniow o malała, tworząc obiekty znacznie większe. W tej epoce powstata Droga Mleczna.

GALAKTYK

Chwila obecna. 13,7 mld lat od Wielkiego Wybuchu. Wszechświat ciągle się zmienia i ewoluuje.

Około 4,6 mld lat temu powstał nasz Układ Słoneczny.

\

%

♦ 20 1

Geometria przestrzeni kosmicznej (poniżej) Dwuwymiarowe modele krzywiznowe często

P rzyszłość K osmosu

są używane do wizualizacji geometrii trójwy­ miarowego Wszechświata. I tak: Wszechświat zamknięty można zilustrować powierzchnią

W m yśl o b ecn y ch teo rii, W szech św iat czek ają dwa

sfery: skończony, ale bez granic. Mówi się o nim, że posiada dodatnią krzywiznę (1).

altern atyw n e scen ariu sze p rz y sz ło ści. A lb o pon ow nie

Wszechświat plaski podobny jest do płaszczyzny

zapadnie się do p u n ktu , z k tó reg o pow stał, albo będ zie się

o dwóch wymiarach nieskończonych (2).

ro zszerzał w iecznie. D o niedaw na k o sm o lo g o w ie w ierzyli,

ale jego krzywizna jest ujemna, kształtem

Wszechświat otwarty jest również nieskończony, przypomina siodło (3).

że o sta te cz n y w erdykt m ożn a o g ło sić, b iorąc pod uwagę ilość m aterii w nim zaw artej, zarów n o ciem n ej, jak i tej w idzialnej. Je ś li g ęsto ść sięgałaby pew nej k ry ty cz n ej w arto ści, graw itacja m og łaby sp o w oln ić ek sp an sję aż do je j zatrzym an ia w n ie sk o ń cz o n o ści. Z b y t d użo m aterii m iało ozn aczać od w ró cen ie się procesu ek sp an sji, n ato m iast zb y t m ało sp o w od ow ałob y p ow oln e, ale b ezu stan n e ro zszerzan ie się. N ied aw n o ok a z a ło się, że nie ty lk o m ateria gra zn aczącą rolę w określen iu p rz y sz ło ści k o sm o su , ale rów n ież tzw . ciem na energia, p ow od ująca je g o p rzysp ieszającą eksp an sję.

C ie m n a energia

ROZMIAR WSZECHŚWIATA

W 1998 roku, astro n o m o w ie próbu jący ustalić w artość stałej H u b b le’a dokonali oszałam iającego od krycia: W szechśw iat ro zszerza się w przyspieszonym tem pie. W zw iązku z tą rew elacją należało zrew idow ać w szy stk ie m odele ew olucyjne kosm osu. Przyspieszające rozszerzanie się W szechśw iata w ytłum aczono hipotetyczną form ą en ergii, zw anej „ciem ną". Posiada ona g ęsto ść, ale jej graw itacyjne oddziaływ anie ma ch arak ter od pych ający. Sądzi się, że ciem na energia stanow i naw et 7 3 % zaw artości kosm osu (ilu stracja p o n iż e j).

Śledzenie przyszłości (po lewej) Przyszłość Wszechświata o krytycznej gęstości oznaczono zieloną linią, pomarańczowa linia odpowiada ewolucji obiektu zbyt masywnego. Model kosmosu wiecznie rozszerzającego się przedstawia linia niebieska. Przeszłość

Obecnie

Przyszłość

Ciemna energia 73%

Zwykła materia 4%

Zimna, ciemna materia 23%

M nogość wszechświatów N iektórzy teoretycy twierdzą, że żyjem y jedynie w jednym z wielu (a nawet z nieskończonej ilości) wszechświatów, które razem tworzą wielo- lub multiwszechświat (po lew ej). C h ociaż brzmi to jak opow ieść science fiction, teorie te są podparte rzeczywistymi matema­ tycznym i obliczeniami i modelami uznającymi prawa fizyczne. Możliwe jest również istnienie kilku wszechświatów. Pęcherzykam i „gąbki”, jaką jest wszechświat m acierzysty, moga być małe kosmosy, dziury w czasoprzestrzeni albo w szechśw iaty, jak nasz własny. R óżne interpretacje zasad m echaniki kwantowej dopuszczają istnienie wszechświatów rów noległych, które mogą być zarówno podobne do naszego, jak i rządzące się zupełnie innymi prawami fizycznym i. Komunikacja między tymi wszechświatami raczej nie jest możliwa.

202

Wszechświat przyspieszający (po prawej) Diagramy obok ilustrują trzy możliwe scenariusze przyszłości kosmosu. Model obok przedstawia Wszechświat przyspieszający. Wraz ze wzrastającą prędkością ekspansja będzie zachodziła wiecznie, to znaczy, że wszystko, oprócz najbliższych galaktyk, będzie się oddalać i ulegnie rozpadowi.

Chwila obecna Wszechświat szybko ekspanduje i w przyspieszonym tempie staje się pusty.

Wielkie Rozdarcie (po prawej) Niektórzy kosm ologowie spekulują, że przyspieszająca ekspansja Wszechświata przezwycięży siły grawitacji i kosmos skończy życie w Wielkim Rozdarciu, gdy galaktyki, gwiazdy i cala materia zostaną rozczłonkowane na części

Chwila obecna

składowe.

Wszechświat ekspanduje, aż dochodzi do „rozdarcia' materii.

Wszechświat asymptotyczny (poniżej)

Wszechświat zamknięty (poniżej)

Kosmos rozszerza się wiecznie, zwalnia,

Zamknięty Wszechświat zawiera

jednak nigdy nie zatrzymuje swojej ekspansji.

tyle materii, że ekspansja może zatrzymać się i rozpocząć zapadanie się do punktu zerowego. Proces ten nazwano Wielkim Krachem.

Chwila obecna W szechświat rozszerza się, po czym kolapsuje.

Chwila obecna Krytyczny współczynnik ekspansji

Kierunek czasu

S fera niebieska

Z ro zu m ieć n o c n e

O d dawna w iadom o, że nad Ziem ią nie ma żadnej sfer)’ niebieskiej, na której um ieszczone byłyby gwiazdy. Przedstaw ienie jednak położenia ob iek tó w niebieskich w żaden inny sp o só b nie jest tak p rzejrzyste jak w łaśnie na sferze. A stro n o m o w ie w yznaczają położenia gwiazd i innych niebieskich ob iek tó w za pom ocą w spółrzędnych: rektascen sji i d eklinacji, k tóre są niebieskim i odpow iednikam i długości i szerok ości geograficznej.

n iebo

Niebieski biegun północny

W tym rozd ziale m ożn a zn aleźć m apy zm ian wyglądu nieba w raz z ziem sk ą rotacją i poram i roku. W zrozum ieniu ró ż n ic siły blasku gwiazd

Równik niebieski

Punkt równonocy jesiennej

Na północ od tej linii deklinacja ma znak dodatni, na południe - ujemny.

i o b ie k tó w n ieb iesk ich przyd atn a je s t skala ja sn o ści Precesja O ś ziemskiej rotacji nie jest stała w przestrzeni kosmicznej. Ziemia, lekko się kołysząc, zarysowuje na niebie dwa stożki. Jeden taki cykl zajmuje 25 800 lat. Zjawisko to nazywamy precesją i to właśnie ono powoduje długookresowe zmiany w wyglądzie nieboskłonu. W obecnych czasach północny biegun niebieski wskazuje Gwiazda Polarna, ale w okresie rządów faraonów jej rolę pełnił Thuban z gwiazdozbioru Smoka.

Rektascensja

Niebieskim odpowiednikiem długości geograficznej jest rektascensja. Mierzy się ją w godzinach, minutach i sekundach, z zachodu na wschód, począwszy od Punktu Barana.

Niebieski biegun południowy Ekliptyka

Deklinacja

Ekliptyka to droga wędrówki Słońca po niebie, przecina ono równik niebieski w tzw. Punkcie Barana każdego roku w dniu równonocy wiosennej 21 lub 22 marca, rozpoczynając tym samym wiosnę na północnej półkuli Ziemi.

Niebieskim odpowiednikiem szerokości geograficznej jest deklinacja. Mierzy się ją w stopniach, minutach i sekundach, na północ i południe od równika niebieskiego.

P ozorn y ruch gwiazd W zależności od położenia obserw atora na kuli ziem skiej, ruch gwiazd na niebie wygląda inaczej. N a rów niku gwiazdy w schodzą pionow o w górę i zachodzą pionow o w dól. O ddalając się od rów nika, d ostrzeżem y, jak gwiazdy w schodzą i zachodzą pod pewnym kątem do h o ry zo n tu , a n iek tóre z nich p ozostają niew idoczne. N a biegunach gwiazdy PÓŁNOC

Jak na niebie znaleźć północ?

Jak na niebie znaleźć południe?

Aby znaleźć niebieski biegun północny,

Aby choć w przybliżeniu zlokalizować

najłatwiej posłużyć się słynnym i dobrze

niebieski biegun południowy’, należy cztery'

widocznym gwiazdozbiorem Wielkiej

i pól raza przedłużyć dłuższą oś gwiazdo­

Niedźwiedzicy, a raczej jego częścią zwaną

zbioru Krzyża Południa. W tym miejscu

Wielkim Wozem. Pięciokrotne przedłużenie

spotkamy linię prostopadłą do odcinka

odcinka łączącego dwie ostatnie gwiazdy

łączącego gwiazd)- Rigil Kent i Hadar.

Wozu wskaże nam Gwiazdę Polarną

Na przecięciu tych linii znajduje się

- najjaśniejszą gwiazdę Malej Niedźwiedzicy,

południowy biegun niebieski.

To właśnie w tej okolicy mieści się północny biegun niebieski.

206

POŁUDNIE

ani nie zachodzą, ani nie w schodzą, lecz poruszają się poziom o, równolegle do horyzontu.

Równik

Średnie szerokości geograficzne

Biegun pó łnocny/południow y

Gw iazdy Skala jasności Jednostką określającą jasność obiektów niebieskich jest magnitudo (mag). Im większa jasność obiektu, tym wartość magnitudo jest mniejsza. Skala nie jest liniowa, lecz logarytmiczna. Każdej jednostce magnitudo odpowiada zmiana jasności o wielokrotność 2.5.

M ałe lite ry a lfa b e tu g re c k ie g o A lfa............................ a

G łów ne gwiazdy każdej kon stelacji oznacza się

słabszych stosu je się liczby Flam steeda.

m ałymi literami alfabetu greckiego, zazw yczaj

N azw a ta pochodzi od nazwiska angielskiego

(ch o ć nie zaw sze) rozpoczyn ając od gwiazd

astronom a Jo h n Flam steeda (1 6 4 6 -1 7 1 9 ),

najjaśniejszych. Ja k o pierw szy takich oznaczeń

który we francuskiej edycji sw ego katalogu

użył niem iecki astronom Joh ann Bayer (1572-

gwiazd użył tego system u po raz pierwszy.

B e ta ........................... P

-1 6 2 5 ) w swoim atlasie gwiazd opublikowanym

O zn aczen ia te stosu je się dla gwiazd kon stelacji

G a m m a ............ ...... Y

w 1603 roku. N ajjaśn iejsze i najsłynniejsze

w ystępujących k olejn o od zachodu

D e lta ..................

gwiazdy posiadają rów nież nazwy własne,

do w schodu. G w iazdy zm ienne oznacza się

zazwyczaj pochodzenia arabskiego.

dużym i literami od R do Z (lub kom binacją

N a przykład gwiazdę a O rio n is lepiej znam y

dw óch liter) um ieszczanym i przed nazwami

pod nazwą Betelgeza. D o klasyfikacji gwiazd

gw iazdozbiorów .

E p silo n .............. ........£

r E t a ...................... ....... n Księżyc w pełni

T h e t a .................

&

...... i K a p p a ............... ..... K

J o t a ....................

Lam bda.............

l

M i ....................... ....... n

Granica obserwacji okiem nieuzbrojonym Granica obserwacji przez lornetkę

_______

Opis najciekawszych i najjaśniejszych gwiazd i konstelacji widocznych o danej porze roku

New General Catalog (N G C )

Grom ady otwarte

Per C o llin d e r (1890-1974)

IC

Różne obiekty

Index Catalog (IC )

K

G rom ady otwarte

Ivan K ing (ur. 1927)

Cr

M

Różne obiekty

Charles Messier (1730-1817)

Grom ady otwarte

Jurgen Stock (1923-2004)

O m ik r o n ......... ..... 0

Tr

Gromady otwarte

Robert J. Trumpler (1886-1956)

P i.......................... ..... Jt

U

G alaktyki

Uppsala General Catalog (U G C )

R o ....................... ...... p

Mel

Gromady otwarte

Philibert M elotte (1880-1961)

PK

Mgławice planetarne

Lubos Perek (ur. 1919) & Lubos Kohoutek (ur.1935)

O b ie k ty niegw iazdow c

lndex Catalog (IC ) i katalogu M essiera (M ).

D la o b ie k tó w , k tó re nie są gw iazdam i,

U m ieszczon e na kolejnych mapach przedrostki

F i ................. ....... ł. Androm eda! Wojnica. Wczev^z»mą na północnym wschodzie wznów n f W u fa N>c

Na fotografii przedstawiono przepięknie mieniący się wycinek Drogi Mlecznej, z konstelacją Krzyża Południa w centrum. Krzyż jest najmniejszy spośród wszystkich osiemdziesięciu ośmiu gwiazdozbiorów naszego nieba. Ciemna plama powyżej Krzyża to Mgławica Worek Węgla - chmura międzygwiazdowego pyłu, przesłaniającego światło gwiazd znajdujących się za nią.

«T. v

-

V

ł

Gwiazdozbiory

G w ia z d o z b io r y w ZARYSIE C h o ć niek tó re konstelacje uzyskały swe nazw y już w staro ży tn o ści,

Strona

Jed n o ro żec (M onoceros) . . .278

A ndrom eda (A ndrom eda) . .244

Kameleon (Cham aeleon) ...2 8 1

Baran (A rie s )...........................247

Kasjopeja (C a s sio p e ia ).........258

Bliźnięta (Gem ini) ................264

Kil ( C a r in a ) .............................280

Byk ( T a u ru s )...........................260

Kompas (Pyxis) .................... 279

C eteusz (C c p lie u s )................258

Korona Południow a

C e n ta u r (C entaur) ................282

(C orona A u s tr a lis ) ................286

C yrkiel (C ireinus) ................281

Korona Północna

Delfin ( D e łp h in u s )................248

(C orona B o realis)..................255

to d opiero w X V III w ieku nazw ano ostatn ie bezim ienne części

Erydan ( E rid a n u s )................270

K oziorożec (C apricornus) . .272

nieboskłonu. W 1930 roku M iędzynarodow a U nia A stro n o m iczn a

Feniks (Phoenix) ..................275

Kruk (C orvus) ...................... 288

zatw ierdziła granice osiem dziesięciu ośm iu gw iazdozbiorów ,

G ołąb ( C o lu m b a ) ..................274

Krzyż Południa (Cru.\) . . . .282

G óra Stołowa ( M e n s a ) .........276

Lew (L.eo) ............................... 267

k tó re ro zró żn iam y do dziś. N a kolejnych stro n ach przed staw io n o

H erkules (H e rc u le s)............. 253

Lis (Vulpecula) ...................... 248

w szystkie konstelacje z barw nym i fotografiam i i szczegółow ym i

H ydra ( H y d r a ) ...................... 288

Lutnia (L y ra )...........................253

opisam i ich najciekaw szych obiektów .

Indianin ( I n d u s ) .................... 284

Łabędź (C ygnus) ..................250

Jaszczurka (L a c e rta )..............250

Malarz (Pictor) ...................... 280

PANNA

N ie b o p ó łn o cn e

290 SEKSTAh HYDF

LEW, MAŁY LEW

267

BLIŹNIĘTA, RAK

264

RYŚ W OŹNICA

263 SMOK, M AŁA NIEDŹWIEDZICA

LUTNIA, HERKULES

WĘŻOWNIK, WĄŻ

253

254

ŻYRAFA

262

ORION

KASJOPEJA, CEFEUSZ

268

258 PERSEUSZ

Śfe

259

ŁABĘDŹ, JASZCZURKA 250

BYK

ANDROMEDA

ORZEŁ, DELFIN, ŹREBIE, STRZAŁA, LIS

260

244

248

BARAN, TRÓJKĄT

247 PEGAZ

WIELORYB

249

271 RYBY

246

GWIAZDOZBIORY

Mała Niedźwiedzica

Psv G ończe

Sm ok ( D r a c o ) .................. .. .254

T yp widmo

Wielka Niedźwiedzica

(U rsa M inor) ...................... .234

(Canes V e n a tic i)............. . . .266

Strzała (Sagitta) ................

. .248

(U rsa M a jo r) ...................... . .256

Mały Lew (Leo M inor) . . . .267

Ptak Rajski ( A p u s ) ......... . . .281

Strzelec (Sagttarius) . . . .

. .286

Wielki Pies (Canis Major) . .278

Mały Pies (Canis M inor) . . .278

Puchar ( C r a te r) ................ . . .288

Tarcza ( S c u tu m ).............

..248

W ieloryb ( C e t u s ) .............. ..2 7 !

M ikroskop (M icroscopium ) 272

Rak (C a n c e r) .................... . . .264

Teleskop (Telescopium )

..284

Wilk ( L u p u s )...................... ..2 8 2

Mucha (M u s c a ).................... .281

Rufa (Puppis) .................. . . .279

T rójkąt (Triangulum ) . . .

..247

W odnik (A quarius) ......... ..2 7 2

O k ta n t ( O c ta n s ) .................. .281

Ryba Latająca (Volans) . . . .280

T rójkąt Południow y

W olarz ( B o ó te s ) ................ ..2 5 5

O łta rz (Ara) ......................... .284

Ryba Południowa

(Triangulum Austrialc) . . .281

W oźnica (A u rig a ) ............. . .263

O rio n (O rion) .................... .268

(Piscis A u s tr in u s ) ........... . . .275

Tukan (Tucana) .............. ..276

Zając (Lepus) .................... ..274

O rzeł (Aquila) .................... .248

Ryby (Pisces) .................. . . .246

Waga ( L ib r a ) ....................

Zegar (H orologium ) ___ . .276

Panna ( V ir g o ) ...................... .290

Rylec (C a e lu m )................ . . .274

W arkocz Bereniki

Paw (Pavo) ........................... .284

Rvś (Lvnx) ...................... . . .263

(C onia B e ren ices)...........

..266

Źrebię (E q u u le u s )............. . .248

Pegaz (Pegasus) .................. .249

Rzeźbiarz (Sculptor) . . . . . .275

Wąż (S e rp e n s)..................

. .252

Żagiel (Vela) ...................... . .279

Perseusz (Perseus) ............. .259

Sekstant (Sextans) ......... . . .288

W ąż W odny (H ydrus) . .

..276

Żuraw (G rus) .................... ..2 7 5

Piec (l;ornax) ...................... .270

Sieć (R e tic u lu m )............. . . .276

Węgielnie.! (N orm a) . . . .

..284

Żyrafa (Cam elopardalis) . . .262

Pom pa (A n ilia ) .................... .279

Skorpion (Scorpius)

W ężow nik (O phiuchus)

. .252

. . .285

..285

Sk a l a

jasności

• 0,0 i jaśniejsze

• 0.1 do0,5

•

•

Z łota Ryba (D orado) . . . . ..2 7 6

F

0.6 do 1,0

G

• K

1.6 do 2,0

• M, N.R.S 2jb do 3,0

3.6 do 4.0

N ie b o p o łu d n io w e

4,1 do 4,5 4,6 do 5,0

PANNA

290

HYDRA, PUCHAR, KRUK, SEKSTAN

288

SKORPION, WAGA

285 KRZYŻ POŁUDNIA, CENTAUR, WILK

282 E E #

WĄZ, WĘŻOWNIK

ŻAGIEL, KOMPAS, RUFA, POMPA

279

WIELKI PIES, JEDNOROŻEC

OKTANT, PTAK RAJSKI, f c * g " i f K I L , TRÓJKĄT POŁUDNIOWY, MALARZ, CYRKIEL, MUCHA RYBA LATAJĄCA

252

278

KAMELEON PAW, OŁTARZ, IN D IANIN, WĘGIELNICA, TELESKOP

281 ZŁOTA RYBA, TUKAN, ZEGAR, W ĄŻ WODNY, GÓRA STOŁOWA, SIE
. ‘• • •«

•

:

•

, *’ •

•.

• ••

•. .»> '•

, •

.. .* •.>

•

•;

’ Sagittarii 151

ESO

W ells, H .G . 64

T y tan 91, 91

ics Laboratory cl N _ A /N ear P ro je ct/N L R /JH U Applied Physics L aboratory/G oddard SVS 67br N _ A /D r. William J.M erline-Southw est Research Institute, Ider C O /D r Laird M .C lose-U niversity o f A rizona, T ucson A Z /Im ages acquired at the W .M .Keck O bservatory/M auna Kea, Hawaii cl N _ A /N E A R cl N _ A / jeological Survey cr N J /N o rth w e s te rn University 68bc N J bl N _SE/JPL cr PL/SPL tc N _H /B en Z ellner/Peter Thom as tl N _ H /R .K em p to n /N ew England :oritical Services 69br N _H /E SA /Y .M om any c N _A /N E A R P roject/JH U Applied Physics Laboratory 70c N J 73tr N J tr N J /H e id i Ham m el-M assachusetts tute of Technology 75tr N _H 76cr N J t N _H /Jo h n C larke-U niversity of Michigan/ESA 78b N _H /H .A .W eaver/T .E .Sm ith-ST ScI/J.T .T rauger/R .W .E vans/N J H cl, cr, tr N J 79bl N J br N J /S S I 80bl, br, cl N J cr N J /A r iz o n a State U niversity-A cadem ic Research Lab 81 br, cl, cr, t, tr N J 82bl, br, cl, tr N J N J tr N _ H 86c N J t N J /S S I 88bl U niversity of U trech t cl N _SE cr N J tr N A SA 89c N J /S S I t N J /U n iv e rs ity of C olorado 90b N _A /V oyager 1 A/Voyager 2/Calvin J.H am ilton b, c, cl N J /S S I bl N_A/SSI br, e, cr N J 91bl N J /S S I br N J/E S A /U n iv ersity of Arizona tl N _A/Voyager 2/Calvin J.H am ilton N J tr N J /K e n n e th Seidelmann-US Naval O b s e m to ry 94br, cr N J tr Madison Space Science and Engineering Center/Law rence Sromovsky 95bl, br N J bl, cl N J br N _A /A strogeology Team -U SG S/The Voyager Project 97bc, bl, br N J 99bl N J tr N J/V o y a g e r Project lOOc, t N _A /V oyager 2 c N _A/Lawrence

novsk y /P .F ry -U niversity o f W isconsin 102bl N _A /V oyager 2 br N _ N C br N J 103bl N J br N _A /V oyager 2 105bl N _ A /E lio t Y oung-Sw R I cr N _ N C , cl N J /C a lte c h 107tr N J /C a lte c h /U M D 109bl N J br N _H /M .C o m b i-U n iv ersity of Michigan c PL/SPL tr N _ A /T h e Voyager Project 112c, ISP/RSA

>1 N _ N /Jo h n so n Space C enter/E arth Sciences and Image Analysis 118tr N A SA /Y ohkoh M ission-ISA S/Lockheed-M artin Solar and A strophysics Laboratory/

3 J/U n iv e rsity o f T okyo 119b, cr ISP 120bl, br PL/SPL tr N _ A /T R A C E Project 121c S O H O /E S A tl N _ A /S O H O /E IT C o n so rtiu m /E S A 122b PL/SPL

ew Mexico State U niversity/A .K lypin-N ew Mexico State U niversity 123bl N A SA /Y ohkoh M ission-ISAS/Lockheed-M artin Solar and A strophysics Laboratory/

DJ/University of Tokyo cl, t PL/SPL 124cl, tr Museum H istory Science, O xford, UK 128bl PL/SPL cl N _C H /M cD onald Observatory 130cl ESO 132b Northwind

jre Archives tr Bridgeman A rt Library 133bc University of St A ndrew s/A .C am eron/M .Jardine/K .W ood bl N O A O cr N _ H /R o d g er Thom pson/M arcia Rieke/

in Schneider/Susan Stolovy-U niversity of A rizona/Edw in Erickson-SE T I Institute, Ames Research C enter/D avid Axon-STScI t N ational M aritime M useum,

:nwich, UK 134b N R A O /A U I/K elly Gatlin/Patricia Smiley c CFH T/Jean-C harles Cuillandre 135cl PL/SPL r N _H /E SA /H .E .B ond-ST ScI/A U R A 136c PL/SPL

il N_A /Subaru Telescope/N A O J/A ll Rights Reserved cl PL/SPL 140br PL/SPL tr N _SP/M SX /IPA C 141br N _A /C F H T /H aw aiian Starlight 142bl N_A/Russell

n an br N _ A /Jo in t A stronom y C enter/Im age Processing by C .D avis/W .V arricatt tr Atlas Image obtained as part of the 2MASS Survey-a joint project of the ■ersity of Massachusetts and the Infrared Processing and Analysis C enter/C alifornia Institute of Technology/funded by NASA and the National Science Foundation

il PL/SPL cr N _A /L oke Kun Tan/StarryScapes 144br, cr N _H /A U R A /ST S cI cl ESO ter N _S P /JP L /C altech/V .G orjian/N O A O 146cl N_SP/visible: H ow ard

^allon/infrared: N A SA /IRA S r PL/SPL 147bl PL/SPL cl N _A /J.B ally/D .D evine/R .Sutherland/D .Johnson/C anadian Institute for Theoretical A strophysics/H ST bert Gendler tl ESO /ISA A C /V ery Large Telescope 148bcl N _SP /JP L /C altech/G .M elnick/C fA br PL/SPL cl N_A/Bessell, Sutherland, and Buxton-A ustralian

onal University Research School of A stronom y and Astrophysics tr Robert Gendler 149bl, br, cr, tr PL/SPL 150b, c, tcl, tr PL/SPL 151 bl N _A /Jeffrey N ew m an-

/ersity of California Berkeley br N _A /C hristine P ulliam -C fA /V olker Springel/M ax Planck Institute for A strophysics/L ars H ern q u ist-C fA cr N _H /M argarita

>vska/CfA tr N _ C H /C X C /S A O /M .K aro v sk a et al. 152bl N _A /A dam B lo c k -N O A O /K P N O V isitor P ro g ram /A U R A /N S F cl N _ H /J.H e ste r/A riz o n a state

^ersity 154bl N _A /H ubble European Space Agency Inform ation Center/Y alentin Bujarrabal br PL/SPL cl N _ A /R .C orradi-IN G /D .G oncalves-Institute Astrofisica

303

de Canarias tr N '_H /ESA /A .Zijlstra-U M IST, Manchester, UK 155br N _A /H .V an W inckel-K U L euven/M .C ohen-U C B erkeley/H .Bond-STScI/T.G ull-G SFC /ESA cr N _A /R.Sahai/J.Trauger-JPL/ESA 156c PL/SPL tr Super-Kam iokande/Kam ioka O b ser\'atory/Institute for Cosm ic Ray Research/U niversity of T okyo 157br N _A / University of California Berkeley Space Sciences Laboratory/W .M .Keck O b s e m to ry 158cl N _H /ST S cI/A U R A er PL/SPL 159bc N _ C H /C X C /A S U /J.H ester et al. bl ESA/CESR 160c 2M A SS/G .K opan/R.H urt 162tr N _A /A .V annini/G .Li Causi/A .Ricciardi/A .G aratti 163tr PL/SPL 164cl ESO tr 2M A SS/J.Carpenter/M .Skrutskie/ R .H urt 165bc, br PL/SPL bl N _A/Steve Cannistra-Starry W onders 166bl N_SP/MSX cl N _C H /U M ass/D .W ang et al. 167br N _A /Fred Calvert/Adam B lo ck /N O A O / A U R A /N SF cr N R A O 168 cl PL/SPL tr N _A /Francesco Ferraro-Bologna O bservatory/ESA 169bl N _A /S.K afka/K .H oneycutt-Indiana U n iv ersity /W IY N /N O A O / N SF b r N O A O c N _ H /E S A /K .S ah u -S T S cI tl P L /SP L 170bl X -ray: N _ C H /U M a ss/D .W a n g et al./o p tical: N _ H /D .W a n g et al. cl N _ A /D .D ix o n -U C R / D.Hartniann-Clemson/E.Kolaczyk-University of Chicago 171bl Igor Liubarsky/Rutherford Appleton Laboratory br G SFC/D r. Richard Mushotzky cr PL/SPL 172c PL/SPL 174tr N _ A /A U R A /N O A O /N S F 175br R .C orradi-IN G /L aura M agrini-U niversity of Firenze, Italy tr U niversite Louis Pasteur, Strasbourg/N icolas M artin/Rodrigo Ibata-O bservatoire de Strasbourg 176bl, cl Robert Gendler cr N _H /E SA /A .N ota-S T ScI/E SA 177br N _A /P.C hallis/R .K irshner-C fA /STScI tc N _ A /N J /C a lte c h 178bbr N _ S P /N J/C a lte c h /S .W illn e r-C fA bl, tr N O A O br N _H /E SA /S .B eckw ith-S T ScI/T he H ubble H eritage T eam /ST ScI/A U R A c N _ H /E S A /T h e H ubble H eritage T eam /S T ScI/A U R A cl, cr N _ H /T h e H ubble H eritage T eam /S T ScI/A U R A 179c PL/SPL 180bl, cl, cr N O A O 181br X-ray: N _ C H /W .F o rm an et al./ radio: N R A O /V L A /O .E llek & Kassim cr N R A O /N O A O /K P N O /O V R O /C a lte c h tr N _ C H /C X C /U C S B /C .M artin et al. 182bl, tr N _H /E SA /ST ScI/A U R A cl N _ H / STScI/A U RA 183bc N _ H /H . F ord-JH U /G .Illingw orth-U C S C /L O /M .C lam pin-S T S cI/G .H artig-S T S cI/A C S Science Team/ESA tr University of T o ro n to /Jo h n D ubinski 184c ESA/Jean-Paul K n eib -O b sem to ire Midi Pyrenees, France/C altech 186bl Sloan Digital Sky Survey/Fermilab Visual Media Services cl Rien van der Weijgaen/Captayn Institute 189bcr, ter N _H/STScI 190bl, cl N O A O cr G SFC/S.LSnowden-USRA tr N _H /A ndrew Fruchter and the ERO Team/Sylvia Baggett-STScI/ Richard H ook-ST -E C F/Z oltan Levay-STScI/AURA 191br ESO ter N _H /ST ScI/A U R A /E SA /P.R osati-E SO 193bl N R A O /A U I br N _H /L .F errarese-JH U cl N _ C H / SAO /R.K raft et al. tl ESO 194bl ESO br PL/SPL tr 2M A SS/T.H .Jarrett/J.Carpenter/R.H urt 195bl Lars Lindberg Christensen/ESA /ESO 196tr G SFC/W M A P Science Team 197bl G SFC /W M A P Science Team 198 cl C E R N 200cl C hristine Pulliam -C fA /V olker Springel-M ax Planck Institute for Astrophysics/Lars H ernquist-C fA br C enter for Cosmological Physics, University of C hicago/A natoly K lypin-N ew Mexico State U niversity/Visualizations by Andrey K ravtsov-N ational C enter for Supercom puter Applications, University of Chicago 204c A PL /C B T 240c PL/SPL 244tr Akira Fujii 245b N _N /M arshall Space Flight C en ter cl N _H /B ruce BalickU niversity of W ashington/Jason A lexander-U niversity of W ashington/A rsen H ajian-U S Naval O bservatory/Y ervant T erzian-C ornell U niversity/M ario P erin o tto U niversity of Florence/Patrizio Patriarchi-A rcetri O b s e m to ry cr N _G tr APL 246tr N O A O /A U R A /N S F /T o d Boroson 247tr Robert G endler 248tr Robert Gendler 249tr N _H /A U R A /ST ScI 250tl Akira Fujii 251br N_SP/M idcourse Space Experiment cl PL/SPL cr N _A /H .B ond t N _N /G o d d ard Space Flight C enter 252tr N _H 253tr N _H /A U R A /ST ScI 254tr N _H /E S A /H E IC /A U R A /S T S cI 255 tr N _C H /Sm ithsonian Astrophysical O b s e m to ry 256tr PL/SPL 257bl N J br Robert Gendler cl N O A O cr N _N /S T I tl N _ A /C X C /S A O /P S U /C M U 258tr N _ H /D o n ald W alter-South Carolina State U niversity/Paul Scowen and Brian M oore-A rizona State U niversity 259tr N _H /S T S cI/A U R A 260tr PL/SPL 261bl N _ H /E S A /A U R A /C altech cr ESO tl N _ H /S T I tr N _ N /G S F C 262tr N _ H /E S A /P .A n d ers/G ó ttin g en U niversity Galaxy Evolution G roup tr N O A O 264tr PL/SPL 265bl C F H T cr N O A O /A U R A /N S F tl N _ H /A n d re w F ru ch ter/E R O Team/Sylvia B aggett/STScI/ Richard H ook/S T -E C F /Z oltan Levay/STScI 266tr N _A /N _H /A U R A /S T ScI/S.Sm artt/D .R ichstone 267tr ESO 268tr PL/SPL 269br, tr PL/SPL cr N _H /A ndrea D upree-C fA /R onald Gilliland-STScI tl N _ H /C .R .O ’Dell/S.K.W ong/Rice University 270tr ESO/YLT 271 tr N _A /X -ray: P.O gle-U CSB/optical: A .C apetti-IN A F et al./ STScI 273bcr N _H /B ruce Balick-University of W ashington/Jason Alexander-University of W ashington/Arsen H ajian-U S Naval O b s e m to ry /Y e m n t Terzian-C ornell U niversity/M ario P erino tto -U n iv ersity of F lorence/P atrizio P atriarchi-A rcetri U niversity, Italy bl N O A O /G M O S -S Com m issioning T eam /G em ini O b s e m to ry cr N O A O /W IV N /E S A /H u b b le H elix N ebula T eam /M .M eix n er-S T S cI/T .A .R ecto r-N R A O tl N _ N /H Q /N _ G 274tr N _H /S T S cI 275tr ESO 276tr PL/SPL 277b N _N /M SF C cl N _H /R on Gilliland-STScI cr ESO tl N_A/M .Heydari-M alayeri-Paris O b se m to ry et al./W FPC 2/N _H /E SA 278tr N _ H 279tr N _H 280tr N _H 281tr N_H/Raghvendra Sahai/John Trauger-JPL/W FPC2 Science Team 282tr PL/SPI. 283bl N_A/STScI/AURA cr N _J/Caltech/J.K eene- SSC/Caltech tl N _H /ST ScI/ AU RA tr N _H /Jeffrey N ew m an-U niversity of California Berkeley 284tr N _H /A U R A /ST S cI 285tr N _A /A dam B lock/K P N O Visitor P ro g ram /N O A O /A U R A /N S F 286tr PL/SPL 287bc N _ H bl N _ 0 cr N _ A /N _ H /Jeff H ester-A rizona State U niversity tl ESO tr N _A /A dam B lock/K PN O Visitor P ro g ram /N O A O /A U R A /N S F 288tr PL/SPL 289br, cr ESO tl N _A /B .B alick-U niversity of W ashington et al./W F P C 2 /H S T 290tr PL/SPL 291bl N O A O /A d a m B lo ck /A U R A /N S F br N _ H / A .M a rte l-JH U /H .F o rd -JH U /M .C la m p in -S T S c I/G .H a rtig -S T S c I/G .Illin g w o rth -U C O Lick O b serv ato ry /A C S Science Team /ESA cr N _ H /W alter Jaffe-Leiden O b se m to ry /H o lla n d F ord-JH U /S T S cI tl N _ A /F .N .O w en -N R A O /Y L A /N R A O /A U I tr N _ A /A U R A /S T S cI

ŹRÓDŁA ILUSTRACJI 2D f G alaxy R edshift S urvey/R obert S m ith 195br C fA /D av id A guliar 157tr D on Davis 20b c, 22b c, 26c, 28c, 30cr, 40bl cr, 48b cr, 50b cr, 58b cr, 60b cr, 76cl cr, 82br tr, 86c cl, 91 1, 95tc, 97t, lOOcr, 102bl, 103tc ESA 55br E SA /D L R /FU B erlin/G .N eukum 44cl, 45br, 65tr ESA/M edialab 131 tl D r M ark A. G arlick 16bl c, 18tr, 19br, 24cl cr, 25cr tr, 36b cl cr, 37c tr, 38c cl, 45t, 46cl cr, 47br, 56tr cl, 57br, 72c, 73tc, cr, bc 74c cl, 75br, 76b, 79t, 84cl tr, 85br, 86b, 89b, 92cl tr, 93br, 94b, 98cl tr, 99br, lOObl, 104cl tr, 106br tr, 108b, 109t, llObl cr, 114cr, 116br cl tc, 117r, 118b cl, 1211 r, 124b, 125t, 126c, 128r, 129brt, 130bl, 131bl tr, 138br, 140cl, 141bl, 144tr, 145bl br tl tr, 150cl, 152cr, 155tr, 156bl cr, 162bl br, 168cr, 170tr, 174cr, 177cl, 186cr, 188bc bl, 189b, 192b tr, 194cl, 197br, 198br cr, 200bl cr, 202b cl, 203bl br c t G S F C /D an a B erry/SkyW orks D igital 159bcl, ber, c, cl, cr, tl G SF C /W M A P Science Team 1961 br, 197bl D avid H ardy/W ildlife A rt Ltd. 25br, 40tr, 54cl, 58tr, 60tr Japanese Aerospace E xploration A gency/M E F/S.Irushies 69tr Suzanne K eating 18br, 19bc, 24br, 38br, 39bc br, 42tr, 43cl, 46br, 47bc, 53c, 56br, 57bc, 66tr, 74br, 75bc, 81cr, 84br, 85bc, 92br, 93bc, 94cl, 98br, 99bc, lOOcl, 102cr, 104br, 105bc, 117bc, 202cr Z o lt Levay/STScI/N _H 168bl Lowell O bservatory/ N O A O /A U R A /N S F 106t M o o n ru n n er D esign Ltd. 80tr, 90tr, 96tr, 102tr, 105br, 126cl, 193tr, 202t tc tr, 206bc ber br cl tr N _ H /M .B ro w n -C a lte ch /G .B ac o n / STScI 106b N_J 73tl 123cr 131 br N J /B o s to n U niversity 75bl N J /C a lte c h 108tr N _SP /JP L /C altech/T .Pyle-SS C 130tr N A S A /JH U A pplied Physics L aboratory/ C arnegie In stitu tio n of W ashington 45bl N A S A /JH U A pplied Physics L aboratory/S outhw est Research In stitu te 105tr N atio n al Space Science D ata C e n te r 54b photolibrary.com /Science Photo Library 115tr, 123br, 125bl, 134tr, 171cr, 188tr U niversity of Hawaii, Institute of A stronom y 81cr A .Schaller/N _H /ESA /STScI 166r S trasbourg O b servatory/R odrigo Ibata/N icolas M artin 175tr

304