[wk³adka] MAGAZYN nr 2 dodatek do Gazety Wyborczej nr 10, wydanie waw (Warszawa) z dnia 2000/01/13, str. 19
[autor fot./rys.] FOT. AP/NASA, INFOGRAFIKA WAWRZEK ŒWIÊCICKI, RYS. AP/NASA, AP, AP/NASA, STSCI/AURA, AP/NASA, EAST NEWS, INFOGRAFIKA WAWRZEK œWIÊCICKI, NASA/MARSHALL, AP/NASA/CXC/SAO
[autor tekstu] AUTOR PIOTR CIEŒLIÑSKI * KONSULTANT STANIS£AW BAJTLIK
[nadtytu³] KOSMOS 2
[tytu³] WSZECHŒWIAT

<lead>Na pocz¹tku by³ wielki wybuch. Tak rozpoczyna³aby siê wspó³czeœnie pisana ksiêga rodzaju. W XX wieku znacznie rozszerzy³y siê granice znanego wszechœwiata. Okaza³o siê, ¿e przestrzeñ rozszerza siê. Kosmos ewoluuje. Niegdyœ galaktyki by³y bli¿ej siebie, a jeszcze wczeœniej ca³a materia by³a œciœniêta do wielkich gêstoœci, rozpalona do wysokiej temperatury. Co by³o przed wielkim wybuchem? Tego nie wiemy. Wydaje siê, ¿e ju¿ nigdy nie cofniemy siê do tego stanu. Kosmos bêdzie siê wiecznie rozszerza³, bêdzie coraz mroŸniej i pusto<lead>
BR¥ZOWY KARZE£
Niedosz³a gwiazda. Rodzi siê wskutek zapadniêcia siê ob³oku wodoru i helu. Ale ma³a masa tego ob³oku nie wystarcza (podobnie jak u planet), by grawitacyjnie œcisn¹æ gaz do wysokiej temperatury, która podtrzymywa³aby termoj¹drow¹ fuzjê atomowych j¹der w jego wnêtrzu. Br¹zowy karze³ jest wiêc zwyk³¹ kul¹ rozgrzanego gazu, doœæ ciemno œwiec¹cego w porównaniu z gwiazdami - st¹d jego nazwa.
GWIAZDA PODWÓJNA
Para gwiazd powi¹zanych ze sob¹ si³ami grawitacji i obiegaj¹cych siê wzajemnie. Szacuje siê, ¿e ponad po³owa gwiazd we Wszechœwiecie nale¿y do uk³adu podwójnego. Towarzysza ma np. Syriusz, najjaœniejsza gwiazda nocnego nieba.
CZERWONY OLBRZYM (lub nadolbrzym)
Gwiazda, która wypali³a ju¿ niemal ca³y zapas wodoru. Wewnêtrzna jej czêœæ zapada siê, tworz¹c gêste j¹dro, w którym zapala siê hel, a zewnêtrzna - rozszerza siê do olbrzymich rozmiarów, czasem nawet kilkaset razy wiêkszych od S³oñca. Przyk³adem z s¹siedztwa jest Betelgeza czy te¿ Eta Carinae.
BIA£Y KARZE£
Ma³y obiekt niebieski o œrednicy zaledwie ok. 10 tys. km, czyli mniej wiêcej wielkoœci Ziemi (st¹d jego przydomek „karze³”), ale bardzo gêsty (jeden centymetr szeœcienny wa¿y tonê). To pozosta³oœæ po gwieŸdzie, której masa nie przekracza 1,4 masy S³oñca. Kiedy taka gwiazda wypali j¹drowe paliwo, przejdzie przez stadium czerwonego olbrzyma i odrzuci zewnêtrzne warstwy, pozostanie œciœniête j¹dro - roz¿arzona kula, z³o¿ona z „popio³ów” po termoj¹drowych reakcjach (¿elaza, wêgla, tlenu itp.). Na pocz¹tku karze³ jest bardzo gor¹cy, wiêc œwieci na bia³o. Potem stygnie i robi siê coraz ciemniejszy (a¿ zmienia siê w „czarnego kar³a”). Taka ³agodna œmieræ jest losem wiêkszoœci gwiazd. Kosmos powinien byæ pe³en takich wypalonych gwiazd, tyle, ¿e trudno je wypatrzyæ. Syriusz ma w³aœnie za towarzysza bia³ego kar³a.
SUPERNOWA
Kiedy gwiazda wypali swoje j¹drowe paliwo, a masa wygas³ego j¹dra przekracza 1,4 masy S³oñca, to mo¿e spotkaæ j¹ nag³a i wybuchowa œmieræ. J¹dro zapada siê gwa³townie, zewnêtrzne warstwy s¹ rozrywane i odrzucone, a eksplozja mo¿e osi¹gn¹æ jasnoœæ 100 mln s³oñc. Na niebie na krótko pojawia siê blask supernowej. Przez teleskopy obserwuje siê kilkadziesi¹t supernowych rocznie, zwykle w odleg³ych galaktykach. Ostatnie eksplozje gwiazd w naszej Galaktyce zaobserwowali: Kepler w 1604 r. i Tycho de Brahe w 1572 r. W 1987 r. na niebie zab³ys³a supernowa w s¹siedniej ma³ej galaktyce - Wielkim Ob³oku Magellana. Po supernowej pozostaje czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Materia odrzucona w wyniku eksplozji tworzy mg³awicê.
Najbli¿sz¹ kandydatk¹ na supernow¹ jest jedna z najjaœniejszych gwiazd na niebie - Betelgeza, która jest w tej chwili tzw. czerwonym olbrzymem.
GWIAZDA NEUTRONOWA
Bardzo ma³y, ale niezwykle gêsty obiekt. Pozostaje po supernowej. Kiedy eksplozja rozniesie w kosmos zewnêtrzne warstwy gwiazdy, jej j¹dro ulega katastrofalnemu œciœniêciu do bardzo ma³ych rozmiarów. W kuli o œrednicy ledwie kilkunastu kilometrów mieœci siê masa wiêksza od masy S³oñca. Dochodzi do tak wielkiego œciœniêcia materii, ¿e nawet j¹dra atomowe siê rozpadaj¹. Elektrony ³¹cz¹ siê z protonami w neutrony.
Materia z³o¿ona jest wiêc niemal wy³¹cznie z neutronów, u³o¿onych jeden obok drugiego (jak pomarañcze na straganie), dlatego te¿ taki twór jest zwany gwiazd¹ neutronow¹. Materia ma tam niewiarygodn¹ gêstoœæ (³y¿eczka wa¿y³aby 100 mln ton).
Gwiazda neutronowa obraca siê i mo¿e cyklicznie omiataæ Ziemiê wi¹zk¹ fal radiowych (generowanych przez elektrony z³apane w bardzo silne pole magnetyczne gwiazdy). Wtedy nazywana jest pulsarem. Polski astronom Aleksander Wolszczan odkry³ w 1992 roku wokó³ jednego z pulsarów planety - pierwsze planety poza naszym Uk³adem S³onecznym.
MAGNETAR
Jeœli pulsar odziedziczy bardzo silne pole magnetyczne po gwieŸdzie, z której powsta³, to mo¿e dojœæ do narodzin magnetara, czyli gwiazdy magnetycznej. Jej pole magnetyczne jest miliony miliardów razy silniejsze ni¿ ziemskie. Istnienie takich gwiazd neutronowych potwierdzono w roku 1998.
Obracaj¹ siê one z prêdkoœci¹ ponad 200 obrotów na sekundê. W ich rozgrzanym, wiruj¹cym wnêtrzu wzbudzaj¹ siê pr¹dy, które - na zasadzie dynama - podtrzymuj¹ olbrzymie pole magnetyczne. Co jakiœ czas dochodzi do swoistego trzêsienia skorupy na magnetarze i w kosmos mkn¹ b³yski promieniowania rentgenowskiego i gamma. To w³aœnie takie b³yski zdradzi³y nam istnienie magnetarów.
CZARNA DZIURA
Obszar, z którego silna grawitacja nie pozwala niczemu uciec. GrzêŸnie tam nawet œwiat³o. Pozosta³oœæ po eksplozji najmasywniejszych gwiazd, piêciokrotnie masywniejszych od S³oñca. J¹dro takiej gwiazdy nie zatrzymuje siê na etapie gwiazdy neutronowej, lecz zapada siê jeszcze bardziej, a¿ niknie pod horyzontem czarnej dziury. Czarne dziury zdradzaj¹ sw¹ obecnoœæ, gdy¿ grawitacyjnie dzia³aj¹ na otaczaj¹c¹ je materiê. Wielka czarna dziura byæ mo¿e siedzi w centrum Drogi Mlecznej. Gwiazdy okr¹¿aj¹ce œrodek naszej Galaktyki poruszaj¹ siê bowiem z tak¹ prêdkoœci¹, jakby znajdowa³y siê na uwiêzi niewidocznej masy ok. 2 mln mas S³oñca.
KWAZARY
Galaktyki, w których centrum znajduj¹ siê tajemnicze obiekty, Ÿród³a ogromnej ener-gii. Rozmiar tych obiektów nie przekracza rozmiaru Uk³adu S³onecznego. Ale ich jasnoœæ przyæmiewa jasnoœæ ca³ej galaktyki, która mo¿e sk³adaæ siê z setek miliardów gwiazd. Nie wiadomo, w jaki sposób kwazary promieniuj¹ tyle energii. Hipoteza mówi, ¿e s¹ to ogromne czarne dziury, które poch³aniaj¹ gwiazdy i materiê miêdzygwiezdn¹. Kiedy ta materia wpada w czeluœæ czarnej dziury - rozpêdza siê, rozgrzewa i œwieci. Kwazar by³by w³aœnie takim wirem œwiec¹cej materii wokó³ czarnej dziury (na podobieñstwo wiru wody wpadaj¹cego do odp³ywu wanny).
OB£OKI MOLEKULARNE
Ob³oki bardzo zimnego gazu i py³u, znajduj¹ce siê w galaktykach spiralnych, w których rodz¹ siê nowe gwiazdy. Ich nazwa wi¹¿e siê z tym, ¿e gaz znajduje siê tam w postaci cz¹steczek, a nie pojedynczych atomów. W ob³okach molekularnych wykryto te¿ zwi¹zki organiczne.
GALAKTYKI SPIRALNE
Dominuj¹ we Wszechœwiecie. Szeœæ galaktyk na dziesiêæ nale¿y do tego gatunku. Maj¹ kszta³t sp³aszczonego dysku z kulistym zgrubieniem w œrodku. Tak¹ galaktyk¹ jest nasza Droga Mleczna, jak te¿ nasza najwiêksza s¹siadka - galaktyka Andromedy, nale¿¹ca do naszej Grupy Lokalnej. W galaktykach spiralnych znajduj¹ siê ob³oki molekularne, w których rodz¹ siê nowe gwiazdy. M³ode, jasne gwiazdy rodz¹ siê w galaktycznym dysku w obszarze spiralnych ramion - st¹d nazwa galaktyk.
GALAKTYKI ELIPTYCZNE
Widziane w teleskopie jako mgliste plamy o kszta³cie elipsy. Zawieraj¹ stare gwiazdy i bardzo ma³o (lub wcale) gazu i py³u. Trzy galaktyki na dziesiêæ nale¿¹ do tego typu, m.in. galaktyka M87 w gromadzie Panny, oddalona o 45 mln lat œwietlnych od Ziemi (M87 uwa¿ana jest za najwiêksz¹ znan¹ galaktykê we Wszechœwiecie - szacuje siê, ¿e zawiera kilka bilionów gwiazd).
Galaktyki eliptyczne zu¿y³y ju¿ ca³y wolny gaz na gwiazdy i proces tworzenia nowych gwiazd niemal zupe³nie w nich usta³.
GALAKTYKA KAR£OWATA (nieregularna)
Charakteryzuje siê ma³¹ mas¹ oraz ma³ymi rozmiarami (œrednica ok. 15 tys. lat œwietlnych, czyli s¹ szeœæ razy mniejsze ni¿ np. Droga Mleczna). Zawiera te¿ niezbyt wiele gwiazd: od 100 mln do miliarda (typowa galaktyka, jak¹ jest Droga Mleczna, ma ich ponad 100 mld). Wiêkszoœæ masy to ob³oki gazu i py³u. Zwykle nie maj¹ kszta³tu eliptycznego ani spiralnego. Takimi galaktykami s¹ Wielki i Ma³y Ob³ok Magellana, bliskie s¹siadki Drogi Mlecznej (oddalone zaledwie o 150 tys. lat œwietlnych).
GROMADA KULISTA GWIAZD
Sferyczne zgrupowania blisko 100 tys. starych gwiazd, zwi¹zanych ze sob¹ si³¹ grawitacji. Œrednica typowej gromady wynosi ok. 300 lat œwietlnych. Jest ich blisko 100 na peryferiach Drogi Mlecznej. Znajduj¹ siê w galaktycznym halo.
MG£AWICE PLANETARNE
Ob³oki materii odrzucane w ostatnich stadiach ¿ycia gwiazd - czerwonych olbrzymów. Zewnêtrzne warstwy gwiazdy odlatuj¹ w kosmos i tworz¹ wokó³ gwiazdy mg³awicê, rozci¹gaj¹c¹ siê na setki lat œwietlnych. Ostatnio kosmiczny teleskop Hubble’a zaobserwowa³ wiele takich mg³awic i okaza³o siê, ¿e nie maj¹ one - jak przypuszczano - prostego, sferycznego kszta³tu. Mg³awice maj¹ bardzo fantazyjne kszta³ty, mog¹ tworzyæ raczej przecinaj¹ce siê pierœcienie. Nie wiadomo na razie, dlaczego. Materia mg³awic z czasem rozprzestrzenia siê po ca³ej galaktyce (a w niej ciê¿sze od wodoru i helu pierwiastki, które wyprodukowa³y siê wczeœniej w gwieŸdzie). Jest ona tworzywem, z którego powstaj¹ potem nowe gwiazdy i planety.
Konsultant Stanis³aw Bajtlik jest astrofizykiem z Centrum Astronomicznego im. M. Kopernika PAN w Warszawie

KRÓTKIE DZIEJE KOSMOSU
Jeszcze w latach 20. tego wieku spierano siê, czym s¹ mgliste mg³awice, widoczne na niebie. Czy le¿¹ w obrêbie naszej Galaktyki, która jest jedynym zgrupowaniem gwiazd i materii we wszechœwiecie? Czy te¿ s¹ innymi - podobnymi naszej Galaktyce - wyspami gwiazd, rozproszonymi w kosmosie? Edmund Hubble pierwszy dowiód³, ¿e Wielka Mg³awica Andromedy znajduje siê du¿o dalej ni¿ wynosz¹ rozmiary naszej drogi mlecznej. Rozpoczê³a siê nowa era w kosmologii. Granice Wszechœwiata nagle gwa³townie siê rozszerzy³y. Hubble spostrzeg³ te¿, ¿e inne galaktyki oddalaj¹ siê od nas, a szybkoœæ ucieczki jest wprost proporcjonalna do ich odleg³oœci od ziemi. Oznacza to, ¿e kiedyœ by³y one bli¿ej siebie. wszechœwiat (ten, który dziœ jesteœmy zdolni obj¹æ wzrokiem) musia³ byæ zatem w przesz³oœci mniejszy, gêstszy i cieplejszy (podobnie wzrasta ciœnienie i temperatura w powietrzu sprê¿anym do mniejszej objêtoœci). Gdy cofniemy siê do bardzo odleg³ej przesz³oœci, kilkanaœcie miliardów lat temu, dojdziemy do momentu, w którym gêstoœæ materii dorównywa³a gêstoœci j¹dra atomowego. Du¿o dalej w czasie cofn¹æ siê ju¿ nie potrafimy, gdy¿ takich ekstremalnych warunków nie potrafimy powtórzyæ w eksperymentach laboratoryjnych. Nie ogarniaj¹ ich te¿ znane prawa fizyki. W po³owie lat 60. pojawi³o siê jeszcze jedno potwierdzenie teorii wielkiego wybuchu. Odkryto reliktowe promieniowanie mikrofalowe docieraj¹ce do ziemi z wszystkich kierunków. Jest ono œladem wielkiego wybuchu. Niegdyœ by³o bardzo gor¹ce, ale do dziœ bardzo siê oziêbi³o. Za jego pomoc¹ mo¿na by³oby podgrzaæ dania w kuchence mikrofalowej jedynie do temperatury oko³o minus 270 st. Celsjusza . I wreszcie - to trzeci fundament obecnej wiedzy o wielkim wybuchu - wyniesiony pod koniec lat 80. satelita COBE wykry³, ¿e temperatura promieniowania reliktowego jest minimalnie ró¿na w ró¿nych punktach na niebie. To pierwotne fluktuacje gêstoœci materii, z których narodzi³y siê struktury dzisiejszego Wszechœwiata. Jaki bêdzie los wszechœwiata? ¯eby  odpowiedzieæ na to pytanie, trzeba znaæ wartoœci kilku kosmologicznych parametrów. Pierwszy opisuje szybkoœæ ucieczki galaktyk, czyli prêdkoœæ rozszerzania siê Wszechœwiata. Jest to tzw. sta³a Hubble’a. Jej wartoœæ szacuje siê dziœ na 65-70 km/s *Megaparsek. Mimo swej nazwy sta³a Hubble’a zmienia siê w czasie. Wszechœwiat bowiem nie rozszerza³ siê zawsze z t¹ sam¹ prêdkoœci¹. Ucieczce galaktyk sprzeciwia siê bowiem si³a grawitacji, z któr¹ one przyci¹gaj¹ siê nawzajem. Si³ê grawitacji opisuje drugi istotny parametr - gêstoœci materii. Gdyby materii we wszechœwiecie by³o dostatecznie du¿o, czyli grawitacja mia³a dostateczn¹ moc, to w koñcu zahamowa³aby galaktyki, które jak wahad³o zmieni³yby kierunek ruchu i zaczê³yby siê do siebie przybli¿aæ. Wszechœwiat zacz¹³by siê kurczyæ. Czeka³by nas wielki kres. Wydaje siê, ¿e nam to nie grozi. Wszystkie pomiary wskazuj¹, ¿e materii - tej œwiec¹cej i tej ciemnej - jest za ma³o. Piêæ razy za ma³o. Oznacza to, ¿e przestrzeñ bêdzie rozszerzaæ siê wiecznie, a geometria Wszechœwiata jest euklidesowa (czyli taka, jakiej uczymy siê w szkole) albo hiperboliczna (o ujemnej krzywiŸnie - w takiej geometrii np. suma k¹tów w trójk¹cie jest zawsze mniejsza ni¿ 180 stopni, jak na dwuwymiarowej powierzchni siod³a). W roku 1998, na podstawie pomiarów jasnoœci supernowych, dwie grupy astronomów stwierdzi³y, ¿e Wszechœwiat wcale nie spowalnia swego rozszerzania. Mo¿e byæ nawet wrêcz przeciwnie - z pomiarów wynika, ¿e galaktyki przyœpieszaj¹ sw¹ ucieczkê. ¯eby to wyjaœniæ, wielu kosmologów sk³ania siê dziœ ku temu, by do równañ grawitacji Einsteina wprowadziæ z powrotem sta³¹ kosmologiczn¹. Warto przypomnieæ, ¿e Albert Einstein umieœci³ tê sta³¹ w swych równaniach, ¿eby wynika³ z nich Wszechœwiat, który nie bêdzie zapada³ siê grawitacyjnie, niezmienny w czasie. Wartoœæ sta³ej kosmologicznej mo¿na by³o zaœ tak dobraæ, ¿eby wzajemne przyci¹ganie gwiazd by³o równowa¿one si³¹ odpychaj¹c¹ przestrzeni. Po obserwacjach Hubble’a okaza³o siê jednak, ¿e Wszechœwiat jest w ruchu. Sta³a kosmologiczna nie by³a ju¿ potrzebna. Einstein wyrzuci³ j¹ z równañ, mówi¹c ¿e by³a to najwiêksza pomy³ka jego ¿ycia. Dziœ okazuje siê, ¿e sta³a kosmologiczna jest prawdopodobnie potrzebna. W równaniach grawitacji oznacza dodatkow¹ „rozpychaj¹c¹” si³ê, która dzia³a we wszechœwiecie. Ona to mo¿e sprawiaæ, ¿e rozszerza siê on coraz szybciej wbrew grawitacji, która d¹¿y do zahamowania jego ekspansji. Naukowców nurtuje tylko pytanie: jaka jest fizyczna natura sta³ej lambda? Có¿ to za nowa si³a odpychaj¹ca? Nie jest ona zwi¹zana z materi¹ lub promieniowaniem, jak znane si³y grawitacyjne, magnetyczne, elektryczne czy te¿ j¹drowe. Jest w³asnoœci¹ samej pró¿ni. ¯adna z obecnych teorii nie potrafi sobie z tym poradziæ.

Chronologia astronomicznych odkryæ
* VIII wiek p.n.e. - Babiloñczycy zauwa¿aj¹, ¿e zaæmienia S³oñca wystêpuj¹ w regularnych cyklach, nazwanych potem sorosami.
* 585 r. p.n.e. - Tales z Miletu trafnie przewiduje, po raz pierwszy, zaæmienie S³oñca.
* 356 r. p.n.e. - umiera Eudoksus, uczeñ Platona, który opracowa³ model Wszechœwiata: Ziemia w œrodku, a wokó³ - na pow³okach podobnych do kolejnych warstw cebuli - kr¹¿¹ planety.
* 120 r. p.n.e. - umiera grecki astronom Hipparch. Obliczy³ d³ugoœci roku s³onecznego i miesi¹ca, zgodne do jednej sekundy z dzisiejszymi pomiarami. Prawid³owo oszacowa³ rozmiar Ziemi i jej odleg³oœæ od Ksiê¿yca.
* 100 r. n.e. - rodzi siê Ptolemeusz. Jego - b³êdny - model Wszechœwiata przetrwa a¿ do czasów Kopernika.
* 1543 r. - Miko³aj Kopernik publikuje rozprawê „O obrotach...”, przedstawiaj¹c¹ teoriê ruchu Ziemi i innych planet wokó³ S³oñca. Burzy³a ona ptolemeuszowy obraz, w którym Ziemia tkwi³a w centrum Wszechœwiata.
* 1572 r. - duñski astronom Tycho de Brahe (1546-1601) zauwa¿a pojawienie siê nowej gwiazdy (by³a to supernowa). Burzy to ówczesny pogl¹d, ¿e wszystko, co znajduje siê poza Ziemi¹, jest niezmienne. Komety uwa¿ano np. za zjawiska atmosferyczne.
* 1577 r. - Brahe wykazuje, ¿e komety znajduj¹ siê dalej od Ziemi ni¿ Ksiê¿yc.
* 1609 r. - Galileusz (1564 -1642) za pomoc¹ teleskopu odkrywa góry na Ksiê¿ycu, satelity Jowisza, setki nowych gwiazd.
* 1609 r. - Joachim Kepler (1571-1630) oblicza dok³adne trajektorie planet (na podstawie obserwacji Tycho de Brahe) i dowodzi, ¿e planety poruszaj¹ siê po elipsach, a S³oñce znajduje siê w jednym z ognisk elipsy.
* 1687 r. - Izaak Newton (1642-1727), publikuje „Principia...”, w których wyk³ada swoje prawo grawitacji. S¹ one do dziœ podstaw¹ gwiezdnej mechaniki nieba.
* 1705 r. - Edmund Halley przewiduje, po raz pierwszy w historii, powrót komety w pobli¿e Ziemi. PóŸniej ochrzczono j¹ komet¹ Halleya. Ostatnio pojawi³a siê w 1986.
* 1799 r. - francuski matematyk Pierre Simone de Laplace publikuje traktat „Mechanika nieba”, w którym przedstawia teoriê ruchów cia³ w Uk³adzie S³onecznym opart¹ jedynie na prawie powszechnego ci¹¿enia.
* 1905 r. - ukazuje siê praca o szczególnej teorii wzglêdnoœci Alberta Einsteina (1879 -1955) . Zgodnie z teori¹ nic nie mo¿e poruszaæ siê szybciej od œwiat³a.
* 1916 r. - opublikowana zostaje teoria grawitacji Einsteina, bardziej uniwersalna ni¿ teoria Newtona (stosuje siê te¿ w silnych i szybko zmiennych polach grawitacyjnych). Przewiduje ona m.in. ugiêcie siê promieni œwietlnych w pobli¿u bardzo masywnego cia³a, np. S³oñca i gwiazd, co zostaje potwierdzone trzy lata póŸniej w czasie obserwacji ca³kowitego zaæmienia S³oñca w Afryce przez Artura Eddingtona (1882-1944).
* 1922 r. - Aleksander Friedman, rosyjski matematyk, rozwi¹zuje równania Einsteina i otrzymuje jedne z pierwszych scenariuszy ewolucji Wszechœwiata. Wed³ug Friedmana Wszechœwiat mo¿e byæ otwarty (wiecznie rozszerzaj¹cy siê), zamkniêty (po fazie ekspansji nast¹pi jego kurczenie siê) lub p³aski (ekspansja bêdzie nieskoñczenie d³ugo zwalniaæ, a¿ zatrzyma siê).
* 1929 r. - Edwin Hubble (1889-1953) udowadnia, ¿e im dalej galaktyka siê znajduje, tym szybciej siê oddala.
* 1933 r. - Hans Bethe i Carl von Weizsaecker podaj¹ prawid³ow¹ teoriê wytwarzania energii we wnêtrzu gwiazd (proces ³¹czenia j¹der atomów wodoru w hel, czyli tzw. synteza termoj¹drowa).
* 1933 r. - Georges Lemaitre wysuwa hipotezê „rozpadu pierwotnego atomu”, tj. po raz pierwszy pojawia siê koncepcja Wielkiego Wybuchu.
* 1939 r. - amerykañscy fizycy Robert Oppenheimer i Hartland Snyder po raz pierwszy opisuj¹ mozliwoœæ powstania czarnej dziury.
* 1948 r. - George Hale konstruuje teleskop o œrednicy 5 m na szczycie kalifornijskiej góry Mount Palomar. A¿ do lat 70. by³o to najwiêkszy teleskop na œwiecie.
* 1963 r. - odkrycie pierwszego kwazara.
* 1965 r. - Amerykanie Anzio Penzias i Robert Wilson przypadkowo odkrywaj¹ promieniowanie t³a.
* 1967 r. - odkrycie gwiazd neutronowych, pulsarów.
* 1973 r. - Stephen Hawking wykazuje, ¿e rozwi¹zania równañ Einsteina ewolucji Wszechœwiata nieuchronnie prowadz¹ do pojawienia siê osobliwoœci - punktów, w których za³amuj¹ siê znane prawa fizyki, gêstoœæ i temperatura materii staj¹ siê nieskoñczone.
* 1989 r. - na orbitê zostaje wyniesiony satelita COBE, który precyzyjnie mierzy temperaturê promieniowania t³a. Naukowcy odkrywaj¹ œlady zarodków obecnych struktur Wszechœwiata z okresu 300 tys. lat po Wielkim Wybuchu.
* 1990 r. - na orbitê zostaje wyniesiony kosmiczny teleskop Hubble’a o œrednicy 2,4 m.
* 1992 r. - Polak Aleksander Wolszczan donosi o odkryciu pierwszych planet poza Uk³adem S³onecznym.
* 1998 r. - z obserwacji supernowych wynika, ¿e przestrzeñ rozszerza siê coraz szybciej.
KRÊTE KOLEJE ¯YCIA I ŒMIERCI GWIAZDY
Gwiazdy rodz¹ siê z ob³oków materii miêdzygwiezdnej zapadaj¹cych siê pod wp³ywem grawitacji. Dalszy los gwiazdy zale¿y od jej masy. Jeœli jest ponad dziesiêæ razy wiêksza od S³oñca, to czeka j¹ krótki ¿ywot i dramatyczna œmieræ. W œrodku du¿ej masy panuje wysoka temperatura i szybko spala siê j¹drowe paliwo. Starcza ledwie 10 mln lat, by wodór przemieni³ siê w hel, a potem kilkaset tysiêcy lat, by hel przemieni³ siê w wêgiel, a ten w ciê¿sze pierwiastki, a¿ po ¿elazo. W tym czasie gwiazda roœnie i staje siê czerwonym nadolbrzymem. �elazo ju¿ siê nie mo¿e dalej spalaæ. Gwiazda wybucha - rozb³yska jako supernowa. Pozostaje po niej pulsar lub czarna dziura. Gwiazda piêæ razy masywniejsza od S³oñca przechodzi te same etapy, tyle ¿e zanim wybuchnie mija nawet 600 mln lat. Inaczej gwiazda podobna do S³oñca. Ta spokojnie przekszta³ca wodór w hel nawet i 10 mld lat. Wodór spala siê w coraz bardziej zewnêtrznych warstwach, co sprawia, ¿e gwiazda puchnie i staje siê czerwonym olbrzymem. Kiedy wodór w centrum przekszta³ci siê w hel, to gwiazda kurczy siê. J¹dro ulega œciœniêciu, temperatura wzrasta tak, ¿e zapala siê hel. Znowu gwiazda puchie. Hel spala siê nerwowo, gwiazda wyrzuca materiê w kosmos. Wokó³ tworzy siê mg³awica planetarna. A w gwieŸdzie odartej z materii gasn¹ termoj¹drowe reakcje i staje siê ona bia³ym kar³em.
Zagadki Wszechœwiata
Czym jest „ciemna materia”?
Si³a grawitacji widocznych gwiazd nie wystarcza, by wyt³umaczyæ dynamikê ruchu gwiazd w galaktykach oraz galaktyk w gromadach galaktyk. Astronomowie doszli do wniosku, ¿e œwiec¹ce gwiazdy to nie ca³a materia, która wype³nia galaktyki. Czym jest tajemnicza „ciemna materia”? Czy sk³adaj¹ siê na ni¹ wygas³e ju¿ gwiazdy, ciemne ob³oki wodoru, s³abo widoczne br¹zowe kar³y, czarne dziury, neutrina (ostatnio wykazano, ¿e maj¹ masê), czy te¿ jakaœ nowa, egzotyczna forma materii, jeszcze nie znana na Ziemi?
Jak stary jest Wszechœwiat?
Czyli jak dawno temu nast¹pi³ Wielki Wybuch? Trzeba znaæ sta³¹ Hubble’a, czyli obecne tempo rozszerzania siê przestrzeni kosmicznej, a tak¿e gêstoœæ materii we Wszechœwiecie, która decyduje o sile grawitacji, wyhamowuj¹cej ekspansjê. Ostatnio wyniki pomiarów tych wielkoœci - ró¿nymi metodami - zbli¿y³y siê do siebie i z niewielkim b³êdem mo¿emy okreœliæ, ¿e od Wielkiego Wybuchu dzieli nas ok. 14 mld lat.
Czy Wszechœwiat bêdzie siê rozszerza³ wiecznie?
W 1998 r. pojawi³o siê sensacyjne doniesienie: Wszechœwiat rozszerza siê coraz szybciej. Czy sprawia to sta³a kosmologiczna? Jeœli tak, to czym ona jest?
Co jest Ÿród³em b³ysków promieniowania gamma, o bardzo du¿ej energii, które dwa - trzy razy dziennie rejestruj¹ satelity?
W ostatnich miesi¹cach dowiedziono, ¿e musz¹ to byæ echa najpotê¿niejszych katastrof kosmicznych, zdarzaj¹cych siê w odleg³ych galaktykach, czasem oddalonych o miliardy lat œwietlnych od Ziemi. Gdyby coœ takiego wydarzy³o siê w pobli¿u naszej planety, to niechybnie promieniowanie gamma wysterylizowa³oby Ziemiê - zmiot³oby ¿ycie z powierzchni naszej planety.
Czy Uk³ad S³oneczny jest typowym uk³adem planetarnym? Czy istniej¹ „drugie ziemie” w naszej Galaktyce? I ile ich jest?
Do koñca 1999 roku znaliœmy ju¿ 30 uk³adów planetarnych. Obecnoœæ tych planet zdradza³y zaburzenia w ruchu gwiazdy. Ale pod koniec 1999 r. po raz pierwszy te¿ bezpoœrednio dostrzegliœmy planety. Jedna z nich przes³oni³a œwiat³o gwiazdy, a blask innej dostrze¿ono w teleskopie.
Czym s¹ kwazary?
Co kryje siê za ogromn¹ energi¹, któr¹ promieniuj¹? Najwiêcej kwazarów odkryto na krañcach widocznego Wszechœwiata, wiele miliardów lat œwietlnych od Ziemi. Oznacza to, ¿e by³o ich wiêcej w m³odym Wszechœwiecie ni¿ dziœ. Dlaczego?
Dlaczego czas p³ynie w jednym kierunku?
Niemal wszystkie prawa fizyki (elektromagnetyzm, grawitacja, silne oddzia³ywania j¹drowe) nie wyró¿niaj¹ kierunku up³ywu czasu. Tylko pewne rozpady kaonów zachodz¹ w jednym kierunku czasowym. Dlaczego wiêc istnieje tzw. strza³ka czasu, tj. p³ynie on tylko w jedn¹ stronê?
Dlaczego tak ma³o antymaterii?
Teorie przewiduj¹, ¿e tu¿ po Wielkim Wybuchu istnia³a symetria miêdzy iloœci¹ materii i antymaterii. Dlaczego wiêc dziœ œwiat zbudowany jest tylko z materii?
<podfot>
[podpis pod fot./rys.]
W roku 1997 kosmiczny teleskop Hubble’a sfotografowa³ uk³ad podwójny TMR-1 (dwie ledwie rozdzielone jasne plamy)
Gwiazda Gliese 229. Ma³a plamka przy jej tarczy to pierwszy dostrze¿ony br¹zowy karze³
Tak artysta wyobra¿a sobie drogê mleczn¹, obserwowan¹ z innej galaktyki
Ten wiruj¹cy ob³ok gazu w sercu Mg³awicy Kraba otacza gwiazdê neutronow¹
Mg³awica Krab, czyli szcz¹tki supernowej, która rozb³ys³a na niebie w 1054 roku. Opisali j¹ Chiñczycy
Kwazar PKS 0637-72 na fotografii (w promieniach rentgena) zrobionej przez teleskop Chandra
Magnetar i otaczaj¹cy go ob³ok plazmy, która zosta³a z³apana w jego pole magnetyczne
Czarna dziura otoczona dyskiem materii wysysanej z czerwonego olbrzyma (wizja artysty)
Bia³e kar³y (w kó³kach) w gromadzie M4. Obok œwiec¹ jasno gwiazdy typu S³oñce
Betelgeza w obiektywie kosmicznego teleskopu Hubble’a. Rozmiar: 500 razy wiêkszy od S³oñca, odleg³oœæ: 400 lat œwietlnych
Niewielka galaktyka eliptyczna M32, która towarzyszy galaktyce Andromedy, naszej najwiêkszej s¹siadce
Galaktyka Spiralna NGC4414
Wielki s³upy wodoru w Mg³awicy Or³a, gdzie rodz¹ siê nowe gwiazdy
Mg³awica MYCN18 8 tys. lat œwietlnych od Ziemi
Gromada kulista M15, zgrupowanie 30 tys. gwiazd
Galaktyka Kar³owata Fornax, s¹siadka drogi mlecznej, oddalona o 600 tys. lat œwietlnych (trochê bli¿ej s¹ Wielki i Ma³y Ob³ok Magellana)</podfot>
[podpis pod fot./rys.]
<podfot>Widok nieba na pó³nocnej pó³kuli zim¹
Widok nieba na pó³nocnej pó³kuli latem</podfot>