Człowiek i wszechświat

Tekst
0
Recenzje
Przeczytaj fragment
Oznacz jako przeczytane
Jak czytać książkę po zakupie
Czcionka:Mniejsze АаWiększe Aa



ZMIENIAJĄCA SIĘ PERSPEKTYWA

Trudnym rokiem na planecie Ziemia był 1968. Trwało apogeum wojny w Wietnamie, najbardziej krwawej spośród wojen zastępczych okresu zimnej wojny ostatecznie pochłonęła ona 3 miliony ofiar. Martin Luther King Jr. został zamordowany w Memphis, co sprawiło między innymi, że kandydat na prezydenta Robert Kennedy poprosił naród amerykański, aby ludzie „poskromili dzikość tkwiącą w człowieku i uczynili życie na tym świecie łagodniejszym”. Sam Kennedy został zamordowany jeszcze w tym samym roku. Po drugiej stronie Oceanu Atlantyckiego radzieckie czołgi wjeżdżały do Pragi, a Francja balansowała na krawędzi rewolucji. Gdy miałem właśnie przeżyć swoje pierwsze święta Bożego Narodzenia, moi rodzice mogli zastanawiać się, jaki świat oczekuje na ich syna w 1969 roku. I wtedy, gdy tylko Wigilia przeminęła i nadszedł bożonarodzeniowy poranek, niespodziewanie Oakbank Avenue pokryła się śniegiem, a Borman, Lovell i Anders, 400 000 kilometrów dalej, ocalili rok 1968.

Apollo 8 stanowił, w oczach wielu obserwatorów, tę misję na Księżyc, która miała największy wpływ na bieg historii. Było to wielkie, a przy tym szlachetne ryzyko; spektakularny rzut kośćmi; esencja tego wszystkiego, co wspaniałe w procesie odkrywania świata; świadectwo wielkiej odwagi astronautów i inżynierów, którzy uznali, że bez względu na wszystko wyjdą naprzeciw obietnicy prezydenta Kennedy’ego, aby wysłać „olbrzymią rakietę o wysokości ponad 100 metrów, obiektu wielkości boiska do piłki nożnej, wykonanego z nowych stopów metali, z których niektóre nie zostały jeszcze wynalezione, zdolnych do wytrzymywania gorąca i naprężeń wielokrotnie wyższych niż te, którym kiedykolwiek poddano jakikolwiek materiał, dopasowanych do siebie z precyzją przekraczającą budowę najlepszego zegarka mechanicznego, unoszącą na pokładzie wszystko, co potrzebne do napędzania, kierowania, kontroli i komunikacji oraz wyżywienia i utrzymania przy życiu astronautów, w toku niepoprzedzonej testami misji na nieznane ciało niebieskie, aby następnie przywrócić ich bezpiecznie na Ziemię, wkraczając w atmosferę z prędkością przekraczającą 40 000 kilometrów na godzinę, wywołując temperatury tylko o połowę niższe, niż te panujące na powierzchni Słońca – niemal tak wysokie, jak te panujące dzisiaj – i zrobić to wszystko, i zrobić to porządnie, i zrobić to jako pierwsi, przed końcem tej dekady”. Gdybym dzisiaj usłyszał te słowa od jakiegoś przywódcy politycznego, pierwszy wdrapałbym się na pokład rakiety. W zamian muszę wysłuchiwać pustego zrzędzenia na temat „sprawiedliwości”, „ciężko pracujących rodzin” i tego, że „wszyscy jedziemy na tym samym wózku”. Chrzanić to, ja chcę lecieć na Marsa.

Borman: O, mój Boże!

Spójrz na ten widok tutaj.

Teraz widać Ziemię.

Och, jakie to piękne.

Anders: Hej, nie rób tego,

to nie było w planach.

Borman: (śmiech)

Masz kolorowy film, Jim?

Anders: Podaj mi szybko

tę rolkę kolorowego, OK?

Lovell: Jakie to wspaniałe!

Aby umieścić Apollo 8 w odpowiednim kontekście, zauważmy, że Apollo 7, pierwsza próba z udziałem ludzi w programie Apollo, w której brali udział Schirra, Eisele i Cunningham, miała miejsce w październiku 1968 roku. Apollo 8 miał być tylko grudniowym lotem testowym dla lądownika księżycowego, przeprowadzonym w oswojonym już środowisku orbity ziemskiej, jednak opóźnienia z realizacją programu sprawiły, że nie był on gotowy do lotu i perspektywy na dotrzymanie obietnicy Kennedy’ego wydawały się ponure. To nie był jednak XXI wiek. To były lata 60., a NASA zarządzali inżynierowie. Dyrektorem programu był George Low, weteran wojenny i inżynier aeronautyki, który znał ten pojazd kosmiczny do ostatniej śrubki i miał siłę ducha pozwalającą na podejmowanie trudnych decyzji. Dlaczego nie wysłać Apollo 8 bezpośrednio ku Księżycowi, bez lądownika księżycowego – zaproponował Low – pozwalając Apollo 9 na przetestowanie modułu księżycowego LEM na orbicie ziemskiej na początku 1969 roku, gdy tylko był dostępny, przecierając tym samym szlaki przed wylądowaniem na Księżycu jeszcze w tej samej dekadzie? Podobno niemal wszyscy inżynierowie w NASA wyrazili zgodę i tak się stało: zaledwie drugi załogowy lot w programie Apollo, rozpoczęty 21 grudnia z Centrum Kosmicznego im. J.F. Kennedy’ego, 10 tygodni po locie Apollo 7, miał za swój cel Księżyc. Członkowie załogi później powiedzieli, że sami oceniali swoje szanse sukcesu na około 50%.

Dokładnie 69 godzin, 8 minut i 16 sekund po wystrzeleniu rakiety z Ziemi, silniki modułu dowodzenia zostały odpalone, by pojazd zwolnił i został przechwycony przez pole grawitacyjne Księżyca, dzięki czemu Apollo 8 wszedł na jego orbitę. Trajektorię wyznaczono posługując się liczącymi niemal 300 lat równaniami Newtona. Był to spektakularny, w zasadzie niewiarygodny triumf inżynierii. Niecałe dziesięć lat po tym, jak Jurij Gagarin stał się pierwszym człowiekiem na orbicie ziemskiej, trzech astronautów pokonało drogę na Księżyc. Potężne i nieprzemijające z czasem dziedzictwo tej misji opiera się jednak głównie na dwóch bardzo „ludzkich” czynnościach ze strony załogi. Jedną z nich była słynna, poruszająca audycja świąteczna, która wówczas zgromadziła przed telewizorami największą liczbę widzów w historii, kiedy to oddaleni od Ziemi podróżnicy przeczytali pierwsze słowa Księgi Rodzaju: „Już za chwilę nastąpi wschód Słońca na Księżycu, a załoga Apollo 8 chciałaby przekazać tę wiadomość wszystkim ludziom na Ziemi” – rozpoczął Anders. „Na początku Bóg stworzył niebo i ziemię. Ziemia zaś była bezładem i pustkowiem: ciemność była nad powierzchnią bezmiaru wód”. Borman zakończył następującym zdaniem, wyraźnie wypowiedzianym przez samotnego człowieka 400 000 kilometrów od domu: „W imieniu załogi Apollo 8 życzymy Wam dobrej nocy, powodzenia, Wesołych Świąt – i niech Wam wszystkim Bóg błogosławi, wszystkim Wam na dobrej Ziemi”.

Najbardziej trwałym dziedzictwem tej misji jest jednak zdjęcie opisane w katalogu NASA numerem AS8-14-2383, wykonane przez Billa Andersa aparatem Hasselblad 500 EL przy przysłonie f/11 i czasie naświetlania 1/250 sekundy, na filmie Kodak Ektachrome. Inaczej mówiąc, jest to bardzo jasna fotografia. Znana jest również pod nazwą Earthrise – Wschód Ziemi. Gdy patrzy się na to zdjęcie pod takim kątem, że powierzchnia Księżyca jest na dole, Ziemia jest wtedy przechylona na bok; po lewej stronie jest Biegun Południowy, a równik biegnie od góry do dołu. Pomiędzy poskręcanymi chmurami widać niewiele lądu, jednak na tle czerni Kosmosu wyraźnie odznaczają się łososiowej barwy piaski pustyni Namib i Sahary. 368 lat i 10 miesięcy po tym, jak jeden człowiek – tu, na Ziemi – został spalony na stosie za marzenia o nieskończonej przestrzeni wypełnionej wieloma światami, delikatny półksiężyc unosi się nad martwym księżycowym krajobrazem – widziany w negatywie obraz sierpu Księżyca na przyjaznym ziemskim niebie. Jest to obcy widok: Ziemia z perspektywy planetarnej, już nie w pozycji centralnej, po prostu kolejny świat. Kiedy Kennedy określił misję Apollo jako wyprawę ku nieznanemu ciału niebieskiemu, miał na myśli Księżyc. My jednak odkryliśmy w jej trakcie Ziemię i, słowami T.S. Elliota, po raz pierwszy naprawdę ją poznaliśmy.

KU DRODZE MLECZNEJ

Prawa Newtona stanowią klucz pozwalający nam na zrozumienie naszego miejsca w lokalnym sąsiedztwie Kosmosu. W połączeniu z precyzyjnymi obserwacjami ruchu planet i ich księżyców, pozwalają na ustalenie rozmiaru i geometrii Układu Słonecznego, i wyznaczenie położenia tych ciał w dowolnym punkcie w przyszłości. Rozpoznanie natury i położenia gwiazd wymaga jednak kompletnie innej perspektywy, ponieważ na pierwszy rzut oka wydają się one być punktowe i nieporuszone. Obserwacja, że gwiazdy wydają się być nieruchome, jest istotna, jeśli się wie cokolwiek na temat paralaksy – czym mogli się pochwalić już starożytni. Paralaksa to naukowa nazwa dla powszechnie znanego zjawiska. Przytrzymaj wyprostowany palec przed swoją twarzą i zamykaj na zmianę oczy, nie poruszając przy tym palca. Palec będzie się zdawał przemieszczać względem odległych przedmiotów w tle, a im bardziej go zbliżyć do twarzy, tym bardziej zdaje się przesuwać. Nie jest to złudzenie optyczne. Jest to skutek oglądania zbliżonego obiektu z dwóch różnych punktów w przestrzeni, w tym wypadku odpowiadającym położeniu lewego i prawego oka. Zwykle nie zwracamy uwagi na to zjawisko, ponieważ mózg łączy sygnały pochodzące z obu oczu, tworząc pojedynczy obraz, choć dzięki istnieniu dwóch źródeł odczuwamy poczucie głębi – różnej odległości od nas poszczególnych przedmiotów. Arystoteles, powołując się na brak efektu paralaksy przy obserwowaniu gwiazd, argumentował, że Ziemia musi być nieruchoma i znajdować się w centrum Kosmosu, ponieważ gdyby się poruszała, to pobliskie gwiazdy zdawałyby się poruszać na tle tych bardziej odległych. Dwa tysiące lat później Tycho Brahe za pomocą podobnego argumentu próbował obalić tezy Kopernika. Ich logika była bezbłędna, ale wniosek niesłuszny: pobliskie gwiazdy bowiem faktycznie poruszają się na tle tych bardziej odległych w miarę ruchu Ziemi na orbicie wokół Słońca – a także w miarę tego, jak Słońce orbituje wokół środka Galaktyki. Trzeba jednak przyjrzeć się gwiazdom bardzo starannie, aby to dostrzec.

Pośród tysięcy gwiazd widocznych gołym okiem 61 Cygni jest jedną z najsłabszych. Nie jest przy tym całkowicie nieinteresująca: jest to układ podwójny dwóch pomarańczowych karłów typu K, nieznacznie mniejszych i chłodniejszych niż Słońce, letargicznie orbitujących siebie nawzajem z okresem około 700 lat. Pomimo względnie anonimowego charakteru tej pary na nocnym niebie, 61 Cygni okazała się mieć wielkie znaczenie historyczne. Źródłem tej sławy jest fakt, że ów ciemny układ gwiazdowy był pierwszym, którego odległość od Ziemi zmierzono za pomocą paralaksy.

 

Friedrich Bessel jest znany większości fizyków i matematyków dzięki swoim pracom nad klasą funkcji matematycznych, noszących dziś jego imię. Niemal każde zagadnienie fizyczne lub inżynierskie, w którym występuje geometria cylindryczna lub sferyczna w końcu wymaga zastosowania funkcji Bessela i najprawdopodobniej napotkasz dziś na swej drodze, zupełnie o tym nie wiedząc, jakiś sprzęt, w trakcie projektowania którego stosowano to narzędzie matematyczne. Bessel był jednak przede wszystkim astronomem; miał zaledwie 25 lat, gdy wyznaczono go na stanowisko dyrektora Obserwatorium w Królewcu. W 1838 roku Bessel zauważył, że 61 Cygni przesuwa się na nocnym niebie o ok. 1/3 sekundy kątowej w obrębie jednego roku. Nie jest to dużo – sekunda kątowa to 1/3600 jednego stopnia. Jest to jednak wystarczająco dużo, aby – po wykonaniu odrobiny działań trygonometrycznych – okazało się, że odległość z Ziemi do 61 Cygni to 10,3 roku świetlnego. Jest to wynik bardzo zbliżony do współczesnych pomiarów, wskazujących na odległość 11,41 ± 0,02 roku świetlnego. Paralaksa jest tak istotna w astronomii, że istnieje jednostka miar całkowicie na niej oparta; pozwala ona na wykonywanie szybkich obliczeń efektu paralaksy w głowie. Astronomowie posługują się jednostką odległości o nazwie parsek, od słów per arc-second, czyli „na sekundę kątową”. Jest to odległość gwiazdy od Słońca, jeśli jej kąt paralaksy to 1 sekunda kątowa. Jeden parsek to 3,26 roku świetlnego. Pomiar paralaksy dla 61 Cygni przez Bessela dał wynik 0,314 sekundy kątowej, co można szybko przeliczyć na około 10 lat świetlnych.


Nawet dziś paralaksa pozostaje najdokładniejszą metodą wyznaczania odległości do pobliskich gwiazd, ponieważ jest to bezpośrednia metoda, która opiera się wyłącznie na trygonometrii, a nie na jakichkolwiek założeniach czy modelach fizycznych. 19 grudnia 2013 roku teleskop kosmiczny Gaja został wyniesiony, na rakiecie Sojuz wystrzelonej z terytorium Gujany Francuskiej, na orbitę ziemską. Celem tej misji jest pomiar metodą paralaksy, w ciągu 5 lat, położeń i ruchów miliarda gwiazd naszej galaktyki. Dane te posłużą do stworzenia szczegółowej i dynamicznej trójwymiarowej mapy, co pozwoli z kolei na zbadanie historii Drogi Mlecznej, ponieważ prawa Newtona, zarządzające ruchami tych gwiazd ze względu na ich wzajemne oddziaływania grawitacyjne, pozwalają na przewidzenie nie tylko ich przyszłego, ale też przeszłego położenia. Będąc w posiadaniu precyzyjnych pomiarów położenia i prędkości 1 procenta gwiazd Drogi Mlecznej, będziemy w stanie zastanawiać się nad układem gwiazd miliony lub nawet miliardy lat temu. Pozwoli to astronomom na konstruowanie symulacji ewolucji naszej galaktyki, ujawniających historię jej zderzeń i połączeń z innymi galaktykami w ciągu ostatnich 13 miliardów lat, aż do początków Wszechświata. Newton i Bessel byliby tym zachwyceni.

Metoda paralaksy, gdy stosuje się ją w oparciu o dane z orbitalnych instrumentów obserwacyjnych, jest potężną techniką tworzenia mapy Galaktyki aż do odległości wielu tysięcy lat świetlnych. Poza naszą galaktyką odległości pomiędzy obiektami astronomicznymi stają się jednak zbyt wielkie, aby możliwe było wyznaczanie tych odległości metodą paralaksy. W połowie XIX wieku mogło się to jawić jako nieprzekraczalny problem, nauka nie postępuje jednak do przodu wyłącznie o oparciu o pomiary. Postęp w nauce dokonuje się często, co dobitnie ilustruje historia Newtona, na drodze współpracy pomiędzy teorią a obserwacjami. Powszechne prawo ciążenia Newtona to teoria; w fizyce pod tym pojęciem rozumie się zwykle model matematyczny, który można zastosować w celu wyjaśnienia lub przewidywania zachowania się pewnego obiektu w świecie przyrody. Jak mielibyśmy wyznaczyć masę jakiejś planety? Nie da się jej „zważyć” bezpośrednio, jednak dzięki prawom Newtona możemy ustalić bardzo dokładnie masę danej planety, jeśli tylko okrąża ją jakiś księżyc. Logika jest dość prosta – orbita księżyca musi mieć jakiś związek z grawitacją planety, ta zaś wiąże się z jej masą. Zależności te są zakodowane w prawach Newtona, staranna obserwacja orbity danego księżyca wokół wybranej planety pozwala więc na wyznaczenie masy tej planety. A oto i samo równanie, podane dla bardziej zainteresowanego matematyką czytelnika:

Mplanety + Mksiężyca = 4π2 a3/GP2,

gdzie a to (uśredniona po czasie) odległość pomiędzy planetą a księżycem, G to stała grawitacji, a P to okres orbitalny. (Równanie owo to w istocie trzecie prawo Keplera, wyprowadzone przez niego empirycznie w 1619 roku. Prawa Keplera można wywieść z praw grawitacji Newtona). Przy założeniu, że masa planety jest znacznie większa od masy księżyca, równanie to pozwala na wyznaczenie masy planety. W ten właśnie sposób fizyka teoretycznie, jeśli założy się odpowiedni model matematyczny badanego układu, pozwala na uzyskiwanie pomiarów na podstawie obserwacji. Aby więc ustalić odległość do obiektów zbyt oddalonych, aby było możliwe posługiwanie się paralaksą, należy odnaleźć teorię lub zależność matematyczną pozwalającą na pomiar czegoś – czegokolwiek – co ma związek z odległością. Pierwsza zależność tego typu, której odnalezienie otworzyło wrota do wszystkich innych metod pomiarów odległości, aż ku brzegom obserwowalnego Wszechświata, została odkryta pod koniec XIX wieku przez amerykańską astronom Henriettę Leavitt.

W POSZUKIWANIU PORZĄDKU W ŚWIETLE GWIAZD

Ziemia jest pokryta obiektami geograficznymi nazwanymi imionami złoczyńców, ponieważ historia należy do nauk bogatych i potężnych, a prawi ludzie rzadko dołączają do jednej z tych grup. W poszukiwaniu nazewnictwa o bardziej szlachetnym pochodzeniu trzeba spojrzeć dalej, ku miejscu, które umknęło uwadze ludzi próżnych. Takim miejscem jest ciemna strona Księżyca, ponieważ nikt jej nie widział, dopóki radziecki statek kosmiczny Łuna 3 nie wykonał jej fotografii w 1959 roku. Nie jest ona, nawiasem mówiąc, ciemna; jest jedynie skierowana zawsze w przeciwną do Ziemi stronę ze względu na efekt zwany rotacją synchroniczną, jednak otrzymuje tyle samo światła słonecznego, co świetnie nam znana, skierowana ku Ziemi strona Księżyca. Pierwszymi ludźmi, którzy ją ujrzeli na własne oczy, byli astronauci na pokładzie Apollo 8. Bill Anders opisał ją w następujący, pamiętny sposób, jako „pryzmę piasku, w której moje dzieciaki bawiły się przez jakiś czas. Cała przekopana, bez żadnej struktury, po prostu mnóstwo wybrzuszeń i dziur”. Przy braku gładkich „mórz” księżycowych, ciemna strona to olbrzymi obszar pokryty kraterami, z których wiele zostało nazwanych na cześć faktycznie zasługujących na ten honor naukowców. Jest tam oczywiście Giordano Bruno, ale też Pasteur, Hertz, Millikan, D’Alembert, Planck, Pauli, Van der Waals, Poincaré, Leibniz, Van der Graaf i Landau. Uhonorowano również Arthura Schustera, ojca-założyciela wydziału fizyki na Uniwersytecie w Manchesterze. Na południowej półkuli, w pobliżu równicy nazwanej Apollo, znajduje się 65-kilometrowej średnicy, częściowo zerodowany krater Leavitt.

Henrietta Swan Leavitt należała do „komputerów z Harvardu”, grupy kobiet wynajętych do pracy przy Obserwatorium Harvarda przez profesora Edwarda Charlesa Pickeringa. Pod koniec XIX wieku Uniwersytet Harvarda był w posiadaniu olbrzymiej ilości danych obserwacyjnych w postaci klisz fotograficznych, jednak zawodowi astronomowie nie mieli czasu ani zasobów, aby przedrzeć się przez to morze danych. Pickering wpadł na pomysł, aby zatrudnić kobiety, które dokonywały analiz zręcznie i bardzo tanio. Pierwszą rekrutką Pickeringa była szkocka astronom Williamina Fleming, którą zatrudnił po obwieszczeniu, że „nawet jego pokojówka” sprawiłaby się lepiej niż przepracowani faceci z obserwatorium. Fleming stała się ostatecznie szanowanym naukowcem i została honorowym członkiem Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego w Londynie; pośród jej wielu ważnych publikacji warto wspomnieć odkrycie mgławicy Koński Łeb w konstelacji Oriona. Na fali sukcesu tej polityki Pickering zaczął zatrudniać coraz więcej „komputerów” w ostatnich latach XIX wieku; Henrietta Leavitt dołączyła do grupy harvardzkiej w 1893 roku. Pickering przypisał ją do zespołu badającego gwiazdy zmienne, których jasność zmieniała się z okresowością dzienną, tygodniową lub miesięczną. W 1908 roku Leavitt opublikowała artykuł oparty na szeregu obserwacji gwiazd zmiennych w Małym Obłoku Magellana, o którym dziś wiemy już, że jest karłowatą galaktyką satelitarną wobec Drogi Mlecznej. Artykuł ten zawiera szczegółową listę położeń i okresów zmienności 1777 gwiazd zmiennych oraz, w końcowej części tekstu, krótką, lecz niezwykle istotną obserwację: „Warto zauważyć, że gwiazdy zmienne w Tabeli VI o większej jasności mają też dłuższe okresy. Jest też widoczne, że te o najdłuższych okresach wydają się być równie regularnie zmienne, co te, u których okres zmienności to dzień lub dwa”.

Historia astronomii to historia

przesuwających się horyzontów.

Edwin Hubble

Odkrycie to natychmiast przyciągnęło uwagę Pickeringa. Miał ku temu dobry powód. Jeśli znany jest własny („absolutny”) poziom jasności gwiazdy, obliczenie odległości do niej jest kwestią prostej arytmetyki. Mówiąc prostym językiem, im dalej położony jest obiekt, tym wydaje się być ciemniejszy! Leavitt i Pickering opublikowali wyniki bardziej szczegółowych analiz w 1912 roku – zaproponowali tam prostą zależność matematyczną pomiędzy okresem a jasnością absolutną 25 gwiazd zmiennych. Określa się ją jako zależność jasność (absolutna)-okres (pulsacji) (ang. period-luminosity relation). Do wykalibrowania tej zależności potrzebne było tylko wyznaczenie metodą paralaksy faktycznej odległości do jednej z gwiazd zmiennych obserwowanych przez Leavitt. Gdyby udało się to zrobić, można by obliczyć odległość do Małego Obłoku Magellana. W 1913 roku duński astronom Ejnar Hertzsprung, dokonując obserwacji astronomicznej o spektakularnym poziomie dokładności, zdołał zmierzyć – metodą paralaksy – odległość do powszechnie znanej gwiazdy zmiennej Delta Cephei. Ma ona okres zmienności równy 5,366341 dni i znajduje się 890 lat świetlnych od Ziemi wedle dzisiejszych pomiarów z Teleskopu Kosmicznego Hubble’a. Ze względu na ich historyczne znaczenie – były to pierwsze gwiazdy zmienne obserwowane przez Leavitt, do których wyznaczono odległość – są one obecnie określane jako „gwiazdy typu Delta Cephei” lub po prostu „cefeidy”. Z trudnego do zrozumienia powodu, mimo że Hertzsprung poprawnie wyznaczył kąt paralaksy i poprawnie oszacował odległość do Delta Cephei, w opublikowanym przez niego artykule odległość do Małego Obłoku Magellana została wyznaczona na 3000 lat świetlnych, co oznacza olbrzymi poziom błędu. Dziś odległość tę szacuje się na 170 000 lat świetlnych. Niektórzy spekulują, że Hertzsprung dopuścił się w swym artykule prostego błędu typograficznego i z jakiegoś powodu nie zdołał go zidentyfikować i poprawić. Tak czy inaczej sama technika została uznana i dwa lata później Harlow Shapley opublikował pierwszy z serii artykułów, w których metoda ta była sukcesywnie dokonalona, pozwalając na pierwsze pomiary wielkości i kształtu Drogi Mlecznej. Shapley uznał, że nasza galaktyka ma kształt płaskiego dysku zbudowanego z gwiazd, o średnicy około 300 000 lat świetlnych, zaś Słońce położone jest ok. 50 000 lat świetlnych od centrum Galaktyki. Jest to z grubsza poprawne oszacowanie – Droga Mleczna ma ok. 100 000 lat świetlnych średnicy, a Słońce leży ok. 25 000 lat świetlnych od jej centrum. Był to ważny moment w historii astronomii, ponieważ po raz pierwszy Układ Słoneczny został odsunięty, na drodze pomiarów ilościowych, z centralnego położenia w Kosmosie. Rzecz jasna niewielu – jeśli jacyś w ogóle – astronomów twierdziłoby coś przeciwnego na początku XX wieku, jednak nauka jako proces opiera się na pomiarach, a nie na opiniach. Tak rozpoczęła się podróż ku nieistotności.

Inne książki tego autora