Nasz Wszechświat

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

Żyjemy w erze nieznanych wcześniej możliwości technicznych, zarówno jeśli chodzi o teleskopy, jak i komputery, możemy więc mieć nadzieję, że jeszcze za naszego życia dokona się istotny postęp na drodze do rozwiązania wielu spośród wielkich zagadek astronomii. Być może odkryjemy planety ze śladami życia, dowiemy się, z czego zbudowana jest niewidoczna część Wszechświata i w jaki sposób kosmos zaczął się rozszerzać. Możemy też odkryć coś zupełnie nieoczekiwanego, co po raz kolejny zupełnie zmieni dzieje astronomii.

Rozdział 1

NASZE MIEJSCE W KOSMOSIE

Tu na Ziemi potrafimy określić swoje położenie w budynku, na ulicy, w małej miejscowości i dużym mieście, kraju, na kontynencie czy na półkuli. Jesteśmy oczywiście również częścią czegoś większego i możemy poszerzać swój horyzont, aby zrozumieć, jak wpisujemy się w ten znacznie większy kontekst, którym jest nasz Wszechświat. W tym rozdziale pójdziemy jeszcze dalej, aż do osiągnięcia fizycznych granic tego, co możemy zobaczyć, i przekonamy się, że Ziemia jest tylko jednym z wielu miejsc we Wszechświecie, gdzie mogło się zacząć życie takie jak nasze.

Nasza planeta obraca się wokół osi raz na dzień i jednocześnie okrąża Słońce w ciągu jednego roku. Jej biegun północny jest nachylony pod pewnym kątem, tak że w trakcie pory roku, którą nazywamy latem, promienie Słońca padają na powierzchnię północnej półkuli bardziej na wprost. W tym okresie promienie Słońca silniej ogrzewają powierzchnię Ziemi na półkuli północnej niż na południowej i światło słoneczne jest na północy bardziej intensywne. Pół roku później przychodzi kolej na półkulę południową i to ona kieruje się ku Słońcu, natomiast półkula północna odwraca się od naszej gwiazdy i pogrąża w ciemnościach.

Średnica Ziemi wynosi około 13 000 kilometrów. Wartość tę wyznaczył po raz pierwszy ponad dwa tysiące lat temu grecki uczony Eratostenes, który działał w starożytnym Egipcie. Ziemia jest okrągła jak pomarańcza, zatem długość cienia człowieka zależy od tego, jak daleko na północ lub południe się on znajduje. Eratostenes zauważył, że w dniu przesilenia letniego w mieście Syene (dzisiejszy Asuan) Słońce znajduje się na niebie w południe dokładnie nad głową, udał się więc do Aleksandrii, miasta położonego w znanej odległości około tysiąca kilometrów na północ od Syene, aby zmierzyć tam długość cienia w południe w tym szczególnym dniu roku. Znając odległość między tymi dwoma miastami oraz wysokość przedmiotu rzucającego cień, możemy wyrazić długość jego cienia w Aleksandrii w zależności od rozmiaru Ziemi. Mniejsza planeta zakrzywiałaby się silniej pomiędzy oboma miastami, wydłużając cień. To proste rozumowanie pozwoliło Eratostenesowi wyznaczyć rozmiar Ziemi z dokładnością do 10 procent rzeczywistej wartości, co było jak na tamte czasy niezwykłym osiągnięciem.

Najbliższym sąsiadem Ziemi w kosmosie jest Księżyc. Okrąża nas co miesiąc na tyle blisko, by przyciągać do siebie ziemskie oceany, wywołując pływy morskie, zazwyczaj dwa razy podczas jednego obrotu Ziemi. Księżyc jest od nas oddalony tylko o jakieś 380 000 kilometrów, a więc znajduje się znacznie bliżej niż jakakolwiek planeta Układu Słonecznego. Jeśli wyobrazimy sobie Ziemię skurczoną do rozmiaru piłki koszykowej, to Księżyc miałby wielkość pomarańczy i okrążałby Ziemię po mniej więcej kołowej orbicie, która zmieściłaby się w sam raz na boisku do koszykówki. Tak się składa, że ma on akurat takie rozmiary i znajduje się w takiej odległości, że gdy przechodzi dokładnie między nami a Słońcem, może na krótką chwilę przesłonić całe światło naszej gwiazdy, powodując niesamowite zjawisko zaćmienia. Jest to niezwykły zbieg okoliczności, ponieważ Księżyc jest około 400 razy mniejszy od Słońca, ale jednocześnie znajduje się 400 razy bliżej, zatem oba obiekty mają na niebie podobne rozmiary. Do zaćmień dochodzi jednak rzadko, ponieważ tor Księżyca wokół Ziemi nie leży w tej samej płaszczyźnie co trajektoria Ziemi wokół Słońca. Gdyby tak było, moglibyśmy obserwować zaćmienia Słońca co miesiąc.


Ryc. 1.1. Człowiek rzuca dłuższy cień na mniejszej, bardziej zakrzywionej planecie. Ponad dwa tysiące lat temu Eratostenes wykorzystał tę prawidłowość do wyznaczenia rozmiaru Ziemi.

Księżyc znajduje się tak blisko, że ludzie byli w stanie tam dotrzeć, chociaż nie w ostatnim półwieczu. Tylko 24 osoby odbyły tę podróż na legendarnych statkach Apollo i tylko połowa z nich postawiła stopę na powierzchni naszego satelity. Spacer po Księżycu musi być zupełnie innym doświadczeniem niż przechadzka po Ziemi. Księżyc jest tak mały, że jego przyciąganie grawitacyjne jest sześć razy słabsze niż na Ziemi, zatem bez obciążenia skafandrem kosmicznym moglibyśmy pewnie bez trudu przeskoczyć inną osobę. Na archiwalnych filmach z lądowań na Księżycu możemy zobaczyć, że astronauci misji Apollo, mimo sporego obciążenia, swobodnie skaczą po powierzchni Srebrnego Globu.

Druga strona Księżyca pozostaje na zawsze ukryta przed naszym wzrokiem. W trakcie wykonywania pełnego okrążenia orbity okołoziemskiej w ciągu miesiąca Księżyc jednocześnie wykonuje pełny obrót wokół swojej osi i w związku z tym przez cały czas jest zwrócony ku nam tą samą stroną. Jest to więc sytuacja zupełnie inna niż w przypadku Ziemi, która wykonuje pełny obrót wokół osi każdego dnia w ciągu swej rocznej podróży wokół Słońca. Księżyc narodził się około pięciu miliardów lat temu, ma więc niemal tyle samo lat co Ziemia. Zgodnie z najbardziej popularną teorią nasz naturalny satelita powstał ze skalistych odłamków pozostałych po gwałtownym zderzeniu nowo powstałej Ziemi z innym obiektem o rozmiarach planety. Astronomowie nie mają pewności, czy coś takiego rzeczywiście się zdarzyło, ale jeśli tak było, to Księżyc musiał się na początku znajdować dużo bliżej Ziemi, niż jest obecnie, a zatem musiał się wydawać dużo większy na niebie niż teraz. Przez pierwsze kilka milionów lat swojego życia młody Księżyc obracał się bardzo szybko, okrążając Ziemię, ukazując jej raz jedną, raz drugą stronę.


Ryc. 1.2. Gdy Księżyc okrąża Ziemię, Słońce oświetla jego połowę. W zależności od jego położenia widzimy większą lub mniejszą część tej oświetlonej połowy.

Pływy, które Księżyc wytwarza w trakcie okrążania Ziemi, powstają na skutek tego, że siła grawitacyjna Księżyca działająca na oceany położone bliżej niego jest większa niż siła, która działa na środek naszej planety. Powoduje to podniesienie się poziomu wody po stronie bliższej Księżyca. To samo dzieje się z oceanami położonymi najdalej, po przeciwnej stronie Ziemi, ponieważ przyciągane są przez Księżyc słabiej niż środek Ziemi. W większości miejsc przyczynia się to do powstania dwóch przypływów w trakcie jednego obrotu Ziemi. I chociaż na Srebrnym Globie nie ma oceanów, grawitacja Ziemi ma podobny wpływ na Księżyc, powodując jego nieznaczne wydłużenie w kierunku ku Ziemi. Gdy wkrótce po swoich narodzinach Księżyc obracał się szybciej, przyciąganie grawitacyjne Ziemi starało się utrzymać to wydłużenie Księżyca w położeniu zwróconym ku Ziemi, co przez miliony lat spowalniało jego obrót, aż do ustawienia go w pozycji skierowanej jedną stroną ku nam, tak iż druga strona przestała być widoczna.

Przyciąganie grawitacyjne Księżyca oddziałuje w podobny sposób na tempo obrotu Ziemi, stopniowo je zmniejszając i wydłużając dobę o mniej więcej piętnaście sekund na każdy milion lat. W czasach młodości Ziemi dni trwały na niej tylko kilka godzin, a w odległej przyszłości prędkość jej obrotu może zmniejszyć się na tyle, że nasza planeta będzie zwrócona do Księżyca cały czas tą samą stroną. Ponadto, ponieważ Ziemia obraca się wokół osi szybciej, niż Księżyc obiega Ziemię, wybrzuszenia pływowe na Ziemi wyprzedzają nieco Księżyc. To przyspiesza ruch naszego satelity i powoduje jego stopniowe przesuwanie się na dalszą orbitę: każdego roku oddala się on od nas o kilka centymetrów.

Księżyc świeci na niebie tak jasno, że łatwo możemy zapomnieć, iż sam nie emituje żadnego światła widzialnego. Oświetla go Słońce, ale w danym momencie rozjaśnia tylko jedną jego połowę. Ta oświetlona strona nie zawsze jest tą samą, którą widzimy z Ziemi. Gdy Księżyc znajduje się po przeciwnej stronie Ziemi niż Słońce, jest w pełni, czyli jego tarcza jest całkowicie oświetlona. W pozostałym czasie jego miesięcznej podróży wokół Ziemi widzimy tylko część oświetlonej połowy, a potem na krótki czas przestaje być w ogóle widoczny.

Tak bardzo przyzwyczailiśmy się do tego, że mamy tylko jeden Księżyc, iż wydaje nam się to całkowicie normalne. Jednak nawet w Układzie Słonecznym wcale nie jest to regułą. Zarówno Jowisz, jak i Saturn mają ponad sześćdziesiąt księżyców. Mars, nasz sąsiad po zewnętrznej stronie, ma dwa księżyce, natomiast planety wewnętrzne, Wenus i Merkury, nie mają ich wcale. Obecność naszego jedynego satelity przyczyniła się do ukształtowania życia, jakie znamy. Bez Księżyca nie byłoby pływów morskich, nasze dni byłyby dużo krótsze, a regularne pory roku miałyby bardziej zmienny przebieg. Dzieje się tak dlatego, że przyciąganie Księżyca utrzymuje stałe nachylenie osi obrotu Ziemi wokół Słońca. W odległej przyszłości, gdy Księżyc znajdzie się dużo dalej od nas, nasza planeta będzie się bardziej kołysać, przechylając się w nieprzewidywalny sposób w trakcie swojej podróży wokół Słońca.

Oddalając się nieco bardziej w kosmos od pary Ziemia–Księżyc, dochodzimy do Układu Słonecznego jako całości, luźno zdefiniowanego zbioru obiektów rozłożonych koncentrycznie wokół naszej gwiazdy, Słońca. Słońce jest nam oczywiście doskonale znane, podobnie większość ludzi zna krążące wokół niego planety, przynajmniej z nazwy. Znajdziemy tu również skaliste planetoidy, komety, planety karłowate i niezliczone śmieci kosmiczne przyciągane przez Słońce i krążące wokół niego.

 

Mimo to Układ Słoneczny jest zadziwiająco pusty. Trudno to sobie uświadomić, ponieważ ilustracje książkowe nie pozwalają nam pokazać właściwej skali. Przydatnym sposobem uzmysłowienia sobie tych rozmiarów jest wyobrażenie sobie, że zmniejszamy Ziemię do wielkości małego ziarnka pieprzu o średnicy kilku milimetrów. Przy tak małej Ziemi Słońce staje się piłką do koszykówki o rozmiarach sto razy większych. Jeśli teraz odłożymy piłkę-Słońce i spróbujemy ustalić, gdzie powinna się znaleźć Ziemia, to moglibyśmy się spodziewać, że musi być dość blisko. Jednak aby dotrzeć do ziarnka-Ziemi, musielibyśmy przejść dwadzieścia sześć dużych kroków, czyli pełną długość kortu tenisowego. Między rzeczywistą Ziemią a Słońcem znajdują się tylko dwie małe planety, Wenus i Merkury. W tym modelu Merkury leżałby dziesięć kroków od Słońca, a Wenus o rozmiarze ziarnka pieprzu w odległości dziewiętnastu kroków.

Dotarcie do naszych zewnętrznych planetarnych sąsiadów wymagałoby już dłuższej pieszej wyprawy. Mars, o rozmiarze połowy ziarnka pieprzu, jak Merkury, znalazłby się czternaście kroków od Ziemi. Największą planetę, Jowisza, wielkości dużego winogrona, musielibyśmy umieścić jeszcze niemal sto kroków dalej. Jowisz znajduje się pięć razy dalej od Słońca niż Ziemia, czyli pięć kortów tenisowych ułożonych jeden za drugim. Jeszcze sto kroków dalej, a więc dziesięć razy dalej od Słońca niż Ziemia, leżałby Saturn, wielkości żołędzia. Uran i Neptun z kolei są odpowiednio dwadzieścia i trzydzieści razy dalej od Słońca niż Ziemia. Niewielki Neptun, podobnie jak Uran o rozmiarach rodzynka, znajduje się teraz prawie 800 metrów od piłki-Słońca, czyli w odległości dziesięciominutowego spaceru. Wszystkie te planety zmieściłyby nam się w jednej dłoni; pozostała część Układu Słonecznego jest niemal zupełnie pusta.

Łatwo sobie wyobrazić wszystkie planety ustawione równo w jednej linii: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, ale oczywiście w rzeczywistości tak nie jest. W każdej chwili znajdują się one w innym położeniu na swojej drodze wokół Słońca. Podróżują również z różnymi prędkościami, a ich lata – czyli okresy obiegu orbity – są tym dłuższe, im dalej od Słońca się znajdują. Rok na Merkurym trwa tylko trzy nasze ziemskie miesiące; na Saturnie jest niemal trzydzieści razy dłuższy od roku ziemskiego. Na obrzeżach Układu Słonecznego urodziny obchodzilibyśmy bardzo rzadko.


Ryc. 1.3. Rozmiar Ziemi w porównaniu ze Słońcem.

Położenie planet na nocnym niebie ulega ciągłej zmianie, w miarę jak odbywają swoją podróż wokół Słońca. Gołym okiem możemy zobaczyć pięć z nich: Merkurego, Wenus, Marsa, Jowisza i Saturna. Uran i Neptun znajdują się dalej i po prostu zbyt słabo świecą. Każdej nocy te pięć planet zajmuje nowe miejsce na tle gwiazd. Czasami pojawiają się zaskakująco blisko siebie, ale wynika to tylko z naszego punktu widzenia. Jowisz znajduje się dużo dalej od nas niż Mars, nawet wtedy, gdy obie planety widzimy tuż obok siebie na nocnym niebie. Ponieważ planety poruszają się z różnymi prędkościami, czasem zdarza się, że tuż przed świtem lub zaraz po zachodzie Słońca możemy dostrzec równocześnie planety wewnętrzne i zewnętrzne. Bardzo rzadko jednak dochodzi do takiego ich ustawienia, że możemy podziwiać na niebie całą piątkę.

Planety nie tylko inaczej poruszają się po niebie niż gwiazdy, lecz także różnią się od nich migotaniem światła. Średnio rzecz biorąc, planety migoczą dużo słabiej niż gwiazdy. Mruganie to spowodowane jest ruchem światła gwiazdy lub planety pod wpływem różnic temperatury powietrza w ziemskiej atmosferze. Promienie świetlne ulegają refrakcji, czyli załamaniu na cząsteczkach powietrza znajdujących się na ich drodze, i zdaje się, że gwiazda wykonuje niewielkie ruchy. Ten pozorny ruch widzimy jako migotanie. Światło planety porusza się w ten sam sposób, ale ponieważ planety znajdują się znacznie bliżej nas, na niebie sprawiają wrażenie znacznie większych. Światło pochodzące z różnych części powierzchni planety zakrzywia się w nieco innym kierunku, co zmniejsza efekt migotania.

Znajomość rozmiarów Układu Słonecznego wydaje nam się czymś oczywistym, ale wyznaczenie odległości Ziemi od Słońca oraz odległości do pozostałych planet wymagało wielu lat wytężonych badań i wykonania obserwacji planet w czasie ich nietypowego ustawienia. Pierwsze przekonujące pomiary przeprowadzono podczas dwóch tranzytów Wenus w latach 1761 i 1769, kiedy to planeta przeszła między Ziemią a Słońcem. Jest to fascynująca historia, pełna mrożących krew w żyłach przygód. Przeprowadzenie tych badań było możliwe dzięki międzynarodowej współpracy naukowej, która wiele zawdzięcza proroczej wizji Edmunda Halleya, astronoma z Uniwersytetu Oksfordzkiego, najbardziej znanego wszystkim jako odkrywca słynnej komety.

Tranzyty Wenus są zjawiskami rzadkimi. Zachodzą nieco rzadziej niż dwa razy na stulecie, ponieważ Wenus i Ziemia nie obiegają Słońca w tej samej płaszczyźnie. Przez większość lat Wenus przemieszcza się między Ziemią a Słońcem, ale nie przecina dokładnie łączącej je linii. Pierwszy tranzyty przewidział astronom Johannes Kepler, wyliczając, że zarówno Merkury, jak i Wenus powinny przejść przed tarczą Słońca w 1631 roku. Jego przewidywania potwierdziły się, jednak Kepler zmarł w 1630 roku i nie miał możliwości sam się o tym przekonać. W kolejnych latach brytyjski astronom Jeremiah Horrocks stwierdził, że tranzyty Wenus powinny występować parami, w odstępach ośmiu lat. Niewiele brakowało, a spóźniłby się z tym odkryciem, ponieważ ukończył obliczenia zaledwie na miesiąc przed drugim tranzytem, który miał nastąpić w roku 1639. Na szczęście zdążył i uzbrojony w to przewidywanie z powodzeniem zaobserwował Wenus przechodzącą przed tarczą Słońca ze swojego domu w Lancashire.

W 1677 roku Edmund Halley wyruszył w podróż na Wyspę Świętej Heleny na Atlantyku, aby sporządzić mapy gwiazd widocznych tylko z półkuli południowej, i będąc tam, miał okazję zobaczyć tranzyt Merkurego. Zainspirowany tą obserwacją uświadomił sobie, że tranzyt Wenus jest kluczem do wyznaczenia rozmiaru Układu Słonecznego. Jego metoda wykorzystuje zjawisko paralaksy, które łatwo można zrozumieć, ponieważ da się je wykorzystać również do zmierzenia długości swojego ramienia. Aby to zrobić, musimy wyciągnąć przed siebie rękę z uniesionym palcem wskazującym, zamknąć jedno oko i zapamiętać, gdzie znajdzie się nasz palec względem przeciwległej ściany lub innego tła. Gdy następnie spojrzymy drugim okiem, zobaczymy, że palec jakby przesunął się w bok. Przesunięcie to nazywamy paralaksą i możemy je wykorzystać do wyliczenia, jak daleko nasz palec znajduje się od oka, bez wykonywania bezpośredniego pomiaru długości ramienia.


Ryc. 1.4. Czas, jakiego potrzebuje Wenus na przejście przed tarczą Słońca, zależy od miejsca, z którego prowadzimy obserwacje na Ziemi. Im większa jest ta wartość, tym mniejsza odległość Wenus od Ziemi.

Zauważmy, że gdy trzymamy palec bliżej oka albo gdy mamy krótkie ramię, wydaje się, iż palec przesuwa się w bok na większą odległość. Prawidłowość jest taka, że im krótsze mamy ramię, tym bardziej palec się przesuwa. Wygodnie jest mierzyć wielkość tego ruchu, podając kąt, o który się on przesunął. Gdy obracamy się jeden raz dookoła, nasz palec zakreśla kąt 360 stopni. Zauważmy, że kiedy zamykamy na przemian oczy, przesuwa się on o szerokość kilku palców. Na przykład palec lub kciuk trzymany na odległość ramienia obejmuje kąt około 2 stopni.

Znając odległość między naszymi oczami, która może wynosić kilka centymetrów, możemy obliczyć dokładną długość ramienia. Wykorzystujemy w tym celu własności trójkąta. Jeśli znamy długość jednego boku trójkąta prostokątnego oraz rozmiar jednego kąta, możemy wyliczyć długość pozostałych boków. W tym przypadku mamy dwa trójkąty prostokątne, połączone ze sobą bokami. Każdy z nich ma krótki bok o długości, powiedzmy, 4 centymetrów (między okiem a grzbietem nosa). Kąt zmierzony podczas obserwacji palca jednym i drugim okiem jest równy dwukrotności kąta przy odległym wierzchołku trójkąta prostokątnego. Zatem jeśli palec przesuwa się o 8 stopni, możemy obliczyć, że długość naszego ramienia wynosi prawie 60 centymetrów.

Ta metoda ma oczywiście niewielkie znaczenie praktyczne, ponieważ istnieją łatwiejsze sposoby pomiaru długości ramienia. Jednak w ten sam sposób możemy zmierzyć odległość Ziemi od Wenus, a to jest już bardzo cenne. Aby wykorzystać do tego paralaksę, musimy zamienić nasze oczy na dwa miejsca na północnej i południowej półkuli Ziemi, położone jak najdalej od siebie. Nasz palec to planeta Wenus, której odległość próbujemy wyznaczyć, a tłem umożliwiającym zmierzenie kąta jest Słońce. Jak w przypadku wielu innych pomiarów w kosmosie, trójkąty są tu olbrzymie, a ich krótkie boki to połowy odległości między punktami obserwacji na Ziemi.

Odpowiednikiem zamknięcia jednego oka jest obserwowanie Wenus przechodzącej przed tarczą Słońca z północnej półkuli i zapisanie jej położenia. Następnie zamykamy drugie oko, patrząc na Wenus z półkuli południowej, i ponownie notujemy, gdzie się pojawia na tle Słońca. Tak jak w przypadku naszego palca, im bardziej Wenus przemieszcza się na tle Słońca, tym bliżej Ziemi się znajduje. Aby wyznaczyć jej odległość, wystarczy znać odległość między obydwoma obserwatorami na Ziemi.

Pojawia się tu jednak pewna trudność. Powierzchnia Słońca jest dość jednorodna, w XVIII wieku więc trudno było dokładnie oszacować położenie Wenus widziane z różnych miejsc na Ziemi. Halley zaproponował eleganckie rozwiązanie tego problemu, uświadamiając sobie, że nie tylko położenie Wenus, lecz także czas jej przejścia przed tarczą Słońca zmienia się w zależności od punktu obserwacji. Dwie trajektorie przez kołową tarczę Słońca muszą różnić się długością. Im większa różnica w długości lub czasie przejścia, tym większa byłaby zmiana położenia Wenus na tle Słońca i tym mniejsza odległość musi dzielić ją od Ziemi.

Pomiar ten pozwoliłby nam wyznaczyć odległość do Wenus, a stąd już tylko niewielki krok do wyznaczenia odległości do Słońca i innych planet. Johannes Kepler odkrył prawidłowość łączącą czas obiegu orbity przez planetę z jej odległością od Słońca, z której wynika, że bardziej odległe planety potrzebują na pokonanie orbity dłuższego czasu. Astronomowie od dawna znali długość roku na Wenus dzięki obserwacjom zmian jej położenia na nocnym niebie. Znając długość roku zarówno na Wenus, jak i na Ziemi oraz odległość od Ziemi do Wenus, możemy wyznaczyć rozmiary całego Układu Słonecznego.

Halley odkrył, jak można to zrobić, wiedział jednak, że nie dożyje 1761 roku, aby samodzielnie zaobserwować następny tranzyt Wenus. Niezrażony tą perspektywą pozostawił pełne natchnienia instrukcje dla kolejnych pokoleń astronomów, namawiając ich, by wybrali się na pomiar tranzytów:

Zachęcam więc ponownie tych zainteresowanych astronomów, którzy (już po mojej śmierci) będą mogli obserwować te zjawiska, aby pamiętali o mojej radzie i przyłożyli się z całych sił do wykonania tej obserwacji; a sam szczerze życzę im jak największego sukcesu (Edmund Halley, 1716).

Pozostawiona przez Halleya instrukcja okazała się skuteczna. Niemal dwie dekady po jego śmierci astronomowie z całego świata połączyli siły, aby zmierzyć tranzyty. Przyczynił się do tego francuski astronom Joseph-Nicolas Delisle, który usilnie namawiał międzynarodową społeczność uczonych do skoordynowania działań. Wenus potrzebuje kilku godzin na przejście przed tarczą Słońca, a różnica czasu przejścia między odległymi od siebie miejscami wynosi zaledwie kilka minut. Aby dokładnie wykonać ten pomiar, astronomowie musieliby nie tylko udać się w odległe miejsca na obu półkulach Ziemi, lecz także dokładnie zmierzyć czas trwania tranzytu, swoją długość i szerokość geograficzną oraz trafić na dobre warunki pogodowe. Nie było to zadanie dla jednego obserwatora. Delisle’owi udało się zainspirować setki badaczy z Wielkiej Brytanii, Francji, Szwecji, Niemiec, Rosji i Ameryki do wzięcia udziału w tym wyjątkowym, zorganizowanym przedsięwzięciu, które miało się okazać pierwszym przykładem współdziałania światowej społeczności astronomów.

Jeszcze przed tranzytem Delisle zauważył pewną wadę metody Halleya polegającą na tym, że konieczne było przeprowadzenie obserwacji całego tranzytu. Było to możliwe tylko na wycinku Ziemi, który jest zwrócony ku Słońcu przez pełne siedem godzin trwania zjawiska, i wymagało dobrej pogody przez cały czas obserwacji. Zaproponował więc alternatywną metodę polegającą na tym, by zamiast obserwować cały tranzyt z różnych miejsc na północnej i południowej półkuli, rejestrować tylko początek lub koniec zjawiska, o ile udałoby się dokładnie zmierzyć ich czas w różnych punktach kuli ziemskiej. Grupy obserwatorów na wschodzie zobaczyłyby początek tranzytu Wenus wcześniej niż te na zachodzie. Z większej różnicy czasu między różnymi obserwatorami wynikałaby mniejsza odległość do Wenus, tak jak w przypadku gdyby pokonała ona dłuższą drogę na tle Słońca. Używając metody Halleya, astronomowie musieliby dokładnie zmierzyć czas trwania tranzytu. Dzięki sposobowi Delisle’a zaś wystarczyło, by zapisali precyzyjnie czas rozpoczęcia lub zakończenia zjawiska. Żaden z tych pomiarów nie był łatwy do przeprowadzenia w tamtych czasach i wymagał ostrożnego przetransportowania w odległe miejsca nie tylko teleskopów, lecz także zegarów z wahadłem.

 

Przygotowując się do tranzytu w 1761 roku, grupy astronomów wybrały się w egzotyczną podróż na pomiar do Afryki Południowej, na Madagaskar, Wyspę Świętej Heleny, Syberię, Nową Fundlandię i do Indii. Wiele napisano już o tych fascynujących i pełnych wyzwań podróżach. Niektórzy uczeni podróżowali miesiącami tylko po to, by zobaczyć Wenus schowaną za chmurami, a wielu zatrzymała wojna siedmioletnia, która rozpoczęła się w 1756 roku. Najdokładniejsze pomiary na półkuli południowej wykonali na Przylądku Dobrej Nadziei brytyjscy astronomowie Charles Mason i Jeremiah Dixon, wysłani przez Towarzystwo Królewskie na Sumatrę, musieli jednak zmienić plany po ataku na ich statek. Dzięki temu sukcesowi trafili później do Stanów Zjednoczonych, gdzie otrzymali zadanie wytyczenia granicy pomiędzy angielskimi koloniami w Ameryce Północnej. Wyznaczona przez nich granica stała się powszechnie znana jako linia Masona–Dixona i właśnie z tego osiągnięcia obaj uczeni są najbardziej znani.

Wiele spośród pomiarów wykonanych w 1761 roku było mniej dokładnych, niż zakładano, a w niektórych przypadkach w ogóle nie udało się ich wykonać z powodu złej pogody. Po powrocie do domu astronomowie połączyli ze sobą uzyskane wyniki, aby wyznaczyć odległość Ziemi od Słońca, i otrzymali wartość między 124 a 160 milionów kilometrów. Na szczęście mieli jeszcze do dyspozycji kolejny tranzyt w 1769 roku. Mogli więc ulepszyć swoje metody i jeszcze raz spróbować szczęścia z pogodą, chociaż sam Delisle nie dożył już tej drugiej próby. Tym razem wysłano na Tahiti brytyjskiego podróżnika Jamesa Cooka, zorganizowano również ekspedycje do Zatoki Hudsona w Kanadzie, do Norwegii, Kalifornii Dolnej i na Haiti. Wiele z tych grup przeprowadziło udane pomiary i łącząc ze sobą wszystkie zmierzone wartości, astronomowie otrzymali odległość Ziemi od Słońca wynoszącą prawie 151 milionów kilometrów, tym razem z zakresem niepewności wynoszącym tylko około 3 milionów kilometrów. Okazuje się, że uzyskali bardzo dobry wynik: dzisiejsze dokładne pomiary dają bowiem wartość wynoszącą niespełna 150 milionów kilometrów.

Duża część tej historii doskonale obrazuje sposób uprawiania astronomii dzisiaj, ponad dwieście lat później – nadal musimy starannie opracować metodę wykonania trudnego pomiaru, szukać różnych sposobów jego przeprowadzenia, planować nasze działania na wiele lat naprzód i udać się do często nieprzyjaznych i trudno dostępnych miejsc, aby otrzymać najlepszy możliwy wynik. W przypadku obserwacji tranzytu Wenus bardzo ważnym elementem sukcesu było zwrócenie się do rządów poszczególnych państw o sfinansowanie zakupu sprzętu, wynagrodzeń i kosztów podróży, koordynacja prac wszystkich grup na poziomie krajowym i międzynarodowym oraz zebranie razem wyników różnych grup. Wszystko to nadal robimy w astronomii. I tak jak dzisiaj, grupy z poszczególnych krajów cieszyły się, że mogą pracować na wspólny sukces, ale najbardziej chciały same wykonać najlepszy pomiar. Jako uczeni często ze sobą rywalizujemy, ale też współpracujemy, starając się dokonać nowych odkryć.

Odległość Ziemi od Słońca, wynosząca 150 milionów kilometrów, jest nieco niewygodna w użyciu, gdy mamy do czynienia z tyloma zerami. Aby uprościć sytuację podczas pomiarów olbrzymich odległości w kosmosie, astronomowie używają dużo większych jednostek. Jedną z nich jest jednostka astronomiczna, zdefiniowana właśnie jako odległość Ziemi od Słońca. Odległość od Słońca do Neptuna na drugim końcu Układu Słonecznego wynosi wówczas 30 jednostek astronomicznych, którą to liczbą dużo łatwiej jest operować niż 5 miliardami kilometrów. Odległości w kosmosie mierzymy również, podając, jak długiego czasu potrzebuje światło, by je pokonać. W ciągu jednej godziny światło pokonuje około 1100 milionów kilometrów, taką odległość nazywamy więc godziną świetlną. Odległość od Słońca do Neptuna wynosi około czterech godzin świetlnych. Być może nie jest to łatwiejsze do zapamiętania niż 30 jednostek astronomicznych, ale ten sposób mierzenia odległości jest użyteczny, ponieważ łatwo można przejść do lat świetlnych, a więc dystansu, który światło pokonuje w ciągu całego roku. Rok składa się z prawie 9000 godzin, zatem rok świetlny to odległość niemal 9000 razy dłuższa niż godzina świetlna i wynosi około 9,5 biliona kilometrów. Do zmierzenia Układu Słonecznego nie potrzebujemy lat świetlnych, ale w miarę oddalania się coraz bardziej w kosmos, nawet tylko do najbliższych gwiazd, jednostka taka okazuje się bardzo użyteczna, dzięki temu bowiem liczby, z którymi mamy do czynienia, nie są zbyt wielkie. Godziny i lata świetlne pomagają nam również pamiętać o upływie czasu, ponieważ wskazują, jak dawno światło musiało opuścić dany obiekt, na który patrzymy. Jowisz i Saturn znajdują się w odległości kilku godzin świetlnych od nas, zatem widzimy je takie, jakie były przed kilkoma godzinami.

Mając na uwadze skalę Układu Słonecznego, skupmy się teraz na samych małych planetach. Jakie one w rzeczywistości są? Pierwszy od strony Słońca jest Merkury, który okrąża je w zaledwie trzy nasze ziemskie miesiące. Panuje na nim bardzo nieprzyjazne środowisko, ponieważ bez ochronnej atmosfery powierzchnia planety miejscami rozgrzewa się do temperatury ponad 400 stopni Celsjusza. Przyciąganie grawitacyjne Słońca zmniejszyło ruch obrotowy Merkurego wokół własnej osi, tak jak Ziemia spowolniła nasz Księżyc. Obraca się on teraz tak powoli, że mieszkaniec Merkurego przez cały jeden merkuriański rok miałby nieustannie dzień, a przez kolejny noc, a więc dany punkt na planecie zwraca się ponownie ku Słońcu co dwa lata. W ciągu merkuriańskiej nocy, zanim Słońce ponownie wzejdzie, mijają trzy ziemskie miesiące. Nic więc dziwnego, że w tym długim okresie ciemności na Merkurym robi się bardzo zimno, a temperatura spada do 100 stopni poniżej zera. Szanse na to, że rzeczywiście żyją tam jakieś istoty doświadczające tego ekstremalnego klimatu, są niezwykle małe: istnienie jakiegokolwiek życia jest bardzo mało prawdopodobne.

Merkury przypomina nieco nasz Księżyc. Pokryty jest kraterami pozostałymi po dawnych zderzeniach z olbrzymimi skałami we wczesnych etapach istnienia Układu Słonecznego. Trzydzieści lat po pierwszej misji mającej na celu przelot w pobliżu Merkurego, którą zrealizowano w latach siedemdziesiątych, Narodowa Agencja Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej Stanów Zjednoczonych, czyli NASA, w 2006 roku wysłała w kierunku Merkurego zautomatyzowaną sondę kosmiczną Messenger. Po wejściu w 2011 roku na orbitę Merkurego sonda ta wykonała piękne zdjęcia szczegółów planety, po czym zakończyła swoją misję spektakularnym fajerwerkiem, rozbijając się w 2015 roku na jej powierzchni. W 2018 roku europejska i japońska agencja kosmiczna wspólnie wystrzeliły nową sondę BepiColombo, której celem jest dokładniejsze zbadanie planety za siedem lat, gdy już dotrze na miejsce.