Nasz Wszechświat

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

Przesuwając się dalej od Słońca, napotykamy następną z kolei naszą sąsiadkę Wenus. Planeta ta jest podobna do Ziemi pod względem rozmiaru i masy, ma również własną atmosferę, jednak o wiele bardziej trującą niż ziemska. Jest to miejsce, w którym bardzo trudno byłoby przetrwać jakiejkolwiek żywej istocie. Wypełniona dwutlenkiem węgla i chmurami kwasu siarkowego gęsta atmosfera otulająca Wenus czyni ją najgorętszą planetą Układu Słonecznego, cieplejszą nawet od Merkurego, ze średnią temperaturą przekraczającą 400 stopni Celsjusza. Atmosfera Wenus jest nieprzenikalna dla zwykłego światła widzialnego, możemy więc przez nią spoglądać tylko za pomocą kamer rejestrujących światło z zakresu radiowego i mikrofalowego, które ma większą długość fali niż światło widzialne. Poniżej atmosfery widoczna jest planeta o skalistej powierzchni, przypominającej pustynię, pokryta górami, dolinami i płaskowyżami. Wenus ma również kilkaset wulkanów, więcej niż jakakolwiek inna planeta. Nie wygląda na to, by wybuchały, ale sonda Venus Express, wystrzelona przez Europejską Agencję Kosmiczną, wykryła tam ciągłą aktywność w postaci wypływów lawy.

Wenus jest również nietypowa, jeśli chodzi o obrót wokół osi, który moglibyśmy określić jako odbywający się w złą stronę. Obiega ona Słońce w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, tak jak pozostałe planety, ale obraca się wokół własnej osi zgodnie z tym ruchem, gdy patrzymy z takiej strony, że biegun północny planety jest u góry. Jest to kierunek przeciwny do kierunku obrotu niemal wszystkich pozostałych planet Układu Słonecznego i oznacza, że mieszkaniec Wenus oglądałby wschód Słońca na zachodzie, a zachód na wschodzie. Jesteśmy niemal pewni, że na początku swego istnienia Wenus musiała się obracać we „właściwym” kierunku, lecz nie wiemy dokładnie, co spowodowało jego zmianę. Być może przyczyną było silne zderzenie z innym dużym, skalistym obiektem, który zmienił kierunek rotacji lub nawet obrócił całą planetę do góry nogami. Podobnie jak Merkury, Wenus również obraca się dużo wolniej niż Ziemia. Dzień trwa tam nieco ponad sto dni ziemskich i około połowy roku wenusjańskiego. Mieszkaniec tej planety, jeśli jakimś cudem udałoby mu się przetrwać wystarczająco długo, musiałby spędzać pięćdziesiąt ziemskich dni w ciągłej ciemności.

Oprócz Venus Express planetę tę odwiedziło ponad dwadzieścia innych sond kosmicznych. W latach siedemdziesiątych i osiemdziesiątych XX wieku do Wenus dotarł cały szereg rosyjskich sond i były to pierwsze w historii pojazdy kosmiczne, które wylądowały na jakiejkolwiek obcej planecie. Przez ostatnie trzydzieści lat nie było nowych lądowań, ale wiele sond krążących po orbicie wokół Wenus lub przelatujących w pobliżu przyjrzało jej się z bliska. Ostatnio, w 2015 roku, na orbitę wokół Wenus weszła sonda Akatsuki zbudowana przez Japońską Agencję Kosmiczną. Po wystrzeleniu w 2010 roku Akatsuki niemal chybiła celu. Zgodnie z planem miała wejść na orbitę Wenus niemal rok później, ale jej silniki nie zadziałały wystarczająco długo, by ustawić sondę we właściwej pozycji. Po długim, pięcioletnim oczekiwaniu w zawieszeniu na orbicie okołosłonecznej niewielkie silniki systemu sterowania reakcyjnego ustawiły pojazd z powrotem na właściwym torze, tak by mógł nam powiedzieć coś więcej o wyjątkowych warunkach pogodowych na Wenus. Atmosfera Wenus obraca się co cztery ziemskie dni, znacznie szybciej niż cała planeta, a przyczyna tego zachowania nie jest znana. Zdjęcia wykonane przez Akatsuki ukazały niespodziewane szczegóły, które mogą pomóc w wyjaśnieniu tego zjawiska. Ważną wskazówką może być na przykład obecność prądu strumieniowego, silnego wiatru wiejącego z prędkością ponad 300 kilometrów na godzinę wokół równika planety.

Zostawiwszy za sobą Wenus, oddalamy się jeszcze bardziej od Słońca i mijając Ziemię, docieramy do naszego najlepiej poznanego sąsiada, Marsa, miejsca akcji niezliczonych opowieści o obcych cywilizacjach. Średnica Marsa jest o połowę mniejsza od średnicy Ziemi, a jego masa wynosi zaledwie jedną dziesiątą masy naszej planety, co powoduje, że grawitacja na jego powierzchni jest trzy razy słabsza niż na Ziemi. Gdybyśmy się znaleźli na Marsie, moglibyśmy skakać trzy razy wyżej niż tu na Ziemi. Mars obraca się wokół osi przeciwnie do ruchu wskazówek zegara, tak jak Ziemia, a doba trwa na nim mniej więcej tyle samo co na naszej planecie. Ma on dwa księżyce, ale w porównaniu z naszym są bardzo małe, ich średnice wynoszą zaledwie 13 i 22 kilometry. Oglądany z Marsa bliższy księżyc, Fobos, wydawałby się około trzech razy mniejszy od naszego Księżyca, a mniejszy, Deimos, znajduje się tak daleko, że na nocnym niebie nie różniłby się znacząco od gwiazdy.

Mars jest stosunkowo łatwy do zbadania. Ma skalistą powierzchnię, pokrytą górami, dolinami i pustyniami. Jego słynny czerwonawy kolor pochodzi od tlenku żelaza na powierzchni, podobnego do rdzy na metalu. Atmosfera Marsa jest dość cienka, łatwo możemy więc dojrzeć jego powierzchnię. W XIX wieku astronomowie sądzili, że widzą w atmosferze Marsa ślady wody, i dowodzili jej istnienia, wskazując na formy na powierzchni przypominające kanały lub koryta rzek. Stanowiło to pożywkę dla spekulacji o możliwości istnienia tam inteligentnego życia – Marsjan, którzy wkrótce zaludnili strony literatury fantastycznonaukowej. Struktury te okazały się ostatecznie złudzeniem optycznym, jednak roboty badawcze umieszczone na powierzchni planety w ostatnich dekadach rzeczywiście znalazły ślady ciekłej wody, jak również przesłanki przemawiające za tym, że Mars mógł być w przeszłości pokryty rozległymi oceanami. Prowadzi to do kuszącej sugestii, że życie na Marsie jest możliwe. Zaciekawienie tą możliwością, a także bliskość Marsa i obecność twardej powierzchni do lądowania spowodowały, że planeta ta stała się celem wielu zrobotyzowanych misji w ramach Programu Eksploracji Marsa prowadzonego przez NASA. Wysłanie ludzi na Marsa ciągle stanowi olbrzymie wyzwanie, ale w najbliższych dekadach być może stanie się to głównym celem międzynarodowych programów kosmicznych.

Za Marsem położone jest skupisko mniejszych skał zwane pasem planetoid (nazywanych też asteroidami). Są to małe, ale liczne, nieregularne obiekty okrążające Słońce, o rozmiarach od niewielkiego kamyka do miasta, przy czym kilkaset z nich osiąga znacznie większe rozmiary. Gdybyśmy je wszystkie połączyli ze sobą, utworzyłyby pojedynczy obiekt nie większy od naszego Księżyca. Największą skałą ukrywającą się w tym pasie jest jedna z planet karłowatych Układu Słonecznego, Ceres, będąca kulą o średnicy około 1000 kilometrów. Znamy ją od ponad dwustu lat, gdyż została odkryta przez Giuseppe Piazziego, który prowadził obserwacje w Palermo w 1801 roku. Na początku astronomowie sądzili, że jest to planeta, jednak obiekt ten ma tak niewielkie rozmiary, że oglądany przez ówczesne, niedoskonałe teleskopy przypominał raczej gwiazdę niż okrągły dysk. Wkrótce potem odkryto kolejne spośród tych niewielkich ciał na niebie: Pallas w roku 1802, Juno w 1804, Westę w 1807, a po roku 1845 wiele kolejnych.

Początkowo wszystkie te obiekty określano jako planety, ale w 1802 roku astronom William Herschel zaproponował, by owe ciała niebieskie nazwać asteroidami, co oznacza obiekty podobne do gwiazd. Jego sugestia, aby te nowe planety zdegradować, nie przyjęła się od razu i przez kolejne kilkadziesiąt lat te duże skaliste obiekty ciągle nazywano planetami. Jednak później astronomowie i inni uczeni, włącznie z odkrywcą i geografem Alexandrem von Humboldtem, przekonywali, że te mniejsze obiekty powinno się usunąć z listy planet, i w latach sześćdziesiątych XIX wieku zostały wreszcie sklasyfikowane jako asteroidy, tak jak radził Herschel. Historia zatoczyła koło dekadę temu, kiedy to nasza lista planet zaczęła ponownie rosnąć w miarę odkrywania nowych obiektów większych od planetoid na obrzeżach Układu Słonecznego. Zamiast dopisywać wszystkie te nowe obiekty do listy planet, astronomowie zdecydowali się stworzyć nową kategorię obiektów zwanych planetami karłowatymi, do których został zaliczony także Pluton.

Za pasem planetoid leży gigant naszego Układu Słonecznego, Jowisz. W przeciwieństwie do skalistych planet wewnętrznych Jowisz to olbrzymia kula gazu, raczej nie jest więc miejscem, gdzie można by pewnie postawić stopę. Składa się głównie z gazowego wodoru i helu, a jego powierzchnię pokrywają wirujące, wielobarwne warstwy gazu o pomarańczowym zabarwieniu wywołanym obecnością amoniaku i siarki, z charakterystyczną, przypominającą gigantyczne oko Wielką Czerwoną Plamą, która w rzeczywistości jest trwającą nieprzerwanie od stuleci burzą. Obiekt ten jest jedenaście razy większy i 300 razy cięższy od Ziemi i bardzo szybko się obraca, wykonując jeden pełny obrót co dziesięć godzin. Wielki stary Jowisz kurczy się z wiekiem, a jego średnica maleje o około 2,5 centymetra na rok. Wygląda na to, że na początku swojego istnienia Jowisz był dwa razy większy niż obecnie.

Jowisz odegrał prawdopodobnie kluczową rolę w historii Układu Słonecznego. Uporządkowanie planet mogło być kiedyś zupełnie inne. Zgodnie ze scenariuszem znanym jako Wielki Hals Jowisz znajdował się kiedyś nieco bliżej Słońca niż obecnie. Później stopniowo jeszcze bardziej zbliżał się do naszej gwiazdy, zajmując miejsce, gdzie obecnie znajdują się Ziemia i Mars. Po drodze mógł z łatwością zniszczyć skaliste planety większe od Ziemi. Potem jednak grawitacja pobliskiego Saturna odwróciła jego ruch i Jowisz przeniósł się z wnętrza Układu Słonecznego z powrotem przez pas planetoid do obecnego położenia. Po drodze zostawiał za sobą wielkie skaliste odłamki, z których ostatecznie uformowały się planety wewnętrzne: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Nie możemy jeszcze stwierdzić tego z całą pewnością, ale przeprowadzone w ostatniej dekadzie badania innych, pozasłonecznych układów planetarnych mówią nam również wiele o tym, co mogło się wydarzyć w Układzie Słonecznym. (Będzie o tym mowa w następnym rozdziale).

 

Ryc. 1.5. Względne rozmiary planet w Układzie Słonecznym.

Na Jowiszu nie może wylądować żaden statek kosmiczny, ale wiele z nich zbliżyło się do niego lub przeleciało w pobliżu w drodze do jeszcze odleglejszych miejsc. Tego typu misje wykonały sondy Pioneer i Voyager w latach siedemdziesiątych oraz statek Galileo, który w latach dziewięćdziesiątych przez kilka lat krążył wokół Jowisza, a nawet wysłał w jego atmosferę na spadochronie niewielki próbnik, który zmierzył prędkość wiatrów, otrzymując wartości rzędu kilkuset kilometrów na godzinę. W 2000 roku sonda Cassini przesłała na Ziemię piękne zdjęcia Jowisza wykonane w drodze do Saturna, a ostatnio, w 2016 roku, dotarła do Jowisza wysłana przez NASA sonda Juno, wystrzelona z Ziemi pięć lat wcześniej. Poza przesłaniem zadziwiających zdjęć z licznych przelotów w pobliżu planety, na których widać wirujące cyklony otaczające biegun północny i południowy, misja ta dostarcza nowych informacji o składzie Jowisza i historii jego powstania.

Jowisz ma całe mnóstwo księżyców. Cztery największe z nich, które pierwszy zobaczył Galileusz, można łatwo dostrzec za pomocą lornetki w pogodną noc jako plamki światła ustawione w rzędzie obok większego dysku planety. Są one doskonałym celem obserwacji dla początkującego astronoma, który chce się zapoznać z naszymi najbliższymi sąsiadami na nocnym niebie. Największy księżyc Jowisza, Ganimedes, jest większy od Merkurego. W gronie czterech największych satelitów tej planety szczególnie interesująca jest Europa, która krąży po drugiej orbicie (jeśli patrzeć od strony Jowisza). Niezwykłość tego księżyca polega na tym, że otula go pokryty lodem ocean, który w głębi pozostaje prawdopodobnie ciekły i stanowi jedno z najbardziej obiecujących miejsc, jeśli chodzi o powstanie życia w Układzie Słonecznym. Ta fascynująca możliwość – że księżyce Jowisza mogłyby być domem dla niewielkich form życia – stała się inspiracją dla przyszłych misji kosmicznych, których zadaniem będzie dokładniejsze zbadanie tych satelitów. Na początku lat dwudziestych Europejska Agencja Kosmiczna planuje wystrzelenie statku Jupiter Icy Moon Explorer (badacz lodowych księżyców Jowisza), którego celem będzie zbadanie Ganimedesa, Kallisto i Europy. Sonda Europa Clipper, która według planów NASA powinna być wystrzelona mniej więcej w tym samym czasie, zbada lodową powłokę Europy i pomoże wybrać miejsce lądowania dla następnej misji.

Mijając Jowisza, docieramy do Saturna, kolejnego niezwykłego olbrzyma w naszym Układzie Słonecznym. Otaczające go pierścienie budziły zaciekawienie już pierwszych obserwatorów – Galileusz opisywał je jako uszy lub ramiona i wysunął przypuszczenie, że są to księżyce – i zdecydowanie wyróżniają go na tle wszystkich naszych planet. Dzięki sondzie Cassini mamy wspaniałe zdjęcia tej planety, ale ciągle obserwacja Saturna i jego pierścieni bezpośrednio przez teleskop dostarcza silnych wrażeń nawet doświadczonym astronomom.

Podobnie jak Jowisz, Saturn jest olbrzymem zbudowanym głównie z wodoru i helu. W swoim środku ma prawdopodobnie skaliste jądro otoczone płynnym wodorem, a dalej otacza go zewnętrzna powłoka gazu zawierająca amoniak nadający planecie wyraźny żółtawy odcień. Saturn jest jedyną planetą Układu Słonecznego, której średnia gęstość jest niższa od gęstości wody, zatem unosiłby się na powierzchni odpowiednio dużego zbiornika. Z daleka pierścienie planety wydają się solidne, ale obserwowane z bliska okazują się cienkim dyskiem o grubości od 10 metrów do kilometra, utworzonym z lodu, skał i pyłu. Rozciągają się na odległość 80 kilometrów od równika planety. Ich pochodzenie nie jest pewne, ale prawdopodobnie są one pozostałością po rozbitym księżycu lub kawałkami komet i planetoid.

Saturn wykonuje pełny obrót co dziesięć godzin, a ponieważ leży dziesięć razy dalej od Słońca niż Ziemia, jest na nim bardzo zimno. Wieją tam też silne wiatry, osiągające prędkość 1600 kilometrów na godzinę. Podobnie jak Jowisz, Saturn ma ponad sześćdziesiąt księżyców o równie fascynujących własnościach. Dwa z nich, Tytan i Enceladus, budzą największe zainteresowanie ze względu na ich podobieństwo do Ziemi. Tytan jest największym księżycem Saturna, ma rozmiary nieco większe od Merkurego i własną atmosferę azotową, jak również jeziora i morza wypełnione węglowodorami, wyspy, wzniesienia oraz wiatry i deszcze ciekłego metanu. Jest znacznie zimniejszy od Ziemi, a średnia temperatura jego powierzchni wynosi około –200 stopni Celsjusza. Enceladus jest równie zimny, ale wydaje się bardziej przyjazny: zdjęcia wykonane w trakcie przelotów w jego pobliżu pokazały, że jest on prawdopodobnie najbardziej nadającym się do zamieszkania miejscem w Układzie Słonecznym, nie licząc Ziemi, ponieważ jego morza pokrywa w niektórych miejscach tylko cienka skorupa lodu, a z głębi oceanu tryska woda.

Za Saturnem położone są tajemnicze planety Uran i Neptun, krążące w odległości od Słońca, odpowiednio, dwadzieścia i trzydzieści razy większej niż Ziemia. Są to najsłabiej zbadane planety Układu Słonecznego. Obie mają atmosfery zawierające dużo wodoru i helu, ale także wody, amoniaku i metanu. Uran przykryty jest chmurami, które pędzą pod wpływem silnych wiatrów, a pod nimi znajduje się prawdopodobnie płynna powłoka otaczająca skaliste jądro. Nietypową własnością Urana jest to, że leży praktycznie na boku, czyli innymi słowy, że jego bieguny północny i południowy znajdują się w tej samej płaszczyźnie co orbita. Możliwe, że orientacja ta ukształtowała się w czasie powstawania Układu Słonecznego, prawdopodobnie na skutek zderzeń z innymi planetami. Takie ułożenie planety sprawia, że każdy biegun oświetlany jest przez Słońce nieprzerwanie przez czterdzieści ziemskich lat, po czym następuje czterdzieści lat całkowitej ciemności.

Uran nie był zbyt dobrze znany starożytnym obserwatorom nocnego nieba. Jest tak słabo widoczny i porusza się tak powoli, że brano go za gwiazdę. Odkrył go dopiero brytyjski astronom William Herschel w 1781 roku i początkowo zaklasyfikował jako kometę. Nie był pewien, co to za obiekt, ale wiedział, że zmienia swoje położenie na nocnym niebie, nie mógł więc być gwiazdą. Dalsze obliczenia przeprowadzone przez Johanna Bodego i Andersa Lexella pokazały wkrótce, że obiekt ten porusza się jak planeta krążąca wokół Słońca. Ta nowa planeta, pierwsza odkryta za pomocą teleskopu, przeszła na samym początku kryzys tożsamości, ponieważ Herschel nazwał ją najpierw „planetą Jerzego”, na cześć ówczesnego brytyjskiego monarchy, chociaż jak się można spodziewać, określenie to nie było szczególnie popularne poza Wielką Brytanią. Nazwa Uran została ostatecznie ustalona w połowie XIX wieku.

Astronomowie wkrótce uświadomili sobie, że chociaż Uran rzeczywiście okrąża Słońce, to jego orbita jest nietypowa, tak jakby działała na nią siła grawitacyjna jakiegoś innego, niewidocznego ciała. W latach dwudziestych XIX wieku francuski astronom Alexis Bouvard wysunął przypuszczenie, że przyciąganie to może pochodzić od innego ciała niebieskiego, którego dotąd nie wykryto. W 1846 roku astronomowie Urbain le Verrier we Francji i John Couch Adams w Wielkiej Brytanii obliczyli, gdzie powinno się ono znajdować, stwierdzając, że istnieją różnice między obserwowaną orbitą Urana i przewidywaniami praw grawitacji Newtona. Le Verrier opisał swoje przewidywanie co do spodziewanego położenia nowego obiektu w liście do astronoma Johanna Gallego, który prowadził obserwacje w Berlinie. Otrzymawszy list, Galle znalazł Neptuna niemal dokładnie w przewidywanym miejscu jeszcze tej samej nocy, co stanowi piękny przykład współdziałania między prognozowaniem naukowym a obserwacją. Pod wieloma względami Neptun przypomina Urana, chociaż ma bardziej widoczne wzorce pogodowe i jest ustawiony normalnie względem orbity. Składa się głównie z cieczy, która otacza skaliste jądro o rozmiarze Ziemi, a na powierzchni otulają go chmury amoniaku i atmosfera złożona z gazowego wodoru i helu z dodatkiem metanu, nadającego mu niebieskawy odcień.

Dalej za Neptunem leży pas Kuipera, drugi główny pas planetoid w Układzie Słonecznym, oraz planeta karłowata Pluton i przynajmniej kilka kolejnych planet karłowatych. Pluton składa się głównie z lodu i skał, widocznych na szczegółowych zdjęciach wykonanych w 2015 roku przez sondę New Horizons wysłaną przez NASA. Historia odkrycia Plutona dobrze ilustruje rolę przypadku w nauce. Pod koniec XIX wieku astronomowie badali orbity Urana i Neptuna i sugerowali, że ruch tych planet może zaburzać jeszcze inna planeta. Badacze z Obserwatorium Lowella w Arizonie zaczęli więc na początku XX wieku poszukiwać dziewiątej planety, którą nazwali Planetą X. Astronom Vesto Slipher podsunął swojemu młodszemu koledze Clyde’owi Tombaughowi pomysł poszukiwania obiektów zmieniających położenie przez analizę klisz fotograficznych ze zdjęciami nieba wykonanymi w różnych chwilach. Tombaugh szukał takich obiektów przez rok i w 1930 roku znalazł nowy obiekt, który pozornie się poruszał. Ogłoszono, że jest to nowa planeta, którą nazwano Plutonem od imienia rzymskiego boga świata podziemnego, idąc za sugestią angielskiej uczennicy Venetii Burney przekazaną jej dziadkowi, dyrektorowi Biblioteki Bodlejańskiej na Uniwersytecie Oksfordzkim. Propozycję przesłano dalej do Stanów Zjednoczonych za pośrednictwem astronoma z Oksfordu i tym sposobem jedenastolatka została jedyną kobietą na świecie, której przypadł zaszczyt nazwania planety. Jednak chociaż Pluton był rzeczywiście planetą, jego odkrycie było przypadkowe, okazało się bowiem, że nie jest wystarczająco duży, aby wywierać wpływ na orbitę Neptuna, a dokładniejsze obliczenia dowiodły, że ostatecznie do wyjaśnienia tej orbity wcale nie jest konieczne istnienie nowej Planety X.

Pluton był w ostatnich latach przedmiotem wielkiej debaty. W wyniku głosowania przeprowadzonego w trakcie zjazdu Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Pradze w 2006 roku astronomowie zdecydowali o jego degradacji do kategorii planety karłowatej. Był to trudny wybór, ponieważ w tamtym okresie Pluton był już dobrze znany jako jedna z dziewięciu planet Układu Słonecznego, o których uczyły się dzieci w szkołach na całym świecie. Jednak różni się on od reszty naszych planet pod paroma istotnymi względami, z których największe znaczenie ma fakt, że jest po prostu bardzo mały. Astronomowie przyjęli formalną definicję planety jako okrągłego obiektu okrążającego Słońce, na tyle dużego, że żadne obiekty o podobnych rozmiarach, z wyjątkiem księżyców, nie zajmują tej samej orbity. Warunki te spełnia wszystkie osiem planet, ale nie Pluton.

Pluton ma przynajmniej cztery bratnie planety karłowate. Jest wśród nich Ceres z pasa planetoid odkryta jeszcze w XIX wieku oraz Haumea, Makemake i Eris odkryte w zewnętrznych obszarach Układu Słonecznego w latach 2004–2005 przez zespół astronomów z Politechniki Kalifornijskiej pracujących pod kierunkiem Mike’a Browna. Planet karłowatych jest prawdopodobnie znacznie więcej i astronomowie odkryli już setki kolejnych kandydatów. Decyzja dotycząca zmiany statusu Plutona i wprowadzenia nowej kategorii planet karłowatych przypomina tę podjętą przez Herschela i innych w XIX wieku, kiedy to zaczęto odróżniać planety i asteroidy. Tego typu zmiany są nieuniknione, ponieważ w miarę rozwoju wiedzy naukowej zawsze musimy odpowiednio dostosowywać nasz sposób klasyfikacji obiektów astronomicznych.

Mimo pozbawienia Plutona rangi planety jest bardzo możliwe, że Układ Słoneczny nadal zawiera dziewięć planet. Historia odkrycia Neptuna może się dzisiaj powtórzyć. W 2016 roku Mike Brown ze współpracownikiem Konstantinem Batyginem przeprowadził drobiazgową analizę orbit małych planet karłowatych oraz planetoid dalszych niż Neptun i po jej zakończeniu obaj uczeni doszli do wniosku, że musi istnieć jeszcze jedna, nowa planeta. Ten nowy obiekt, nazwany trafnie „Planetą 9”, powinien być dziesięć razy cięższy od Ziemi, mieć podobne rozmiary co Uran i Neptun i znajdować się znacznie dalej niż pozostałe planety. Jeśli obliczenia te są poprawne i planeta ta istnieje, to obieg wokół Słońca powinien jej zająć ponad 10 000 lat, a przez większość tego czasu musiałaby się znajdować dwadzieścia razy dalej od Słońca niż Neptun. Nie wszyscy astronomowie są przekonani, że argumenty przemawiające za istnieniem Planety 9 są wystarczające, ale jej poszukiwania trwają.

Dotarłszy na skraj Układu Słonecznego, udajemy się teraz w jeszcze dalszą podróż, do gwiazd widocznych na nocnym niebie, które stanowią inspirację dla naszej ciekawości kosmosu. Są one piękne i tajemnicze, a zarazem dobrze znane i obce. Poza Księżycem i planetami są to obiekty, które najłatwiej możemy dostrzec gołym okiem z przydomowych ogródków. Liczba gwiazd, które jesteśmy w stanie zobaczyć, zależy jednak silnie od zanieczyszczenia świetlnego spowodowanego aktywnością człowieka. W mieście udaje się dostrzec tylko niewielką grupkę najjaśniejszych gwiazd. Dopiero spojrzenie w niebo z miejsca oddalonego od miast pozwala nam docenić ich prawdziwe bogactwo.

 

To greccy astronomowie Hipparch i Ptolemeusz dwa tysiące lat temu wprowadzili metodę, którą posługujemy się do dzisiaj, opisując jasność gwiazd. Wydaje się, że gwiazdy na nocnym niebie mają nieco różne rozmiary, przy czym te jaśniejsze sprawiają wrażenie większych. Te największe i najjaśniejsze greccy astronomowie zaczęli więc określać jako gwiazdy „pierwszej wielkości”. Gwiazdy uszeregowane w porządku rosnącym według ich wielkości są stopniowo coraz mniejsze i ciemniejsze, aż do najsłabszych, jakie można dostrzec gołym okiem, czyli do gwiazd szóstej wielkości. W XVIII wieku astronomowie uświadomili sobie, że wszystkie gwiazdy znajdują się na tyle daleko, iż można je traktować jako punkty; te jaśniejsze po prostu wydają się większe, gdy patrzymy na nie gołym okiem lub przez teleskopy. Nazwa „wielkość gwiazdowa” jednak się przyjęła i w 1856 roku brytyjski astronom Norman Pogson uściślił ten podział. Stwierdził, że gwiazdy szóstej wielkości są sto razy słabsze niż te pierwszej wielkości, i zaproponował skalę, w której każda gwiazda lub inny obiekt astronomiczny znajduje się o jednostkę wyżej pod względem wielkości gwiazdowej, jeśli jest dwa i pół razy słabszy; zatem obiekt mający pięciokrotnie większą wartość wielkości gwiazdowej jest sto razy słabszy (sto to mniej więcej 2,5 pomnożone przez siebie pięć razy). Współczesna astronomia ciągle posługuje się skalą Pogsona.

Wiele spośród gwiazd widocznych na nocnym niebie należy do najbliższego otoczenia Słońca, czyli zbioru gwiazd położonych najbliżej niego, które razem okrążają Drogę Mleczną. Aby sięgnąć do tych gwiazd, musimy sobie wyobrazić, że opuszczamy Układ Słoneczny i robimy duży krok w kosmos. Naszą najbliższą gwiezdną sąsiadką jest Proxima Centauri, należąca do układu trzech gwiazd zwanych Alfa Centauri i znajdująca się w odległości nieco ponad czterech lat świetlnych od nas. Oznacza to, że światło, które widzimy obecnie jako dochodzące z tej gwiazdy, opuściło ją cztery lata temu i dopiero teraz dociera do Ziemi. Co ciekawe, oznacza to również, że gdyby coś się przytrafiło Proximie Centauri w ciągu ostatnich czterech lat, to nic byśmy o tym nie wiedzieli, przynajmniej na razie. Gdybyśmy chcieli wysłać w kierunku tej gwiazdy sondę kosmiczną taką jak Cassini, to podróż zajęłaby jej 50 000 lat, jeśli oczywiście udałoby się znaleźć paliwo wystarczające na tak długą wyprawę.

Inne gwiazdy, które jesteśmy w stanie dostrzec gołym okiem, znajdują się od kilku do kilku tysięcy lat świetlnych od nas i jest ich parę tysięcy. Do najbliższego otoczenia Słońca zaliczamy tylko te, których odległość nie przekracza dziesiątek lat świetlnych, i takich gwiazd jest około setki. Przypomnijmy, że Neptun znajduje się w odległości czterech godzin świetlnych od Słońca, zatem odległości do gwiazd są wielokrotnie większe. Dla porównania: gdybyśmy mieli przeskalować całe otoczenie Słońca, tak aby zmieściło się na boisku do koszykówki, tak jak to zrobiliśmy poprzednio z Układem Słonecznym, to cały Układ Słoneczny miałby wówczas rozmiar ziarnka soli.


Ryc. 1.6. Wykorzystanie paralaksy do pomiaru odległości gwiazdy. W miarę jak Ziemia okrąża Słońce, wydaje się, że gwiazda zmienia swoje położenie. Im bardziej się porusza, tym bliżej Ziemi musi się znajdować.

Skąd wiemy, jak daleko znajdują się gwiazdy, skoro nie jesteśmy w stanie do nich dotrzeć? Do początku XVII wieku astronomowie uznawali, że to niemożliwe, by między Saturnem, który był wówczas najodleglejszą znaną planetą, a „ósmą sferą” gwiazd istniała tak duża połać pustej przestrzeni, tak jak to sobie wyobrażał Kopernik. Pewien postęp dokonał się dopiero za sprawą holenderskiego fizyka Christiaana Huygensa, niezwykle wszechstronnego uczonego, który poza innymi wynalazkami zaprojektował teleskop do obserwacji pierścieni Saturna, odkrył księżyc Saturna, Tytan, rozwinął teorię światła oraz zbudował pierwszy dokładny zegar z wahadłem. W 1698 roku wykorzystał jasność gwiazd do określenia ich odległości. Przyjmując założenie, że wszystkie gwiazdy mają jednakową jasność, gdy widzimy je z bliska, porównał jasność Syriusza, najjaśniejszej gwiazdy na niebie, z jasnością Słońca. Im dalej znajduje się gwiazda, tym słabsza powinna się wydawać. Uczony wynalazł sprytny sposób na wyliczenie, jak bardzo należałoby osłabić jasność Słońca, aby otrzymać jasność Syriusza, przysłaniając Słońce kawałkiem mosiądzu z niewielką dziurką pokrytą szkłem. Oszacował w ten sposób, że Syriusz jest niemal miliard razy słabszy od Słońca, co oznacza, że musi się znajdować 30 000 razy dalej od nas niż Słońce, czyli w odległości pół roku świetlnego. Prawdziwa odległość Syriusza wynosi niemal dziewięć lat świetlnych. Praca wykonana przez Huygensa była imponująca, jednak otrzymał on błędny wynik, ponieważ nie wiedział, że Syriusz jest wielokrotnie jaśniejszy od naszego Słońca.

Dokładniejsza metoda pomiaru odległości do gwiazd opiera się na wykorzystaniu paralaksy i przypomina tę, której użyliśmy do pomiaru odległości Wenus od Ziemi. Aby zastosować ją do gwiazd, musimy użyć zamiast własnych oczu dwóch położeń Ziemi w ciągu roku w odstępie sześciu miesięcy, kiedy Ziemia znajduje się po przeciwnych stronach Słońca. Nasz palec zastępuje teraz pobliska gwiazda, której odległość chcemy wyznaczyć. Tłem dla obserwacji jest natomiast tło jeszcze bardziej odległych gwiazd, tak dalekich, że nie zmieniają swojego położenia, gdy Ziemia porusza się wokół Słońca.

Podczas pomiaru odległości do Wenus odpowiednikiem zamknięcia jednego oka była obserwacja planety przechodzącej przed Słońcem z jednej strony Ziemi. W przypadku gwiazd odpowiednikiem jest obserwacja pobliskiej gwiazdy z wybranego miejsca na Ziemi i pomiar jej położenia względem gwiazd tła. Sześć miesięcy później zamykamy drugie oko przez ponowną obserwację gwiazdy, również z Ziemi, ale tym razem znajdującej się po przeciwnej stronie orbity, i ponownie mierzymy położenie naszej gwiazdy względem tła. Podobnie jak w przypadku palca poruszającego się względem odległej ściany, im bardziej przemieszcza się nasza gwiazda względem tła, tym bliżej się znajduje. Aby wyznaczyć odległość do gwiazdy, wystarczy znać odległość między obydwoma położeniami Ziemi, która, jak już wiemy, wynosi dwie jednostki astronomiczne, czyli około 300 milionów kilometrów.

Zasada tego pomiaru jest prosta, ale dość trudno zastosować ją w praktyce. Gwiazda znajdująca się cztery lata świetlne od nas przemieszcza się bardzo nieznacznie względem gwiazd tła. Kąt ten wynosi nieco mniej niż jedną sekundę łuku, która jest niezwykle małą jednostką pomiarową. (Jedna minuta łuku zawiera 60 sekund łuku, a 60 minut łuku składa się na jeden stopień. Aby sobie wyobrazić, jak małą wielkością jest jedna sekunda łuku, przypomnijmy, że kciuk wyciągnięty na długość ramienia zajmuje około 2 stopni, co jest równoważne ponad 7000 sekund łuku). Zaobserwowanie tak niewielkiego przesunięcia wymaga użycia doskonałego teleskopu. Astronomowie próbowali zmierzyć paralaksy już w XVIII wieku, ale okazało się to zbyt wymagającym przedsięwzięciem. W XIX wieku nastąpił jednak postęp techniczny i w 1838 roku Friedrich Bessel, nie tylko astronom, lecz także wszechstronny uczony, zmierzył z powodzeniem odległość do 61 Cygni, układu dwóch gwiazd krążących wokół siebie. Odkrył, że układ ten znajduje się w odległości 10 lat świetlnych. W tym samym roku Friedrich Struve wyznaczył odległość do Wegi, najjaśniejszej gwiazdy w gwiazdozbiorze Lutni, i ustalił, że wynosi ona 25 lat świetlnych, a Thomas Henderson zmierzył odległość do Alfy Centauri, sięgającą czterech lat świetlnych.