Przekształcenie godzinnego multimedialnego wykładu w artykuł, nawet obficie ilustrowany, jest zadaniem właściwie niemożliwym. Poniższy tekst odbiega więc od tego, co przedstawiłem słuchaczom przed rokiem (18 lutego 2002 r.), podczas sesji jubileuszowej „80-lecia Uranii” w sali CAMK w Warszawie. Zarówno tamten wykład, jak i poniższy tekst to próby przedstawienia skrótu najważniejszych wydarzeń w rozwoju astronomii od roku 1920 oraz tego, jak były one relacjonowane w „Uranii”. Ze zrozumiałych powodów koncentruję się na wydarzeniach najdawniejszych, ponieważ te z lat ostatnich są jeszcze dobrze zachowane w pamięci. Wybór jest oczywiście subiektywny i Czytelnicy niewątpliwie zauważą niektóre opuszczenia.
Chyba wszyscy astronomowie i miłośnicy astronomii się zgodzą, że w ostatnich latach postęp astronomii był niezwykle szybki. Zapewne niektórzy czytelnicy zdziwią się więc, usłyszawszy, że taką opinię wypowiadano już nie raz i to dawno temu. Oto, na przykład, zdanie: „Postęp wiedzy astronomicznej w ostatnich 25 czy 30 latach był niewiarygodnie szybki” znajdujemy w książce Edmunda Ledgera The Sun. Its Planets and Their Satellites wydanej w 1882 r., a więc 120 lat temu!
Rys. 1 Nasz układ gwiazdowy według Williama Herschela (1785)
O niebywałym postępie wiedzy astronomicznej w ostatnim stuleciu najlepiej świadczy porównanie obecnej znajomości kosmosu z tym, co wiedziano o nim tuż przed 1920 r.
Jeśli chodzi o planety, posiadano wtedy tylko informacje (częściowo fałszywe) o rozmiarach, okresach rotacji i topografii powierzchni (na podstawie obserwacji wizualnych przez teleskopy z Ziemi). Jeszcze mniej wiedziano o Słońcu i gwiazdach — nieznany pozostawał ich skład chemiczny i źródło energii. Przyjmowano też, że wszystkie widzialne ciała niebieskie należą do jednego układu — Galaktyki — o średnicy około 300 000 l.św. Astronomia pozagalaktyczna po prostu nie istniała. Ta wiedza astronomiczna wydawała się być dobrze ugruntowana. Oto znana autorka książek astronomicznych, pani Agnes Clerke, w poczytnej książce The System of the Stars (1890) wypowiadała się na ten temat dość kategorycznie: „Pytanie, czy mgławice są galaktykami leżącymi poza Drogą Mleczną nie wymaga już dłuższej dyskusji. Odpowiedzi dostarczyły postępy naszych odkryć. Można śmiało twierdzić, iż żaden fachowiec rozporządzający całym dostępnym zbiorem danych nie może już dziś utrzymywać, że jakakolwiek mgławica jest układem gwiazd w rodzaju Drogi Mlecznej. Praktycznie jesteśmy już pewni, że cała zawartość niebios, gwiazdy i mgławice, należą do jednego potężnego zbioru.”
Rys. 2 Schematyczny rysunek struktury Drogi Mlecznej według Corneliusa Eastona (1900)
Układ obejmujący wszystkie znane ciała niebieskie wprowadził już w 1785 r. sławny astronom brytyjski William Herschel (rys. 1). Holender Cornelius Easton wysunął w 1900 r. śmiałą hipotezę, że Galaktyka Drogi Mlecznej ma strukturę spiralną (rys. 2).
Tymczasem kiełkowało już ziarno wielkiej rewolucji w astronomii. Skromna i nieszczęśliwa, bo ogłuchła za młodu, panna Henrietta Swan Leavitt badała cierpliwie gwiazdy zmienne na kliszach obserwatorium harwardzkiego. W 1908 r. zauważyła, iż okres zmienności najjaśniejszych cefeid zidentyfikowanych w Małym Obłoku Magellana jest wyraźnie dłuższy od okresu gwiazd mniej jasnych. W 1912 r. miała już wyniki dla 25 dokładnie zbadanych cefeid. W krótkim komunikacie o tych wynikach zawarła ważne stwierdzenie: „Ponieważ te gwiazdy zmienne znajdują się przypuszczalnie w niemal jednakowej odległości od Ziemi, więc ich okresy są najwidoczniej skorelowane z rzeczywistą emisją światła, określoną przez ich masę, gęstość i jasność powierzchniową.” Na tej podstawie panna Leavitt mogła wypowiedzieć sławny wniosek, iż „można zauważyć zdumiewającą zależność między długością okresu tych gwiazd zmiennych i ich jasnością.” (rys. 3, z Harvard Obs. Circular No. 173, 3 III 1912 r.). Tak została odkryta zależność okres — jasność dla cefeid, dzięki której nastąpił przełom w wyznaczaniu odległości w astronomii.
Rys. 3 Związek między jasnością i okresem zmienności cefeid w Małym Obłoku Magellana; dwie linie oznaczają jasności maksymalne i minimalne (wg Henrietty Leavitt, 1912)
26 IV 1920 r. w Narodowej Akademii Nauk USA odbyła się tzw. „wielka debata”, podczas której dwaj ówcześni sławni astronomowie amerykańscy, Heber Curtis i Harlow Shapley przedstawiali publicznie swe poglądy na temat budowy Wszechświata. Harlow Shapley utrzymywał, że wszystkie widoczne na niebie mgławice leżą w układzie Drogi Mlecznej, natomiast Heber Curtis był zdania, że mgławice spiralne są galaktykami podobnymi do układu Drogi Mlecznej. Dziś wiemy, że rację miał Curtis, ale ówcześnie spór pozostawał nierozstrzygnięty.
Początki Uranii były już kilkakrotnie opisywane na tych łamach z okazji kolejnych rocznic (Stanisław Lubertowicz, „Czterdziestolecie czasopisma Urania”, 5/1962; Ludwik Zajdler, „45 lat Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii”, 2/1967; Ludwik Zajdler, „Na marginesie sześćdziesięciolecia Uranii”, 10/1979; Krzysztof Ziołkowski, „Siedemdziesięciolecie Uranii”, 3/1992). Ale grono czytelników naszego czasopisma stale się odmładza, toteż dla nowych warto choćby w telegraficznym skrócie przypomnieć parę faktów.
Rys. 4 Pierwsza strona drugiego z powielaczowych zeszytów Uranji z 1920 r.
Pierwszy numer Uranji wyszedł w listopadzie 1919 r. Był to zeszyt wydany techniką powielaczową przez Koło Miłośników Astronomii, które utworzyli uczniowie gimnazjalni Stefan Kaliński, Jan Mergentaler, Stanisław Mrozowski pod opieką ówczesnego nauczyciela dra Felicjana Kępińskiego, później sławnego badacza orbit komet (rys. 4). Powielaczowych zeszytów Uranji ukazało się cztery i są one dziś wielką rzadkością (nigdy nie udało mi się zobaczyć żadnego z nich!).
Rys. 5 Okładka pierwszego drukowanego numeru Uranji z 1922 r.
Koło zostało szybko przekształcone w Towarzystwo Miłośników Astronomii. Wśród jego pierwszych działaczy byli też: urzędnik pocztowy Maksymilian Białęcki, profesorowie Czesław Białobrzeski i Władysław Dziewulski, a także ówcześni studenci i młodzi asystenci, a później znani uczeni: Władysław Kapuściński, Lucjan Orkisz, Andrzej Sołtan, Edward Stenz, Kazimierz Zarankiewicz i Antoni Zygmund. Towarzystwo wydało pierwszy numer swego czasopisma w 1922 r., zachowując tytuł Uranja (rys. 5). Już od samego początku układ numeru był podobny do dzisiejszego, ponieważ zamieszczano tam artykuły na różne tematy astronomiczne, artykuły ważne dla miłośników (np. o amatorskiej budowie teleskopów zwierciadlanych albo o metodach wyznaczania jasności gwiazd zmiennych), krótsze notatki w Kronice, obserwacje miłośników astronomii i na końcu numeru Kalendarzyk astronomiczny.
Tuż po II wojnie światowej, kiedy zacząłem się interesować astronomią, można było jeszcze znaleźć w antykwariatach i składach wydawniczych numery Uranii z lat 1922–1939, toteż udało mi się wtedy zebrać aż 58 z 65 wydanych przed wojną numerów. Obecną relację opieram właśnie na podstawie ponownej lektury tej kolekcji. Nasze czasopismo przechodziło różne koleje, kilkakrotnie zmieniało wygląd zewnętrzny i format, a redakcja przeniosła się z Warszawy do Lwowa.
W pierwszych rocznikach Uranii znajdujemy artykuły na tematy typowe dla ówczesnych zainteresowań astronomów.
Rys. 6 Strona z nr 6/1925 z rysunkami Marsa wykonanymi przez Mikołaja Łobanowa
Przykładowo, w 1924 r. nastąpiła „wielka” opozycja Marsa i planeta ta stała się obiektem obserwacji wielu astronomów. Nie zabrakło także wkładu polskiego. W nr 6 zbioru Uranii (1925) Mikołaj Łobanow przedstawił swoje rysunki (rys. 6). Ustępowały one oczywiście, ale niewiele, rysunkom wykonywanym przez obserwatorów, którzy mieli dostęp do większych lunet. Eugeniusz Rybka opracował artykuł „Mars w świetle najnowszych badań” (9/1925). W tym okresie nadal jeszcze dyskutowano sprawę „kanałów” na Marsie, odkrytych przez Schiaparellego i spopularyzowanych przez Lowella. Stan ówczesnej wiedzy o Marsie podsumował E. Rybka, podając następujące fakty jako niezaprzeczalne:
Do Marsa wrócimy jeszcze w dalszej części artykułu.
Rys. 7 Fotografie z 23 i 29 I 1930 r., na których odkryto Plutona
Rys. 8 Mapa Plutona wykonana na podstawie zdjęć z teleskopu Hubble'a
Innym pasjonującym wówczas tematem było poszukiwanie planety transneptunowej. Odkrycie Plutona, którego autorem był Clyde Tombaugh w Obserwatorium Lowella, zostało przedstawione światu 13 marca 1930 r. (dzień urodzin założyciela obserwatorium). Czytelnicy Uranii mogli się jednak dowiedzieć o tym odkryciu już z notatki w numerze oznaczonym jako styczeń/luty 1930 r., a to dlatego, że z powodu trudności finansowych ukazał się on „z poślizgiem”. W 1930 r. Pluton był dla nas tylko świecącym punktem (rys. 7), a obecnie, dzięki użyciu teleskopu Hubble'a, mamy już nawet jego mapę (rys. 8). Zestawienie tych zdjęć najlepiej obrazuje postęp dokonany w ciągu 70 lat.
Warto podkreślić, że Urania od początku swego istnienia miała artykuły o najbardziej aktualnych zagadnieniach astronomii poza układem słonecznym. Wymienić warto niektóre tytuły:
Rys. 9 Strona z nr 2/1927 z artykułem Felicjana Kępińskiego o cefeidach
Rys. 10 Model cefeid według Duncana — z artykułu Felicjana Kępińskiego o cefeidach
Interesujący — zwłaszcza dla historyka astronomii — jest artykuł Kępińskiego o cefeidach (rys. 9). Dowiadujemy się z niego, że istniało wówczas wiele hipotez na temat mechanizmu zmian ich jasności. Początkowo przypuszczano, że mogą być to po prostu układy zaćmieniowe, ale tę hipotezę udało się odrzucić na podstawie pomiarów prędkości radialnej. Była rozważana skomplikowana hipoteza przypływów i odpływów w układach gwiazd podwójnych i hipoteza erupcji. W wymyślnej teorii Duncana jedna z gwiazd układu podwójnego miała być otoczona rzadką masą mgławicową, a jaśniejszą gwiazdę układu otaczała atmosfera o znacznej zdolności absorpcyjnej. Podczas ruchu obiegowego wokół środka masy atmosfera ta miała być „zmiatana” na tylną stronę gwiazdy, tak że głębokość jej była mniejsza na czołowej stronie ruchu. Teoria pulsacji tych gwiazd, o której wspomniał już Robert Emden w 1907 r., dopiero zdobywała sobie popularność.
| Odległość M 31 w l. św. | |
| Bohlin (1907) | 19 |
| Very (1911) | 1 600 |
| Curtis (1919) | 500 000 |
| Lundmark (1919) | 650 000 |
| Hubble (1924) | 850 000 |
Odkrytą przez pannę Leavitt zależność masa-jasność Shapley wykalibrował i zastosował do wyznaczenia odległości gromad kulistych. Według niego gromady kuliste znajdowały się w odległościach od 20 000 do 200 000 l. św. od Ziemi. Prawdziwy przełom nastąpił w 1924 r., kiedy Edwin Hubble znalazł cefeidy w Wielkiej Mgławicy Andromedy (M 31) i wykorzystując odkrycie Leavitt, mógł udowodnić, że M31 znajduje się w ogromnej odległości od Ziemi, a więc nie może należeć do naszego układu gwiezdnego. Był to początek astronomii pozagalaktycznej. Wielką odległość M 31 od Ziemi postulowano już wcześniej, ale dopiero Hubble mógł podać bardzo przekonywające wyznaczenie tej odległości. Przytoczmy tu zestawienie odległości M 31 przyjmowanych przez różnych autorów.
Rys. 11 Oryginalny wykres Edwina Hubble'a (1929), na podstawie którego zostało sformułowane prawo liniowego związku przesunięcia ku czerwieni z odległością galaktyk od Ziemi
W 1929 r. Edwin Hubble dokonał największego odkrycia w astronomii XX w. Stwierdził mianowicie, że przesunięcie linii w widmach galaktyk jest rosnącą liniową funkcją ich odległości. Hubble bardzo odważnie sformułował ten wniosek, chociaż punkty na jego pierwszym wykresie miały jeszcze spory rozrzut (rys. 11), Artykuł Hubble'a — „A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae” (Proc. Nat. Acad. Sci. 15, 168 (1929)) należy do najważniejszych w całej historii astronomii.
Czytelnicy ówczesnej Uranii mogli na bieżąco śledzić postępy w tej dziedzinie. Niemal w każdym numerze ukazywały się notatki lub dłuższe artykuły na ten temat. Fascynację ówczesnych astronomów tak nagle powiększonym kosmosem dobrze przedstawia końcowy wyjątek z artykułu „Rozmiary Wszechświata” Rybki 4/1927: „Bardzo często mgławice występują gromadami; jedną z ciekawszych gromad jest grupa około 100 mgławic na granicy gwiazdozbiorów Panny i Warkocza Bereniki. Shapley i Hubble niezależnie od siebie ocenili odległość do tej grupy na mniej więcej 10 000 000 lat światła. Astronom niemiecki Wolf znalazł w pobliżu bieguna ekliptyki zbiorowisko mgławic spiralnych złożone z 1500 tych olbrzymów „światów-wysp”. Odległość ich astronom szwedzki Lundmark ocenia na 800 000 000 lat światła.
Przy tych cyfrach stajemy już wobec zagadnienia, czy świat jest skończony czy też kresów nie posiada. Jak wiadomo, teoria względności zakłada, że świat jest skończony, z najnowszych zaś badań wynika, że promień jego powinien wynosić 27 000 000 000 parseków, czyli 80 000 000 000 lat światła. Zagadnienie to jednak długo jeszcze może pozostać bez odpowiedzi, największe bowiem teleskopy pozwalają nam na wgląd we Wszechświat tylko na bardzo drobny ułamek jego promienia. Jak dotąd, świat dla nas jest jeszcze bezgraniczny i przygniata nas swym ogromem i majestatem.”
Rys. 12 Początek artykułu Wiesława Opalskiego o mgławicach pozagalaktycznych z nr 3-4/1930
O pomiarze Hubble'a odległości do M 31 napisał już F. Kępiński w artykule o cefeidach. W artykule Wiesława Opalskiego — „Mgławice pozagalaktyczne” (3-4/1930) była już mowa o odkryciu rozszerzania się Wszechświata (rys. 12).
Warto jednak wspomnieć o tym, że wielkie prędkości ucieczki mgławic spiralnych, czyli galaktyk, wydawały się wówczas nierealne. Tak więc, zgodnie z niektórymi ówczesnymi poglądami pisano w Uranii (9-10/1929):
„…tak silne przesunięcia prążków widma nie dają się wytłumaczyć samą tylko prędkością radialną, przeto znalezione wartości oznaczają autorzy jako »pozorne«…”
W innej notatce (3/1937) pisano, że „przesunięcie prążków widmowych ku czerwieni u odległych mgławic spiralnych interpretowane jako przesunięcie Dopplerowskie, prowadzi do modelu świata zbyt małego, by mógł być realnym… Wyniki Hubble'a są interpretowane albo jako niezbyt dokładne (Eddington), albo jako prowadzące do świata, którego krzywizna jest ujemna (Mc Vittie), albo wreszcie odżywa zarzucona hipoteza o stracie energii przez kwant światła, co powoduje oczywiście wydłużenie się fali światła. Zdaje się wszystko za tym przemawiać, że decydujące rozstrzygnięcie w tej sprawie przyniesie uruchomienie będącego w budowie 5-metrowego zwierciadła.”
Rys. 13 Przekalibrowany przez Shapleya wykres Leavitt (z artykułu Wilhelminy Iwanowskiej w nr 5/1937)
Wilhelmina Iwanowska, wówczas młody docent obserwatorium wileńskiego, w obszernym artykule „Astronomia pozagalaktyczna” (5/1937) wyjaśniała szczegółowo kłopoty ówczesnych astronomów. Wskutek błędnej — jak się miało potem okazać — kalibracji związku masa-jasność przez Shapleya (rys. 13), hipoteza o rozszerzaniu się Wszechświata napotykała na liczne sprzeczności, tak że sam Hubble zaczął odnosić się do tego tłumaczenia sceptycznie. Jego ówczesne konkluzje, powtórzone przez Iwanowską, były takie: albo świat nie rozszerza się (lub rozszerza się bardzo nieznacznie), albo świat jest niespodziewanie mały, zamknięty, rozszerzający się w krótkiej skali czasu, naładowany materią mgławicową w specjalnie „przezroczystej” postaci. Dyskusja nie jest jeszcze zakończona — pisała w zakończeniu autorka.
Rys. 14 Początek artykułu Jana Mergentalera o gwiazdach supernowych (nr 1/1939)
Modnym i aktualnym tematem w latach trzydziestych stały się gwiazdy supernowe, nazwane tak przez Fritza Zwicky'ego. Obszerny artykuł o tych obiektach napisał Jan Mergentaler (rys. 14) w jednym z ostatnich przedwojennych numerów Uranii (1/1939). Wówczas jeszcze nie podejrzewano, jak wielką rolę badanie tych gwiazd miało odgrywać na przełomie XX i XXI w. — o czym wspomnimy w końcowej części artykułu.
Fascynacja astronomią pozagalaktyczną sprawiła zapewne, że innym ważnym zagadnieniom poświęcano w Uranii niewiele miejsca. Na przykład przełomowe osiągnięcie Arthura Eddingtona, który w 1924 r. podał pierwszy związek masa-jasność dla gwiazd, doczekało się tylko krótkiej wzmianki w nr 4/1929. Odkryte w 1912 r. przez Victora Hessa promienie kosmiczne pozostawały w tym czasie bardzo tajemnicze, jak można się przekonać z notatki w nr 4/1928: „Niedawno wykryto w naszej atmosferze promieniowanie bardzo przenikliwe, o bardzo wysokiej częstości drgań pochodzenia niewątpliwie kosmicznego. Istnieją różne poglądy wśród fizyków na naturę i ogólny charakter tych promieni. Millikan twierdzi, że promienie te przechodzą przez przestrzeń we wszystkich kierunkach jednakowo, natomiast Kolhörster przed pięciu laty wykrył zmiany dzienne tego promieniowania, zależne od wysokości Drogi Mlecznej, okolic Andromedy i Herkulesa. Niedawno Alex Corlin podał teorię, która tłumaczy zmiany dzienne tego promieniowania przez promienie, pochodzące z gwiazd zmiennych długookresowych typu Mira Ceti około maksimum blasku. Zagadnieniem tym zajął się B. P. Gerasimowicz w Ameryce, jednakże jego wyniki nie zgadzają się z wnioskami Corlina. Zagadnienie jest więc w dalszym ciągu otwarte.”
Tuż przed wybuchem II wojny światowej Hans Bethe dokonał ważnego odkrycia. W epokowej pracy Energy production in stars (Phys. Rev. 55, 434 (1939)) wyjaśnił źródło energii gwiazd, udowadniając istnienie cyklu reakcji termojądrowych przemiany wodoru w hel. Wiadomość o tym wydarzeniu nie zdążyła już jednak dotrzeć do czytelników Uranii. Ostatnie informacje na ten temat mogli czerpać z artykułu „Źródła promieniowania gwiazd” Antoniego Opolskiego (3/1937), wówczas magistra i asystenta we Lwowie. Zawarte tam były już jednak rozważania o hipotetycznej możliwości „zamiany masy na energię”.
„Po 7 latach przerwy, spowodowanej wojną i okupacją, przystępujemy do wznowienia wydawnictwa Uranii, jako czasopisma Polskiego Towarzystwa Przyjaciół Astronomii” — tak zaczynał się komentarz od redakcji pierwszego powojennego numeru Uranii (rys. 15), który nosił oznaczenie maj-czerwiec 1946 (nr 1-2/1946). Pierwsze numery, redagowane przez Jana Gadomskiego, zawierały oczywiście wykaz strat poniesionych przez astronomię w Polsce wskutek wojny i okupacji. Trzeba było też nadrabiać opóźnienie informacyjne spowodowane wojną. A było ono spore. Na przykład pierwsze poprawne wyjaśnienie cyklu Bethego czytelnicy Uranii mogli znaleźć dopiero w artykule Adama Strzałkowskiego — „Dlaczego gwiazdy świecą” (5-6/1951). Wcześniejszy o parę lat artykuł na ten temat (Jan Mergentaler — „Dlaczego Słońce świeci”, Urania 3-4/1946) zawierał niestety błędy merytoryczne — autor pisał np., że w procesie produkcji energii „znika nie tylko wodór; zużywa się również i azot, jednak dostarczycielem energii jest głównie wodór.”
Rys. 15 Okładka pierwszego powojennego numeru „Uranii” — maj/czerwiec 1946 r.
Rys. 16 Tak zaczęła się radioastronomia — Karl Jansky przy swej radioantenie w 1932 r.
Pierwsze informacje o radioastronomii, zapoczątkowanej w 1932 r. przez Karla Jansky'ego (rys. 16), czytelnicy Uranii uzyskali dopiero z artykułu Wilhelminy Iwanowskiej — „Astronomia radiowa” (11-12/1951). W tym wypadku jednak „winę” ponosi całe środowisko astronomów, które w pierwszym okresie bardzo podejrzliwie odnosiło się do wyników Jansky'ego. Chociaż odkrycie fal radiowych z kosmosu zostało nawet zaprezentowane w prasie codziennej (New York Times, 14 V 1933 r.), astronomowie w większości ignorowali wyniki badań Jansky'ego i Grote Rebera, który jako drugi zajął się tą nową dziedziną drugi zajął się tą nową dziedziną. Dopiero po wojnie zainteresowanie radioastronomią zaczęło gwałtownie rosnąć. W 1944 r. holenderski astronom Hendrik Van de Hulst obliczył, że przejście w atomie neutralnego wodoru między stanami równoległego i antyrównoległego ustawienia spinów protonu i elektronu odpowiada promieniowaniu o długości fali 21,2 cm. Promieniowanie to zostało eksperymentalnie wykryte w 1951 r. przez Harolda Ewena i Edwarda Purcella. Odkrycie to otworzyło drogę do badania struktury Galaktyki. Już wkrótce uzyskano w tej dziedzinie spektakularne wyniki (rys. 17).
We wrześniu 1952 r. w Rzymie odbył się Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej, na którym Walter Baade przedstawił sensacyjne wyniki swej analizy cefeid i konkludował, że:
Rys. 17 Rozkład gazowego neutralnego wodoru w Galaktyce, według J. H. Oorta, G. Westerhouta i F. J.Kerra (1958)
„[…] albo punkt zerowy cefeid klasycznych, albo punkt zerowy zmiennych typu gromad muszą być wyznaczone błędnie […]. Błąd jest w punkcie zerowym cefeid klasycznych. Wartość tego błędu musi być taka, że nasze poprzednie oceny odległości pozagalaktycznych, ale nie odległości wewnątrz naszej Galaktyki, są niedocenione aż o czynnik 2 […]. Wprowadzona przez Hubble'a stała czasowa Wszechświata musi być teraz powiększona od 1,8×109 lat do około 3,6×109 lat.”
Rys. 18 Początek artykułu o przełomowym odkryciu Baadego (nr 7/1954)
Jest zastanawiające, że o tym epokowym odkryciu czytelnicy Uranii dowiedzieli się ze znacznym opóźnieniem. Dopiero w nr 7/1954 Jerzy Wąsowski wyjaśnił istotę i znaczenie odkrycia Baadego w artykule „Nowy pogląd na odległości międzygalaktyczne” (rys. 18). Artykuł ten zaczynał się od słów: „Jednym z najbardziej sensacyjnych wydarzeń w dziedzinie astronomii w ostatnich latach jest wniosek, że pewna metoda wyznaczania odległości we Wszechświecie daje błędne wartości, mianowicie, że odległości dawane przez nią są dwukrotnie za małe. Oznacza to, że dostępna obserwacji część Wszechświata jest faktycznie dwukrotnie większa niż to do tej pory ocenialiśmy… Zagadnienie błędu w powszechnie dotychczas stosowanej metodzie wyznaczania międzygalaktycznych odległości zostało zreferowane przez W. Baadego na ostatnim Kongresie Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Rzymie (we wrześniu 1952 r.), gdzie wywołało dużą sensację ze względu na swe wielkie znaczenie kosmologiczne”
To opóźnienie informacyjne jest tym bardziej zdumiewające, że już w nr 12/1952, a więc parę miesięcy po Kongresie w Rzymie, ukazał się bardzo obszerny artykuł jego uczestnika, Eugeniusza Rybki, o przebiegu tego zjazdu astronomów. Na dziewięciu stronach artykułu znajdujemy bardzo szczegółowe informacje o tematyce kongresu, wyborach władz Unii, wspaniałej atmosferze obrad, w której stale miano podkreślać wielkie osiągnięcia astronomów ze Związku Radzieckiego (większość artykułu poświęcona jest omówieniu tych osiągnięć), nawet o imprezach towarzyskich. A o odkryciu Baadego nie ma ani słowa! Trudno znaleźć wyjaśnienie tego faktu. Może przyczyną była panująca wtedy w Polsce atmosfera: był to wszak szczyt okresu stalinowskiego. Może prof. Rybka, który na tym kongresie został wybrany jednym z wiceprzewodniczących Unii, był tak zaabsorbowany sprawami organizacyjnymi, że nie wysłuchał referatu Baadego?
Pozwolę sobie na wprowadzenie tu krótkiego wątku autobiograficznego. Jesienią 1958 r. — było to chyba w połowie września — prof. Włodzimierz Zonn wszedł do Biblioteki Obserwatorium Astronomicznego UW, gdzie wtedy często przesiadywałem, i zaskoczył mnie, mówiąc: Chciałbym, aby pan został redaktorem naczelnym Uranii. Z wrażenia niemal odebrało mi mowę. Miałem dopiero 25 lat i chociaż byłem wtedy silnie związany z astronomią i Uranią, w której zamieściłem sporo krótszych i dłuższych artykułów, moje doświadczenie edytorskie było zerowe. Odpowiedziałem więc, że chyba zupełnie się nie nadaję do pełnienia tak odpowiedzialnej funkcji. Ale profesor Zonn nie dał za wygraną i coraz mocniej mnie przekonywał i naciskał, aż wreszcie ustąpiłem.
Dopiero po ochłonięciu z wrażenia zdałem sobie sprawę z tego, na co się zgodziłem. Okazało się, że teka redakcyjna była oczywiście prawie pusta, a tu w ciągu miesiąca miałem przekazać do drukarni komplet materiałów do numeru styczniowego 1959 r. Wydawało mi się, że zadanie jest niemożliwe do wykonania. Przyszedł mi jednak do głowy pomysł zrobienia zrobienia numeru monotematycznego, poświęconego wyłącznie Księżycowi. W tym czasie ZSRR próbował już wysłać rakiety na Księżyc i wydawało się, że wkrótce kolejna próba musi zakończyć się sukcesem.
Rys. 19 Okładka „księżycowego” numeru Uranii ze stycznia 1959 r.
Uprosiłem doc. Macieja Bielickiego, którego bardzo dobrze już znałem, aby w ekspresowym tempie opracował artykuł o trasach lotów na Księżyc. Mój szkolny kolega, dr Andrzej Marks, napisał artykuł o krajobrazie Księżyca, a ja sam napisałem tekst o odwrotnej stronie Księżyca i parę notatek „księżycowych” do Kroniki. Kalendarzyk astronomiczny dra Jana Pagaczewskiego był, jak zwykle, gotowy na czas. Do tego doszło parę tekstów do Kroniki PTMA. Numer 1/1959 został przygotowany w terminie i ukazał się w pierwszych dniach stycznia (rys. 19). Na wstępie zamieściłem następujący odredakcyjny komentarz: „Numer niniejszy jest numerem specjalnym, poświęconym w przeważającej części zagadnieniom dotyczącym Księżyca. Sprawy te są dziś wyjątkowo aktualne i interesujące w związku z próbami wyrzucenia rakiety księżycowej. Próby te już czterokrotnie były nieudane, ale może w najbliższych tygodniach przyniosą zwycięstwo.”
Niespodziewanie okazało się, że był to strzał w dziesiątkę. Oto gdy styczniowy numer Uranii docierał do czytelników, 4 I 1959 r. kolejna rakieta ZSRR doleciała w pobliże Księżyca i minęła go tylko o 6000 km. Dziś już nie pamiętamy, że był to na owe czasy niezwykły sukces i prasa całego świata była pełna tekstów na ten temat. Bardzo wiele osób gratulowało mi wtedy intuicji. Chyba w ten sposób od razu zdobyłem zaufanie czytelników.
Moja przygoda z Uranią trwała do końca 1964 r. i skończyła się w znacznie mniej przyjemny sposób. Ówczesnym władzom nie spodobało się to, że w numerze „gwiazdkowym” w 1963 r. puściłem artykuł prof. Felicjana Kępińskiego pt. „Gwiazda betlejemska”. Artykuł był oczywiście czysto astronomiczny, ale zaczynał się od cytatu z Ewangelii św. Mateusza, gdzie mowa o gwieździe, która prowadziła mędrców. Jakiś nadgorliwy urzędnik z Ministerstwa Oświaty uznał, że szerzenie treści religijnych wśród młodzieży szkolnej jest wysoce naganne i zawiadomił władze PTMA, że Ministerstwo wycofuje swoje zalecenie dla bibliotek szkolnych, w którym Urania uznawana była za miesięcznik pożądany.
PTMA przechodziło wtedy trudny okres. Kolejny, szósty już rok Towarzystwem rządził kurator i dopiero w kwietniu 1964 r. przywrócono normalne funkcjonowanie Zarządu Głównego, wybranego na nowo na Walnym Zjeździe Delegatów w Krakowie. Wobec silnych nacisków władz PTMA, które liczyły, że w zamian za „moją głowę” odzyskają zaufanie Ministerstwa Oświaty, zdecydowałem wtedy złożyć rezygnację z funkcji redaktora naczelnego Uranii.
Postęp w poznawaniu ciał Układu Słonecznego był bardzo szybki. W następnej próbie lotu do Księżyca uczonym radzieckim udało się dobrze wycelować. 13 IX 1959 r. Łunnik II dotarł do Księżyca i rozbił się o jego powierzchnię.
Rys. 20 Historyczne zdjęcia powierzchni Księżyca wykonane przez Rangera 7 (z lewej) i Rangera 8 (z prawej)
Wielkie wrażenie wywołał lot Łunnika III, który 6 X 1959 r. przesłał na Ziemię fotografie nigdy przedtem nie widzianej odwrotnej strony Księżyca. Palmę pierwszeństwa przejęli wkrótce Amerykanie. Odnotujmy, że 31 VII 1964 r. Ranger 7 wykonał pierwsze fotografie Księżyca z bliskiej odległości, a 20 II 1965 r. Ranger 8 rozbił się o powierzchnię Księżyca, przesyłając do ostatniej chwili zdjęcia, których rozdzielczość doszła do 4 m! (rys. 20). Ukoronowaniem podboju Księżyca był udany lot statku Apollo 11, którego załoga wyszła 21 VII 1969 r. na powierzchnię Księżyca. Neil Armstrong, który jako pierwszy człowiek postawił stopę na innym ciele niebieskim, wypowiedział wtedy słynne słowa: „To jest tylko mały krok człowieka, ale gigantyczny skok ludzkości”.
Rys. 21 Mapy Merkurego wykonane przez Schiaparellego i Antoniadiego — z artykułu Konrada Rudnickiego w nr 2/1954
Rys. 22 Mozaika zdjęć Merkurego wykonanych przez Marinera 10 w 1974 r.
Miarą postępu w poznawaniu planet może być kilka faktów dotyczących Merkurego. Przez wiele lat uznawano za dowiedzione, że ta planeta jest stale zwrócona do Słońca tą samą półkulą i jej okres obrotu dokoła osi jest równy okresowi obiegu wokół Słońca i wynosi 88 dni. Istniały nawet mapy Merkurego zawierające wiele szczegółów powierzchni, istniejących, jak się później okazało, tylko w wyobraźni obserwatorów (rys. 21).
W 1965 r. R. Dyce i G. Pettengill wykonali serię obserwacji radarowych Merkurego i udowodnili, że jego okres obrotu wokół osi wynosi 58,65 dni. A w marcu 1974 r. amerykański próbnik kosmiczny Mariner 10 przesłał na Ziemię fotografie ukazujące powierzchnię Merkurego usianą kraterami jak powierzchnia Księżyca (rys. 22).
Rys. 23 Mapa „kanałów” na Marsie wg Percivala Lowella
Dramatycznie zmieniły się także nasze wyobrażenia o Marsie (rys. 23). 15 VI 1965 r. Mariner IV przesłał na Ziemię pierwsze fotografie Czerwonej Planety, wykonane z bliskiej odległości. Okazało się, że Mars ma powierzchnię pokrytą kraterami (rys. 24). Całą wcześniejszą wiedzę o tej planecie można było włożyć do lamusa. Kolejne sondy kosmiczne dostarczyły niezwykle dokładnych zdjęć całej powierzchni Czerwonej Planety, a ukoronowaniem dotychczasowego programu poznawania Marsa było lądowanie na nim próbników Viking i Pathfinder.
Rys. 24 W rzeczywistości powierzchnia Marsa jest pokryta kraterami, a nie kanałami
Rys. 25 Pierścienie Saturna według fotografii Voyagera 1 (1980)
Wspomnę też, że niezwykle spektakularne okazały się wyniki amerykańskich sond Pioneer i Voyager wysłanych w kierunku wielkich planet naszego Układu. Uzyskano nie tylko znakomitej jakości fotografie Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna, ale także ich satelitów (rys. 25). Dzięki zdjęciom Voyagerów odkryto także sporo nowych naturalnych satelitów tych planet.
Jako podsumowanie tego przypomnienia „planetarnego” etapu najnowszej historii astronomii przytoczę słowa z artykułu Krzysztofa Ziołkowskiego (Urania, nr 1/1998): „Obraz Układu Słonecznego wyłaniający się z nowych odkryć i dociekań ostatnich lat składa się z 8 planet […] Pluton, do niedawna traktowany jak dziewiąta planeta […] wydaje się być po prostu jednym z członków Pasa Kuipera.”
W 1963 r. amerykański astronom Maarten Schmidt opublikował w Nature (197, s. 1040) artykuł zatytułowany: „3C 273 : A Star-Like Object with Large Red-Shift”. Tak rozpoczęła się epoka kwazarów, które do dziś pasjonują astronomów. Czytelnicy Uranii z pewnym opóźnieniem dowiedzieli się o odkryciu nowych obiektów kosmicznych (rys. 26).
Rys. 26 Zdjęcia czterech kwazarów towarzyszyły artykułowi Włodzimierza Zonna w nr 4/1966
„Słowo quasi-gwiazda lub z amerykańska quasar raz po raz pojawia się na łamach dzienników i czasopism. Tą dość dziwnie brzmiącą nazwą określają astronomowie pewne twory kosmiczne, odkryte przed mniej więcej dwoma laty. Odkrycie tych tworów z wielu powodów uznać należy za przełomowe w rozwoju astronomii.” — tymi słowami prof. Włodzimierz Zonn rozpoczął swój artykuł „O quasi-gwiazdach” (Urania 4/1966). Potem informacje o kwazarach regularnie ukazywały się w Uranii. Co pewien czas dowiadujemy się o pobiciu nowego rekordu przesunięcia ku czerwieni z, czyli odległości kwazarów. Najdalszy znany obecnie obiekt ma z = 5,82.
Historia odkrycia promieniowania będącego „świadkiem” Wielkiego Wybuchu jest pełna przypadków, pomyłek i niedowierzania.
Już w 1948 r. Ralph Alpher i Robert Herman przewidzieli, że Wszechświat jest wypełniony izotropowym promieniowaniem o temperaturze około 5 K, będącym pozostałością po gorącym etapie ewolucji Wszechświata. Ale ani ten artykuł w Nature („Evolution of the universe”, 162, s. 774 (1948)), ani szereg następnych prac tych autorów wspólnie z ich opiekunem naukowym Georgem Gamowem, nie wywołał wielkiego zainteresowania wśród ludzi zajmujących się kosmologią.
Było kilka prac, w których promieniowanie takie nie tylko zaobserwowano, ale nawet oceniono jego temperaturę. Jednakże żadna z nich nie wywarła jakiegokolwiek wpływu na rozwój tej dziedziny.
W 1955 r. Francuz Émile Le Roux badał promieniowanie nieba na fali o długości 33 cm i stwierdził, że dochodzi ono do ziemi izotropowo, a jego temperatura wynosi 3 ± 2 K. Mimo publikacji wyników w prestiżowym periodyku Comptes Rendus Francuskiej Akademii Nauk w 1957 r. sprawa ta została zapomniana!
Dwa lata później młody astrofizyk radziecki T. A. Szmaonow zmierzył kosmiczne izotropowe promieniowanie tła na długości 3,2 cm i wyznaczył jego temperaturę na 4 ± 3 K. Ten wynik, opublikowany tylko w radzieckim czasopiśmie z fizyki technicznej, nie miał oczywiście szans, by go zauważyli astronomowie.
Fizyk amerykański Ed Ohm z Laboratorium Bella zbudował aparaturę radiometryczną w celu odbioru promieniowania mikrofalowego z balonu Echo wypuszczonego przy użyciu rakiety w 1960 r. Prowadząc obserwacje na fali o długości 11 cm, stwierdził on istnienie nadwyżki temperatury anteny o wartości 3,3 K. Wynik Ohma, opublikowany w 1961 r. w Bell System Technical Journal, nie mógł być oczywiście zauważony przez astrofizyków. Spopularyzowali go wśród astronomów Andriej Doroszkiewicz i Igor Novikow, którzy w artykule ogłoszonym po rosyjsku w 1963 r., a po angielsku rok później, napisali, że: „[…] wynik pomiarów Ohma 2,3 ± 0,2 K jest zgodny z teoretycznie obliczoną temperaturą 2,4 K […]. Dodatkowe pomiary […] najlepiej wykonane za pomocą sztucznych satelitów Ziemi […] pomogą ostatecznie rozwiązać problem poprawności teorii Gamowa.” Jednak ten artykuł także nie miał dalszego echa.
Wreszcie, w 1962 r., amerykański astronom William Rose z Naval Research Laboratory także podjął próbę pomiaru kosmicznego promieniowania tła. Ocenił jego temperaturę na około 3 K, ale nie będąc pewny poprawności metody, wyniku tego w ogóle nie opublikował.
A najdziwniejsze jest to, że już w 1940 r. australijski astrofizyk Andrew McKellar obliczył na podstawie pomiarów pasm międzygwiazdowego cyjanu, że znajduje się on w temperaturze 2,3 K. Ten wynik był nawet cytowany w poczytnym podręczniku spektroskopii Gerharda Herzberga i nikt nie zwrócił na to uwagi!
Trzeba pamiętać, że w połowie ubiegłego stulecia teoria Wielkiego Wybuchu była traktowana dość podejrzliwie. Najlepiej odwołać się do autorytetu, jakim był Otto Struve. Pisząc swą piękną książkę Astronomy of the XXth century (1962, tłum. i wyd. polskie 1967 r.) tyle miał do powiedzenia na temat ewolucji Wszechświata:
„Najprostszą drogą wyjaśnienia zjawiska ekspansji Wszechświata jest założenie, że a) w pewnym momencie w bardzo odległej przeszłości wszystkie galaktyki były bardzo blisko siebie, może nawet tworząc coś, co G. Lemaître nazwał pierwotnym „zalążkiem” Wszechświata, oraz b), że w pewnym momencie, przyjmowanym zwykle za punkt zerowy naszej skali czasu, wszystkie galaktyki zostały z różnymi prędkościami wyrzucone ze środka „zalążka” i c), że galaktyki mające początkowo największe prędkości są obecnie w największych od nas odległościach. Hipoteza ta, nazywana przez astronomów teorią kosmogoniczną „wielkiego wybuchu” (Big Bang), implikuje, że odwrotność stałej Hubble'a przedstawia wiek Wszechświata mierzony od wybranego punktu zerowego. Jeżeli stała Hubble'a wynosi w przybliżeniu 100 km/s na milion parseków, to stąd wynika, że wiek Wszechświata wynosi około 10 miliardów lat. Wielkim zwolennikiem teorii „Wielkiego Wybuchu” był George Gamow.
Ale teoria „Wielkiego Wybuchu” jest tylko jedną z wielu możliwych. Konkuruje z nią teoria „stanu trwałego” (steady-state), która przyjmuje stopniową ekspansję układu galaktyk i stałe tworzenie się materii w obserwowanej objętości przestrzeni, dla zachowania stałej gęstości materii w tej odległości. Z teorią „stanu trwałego” najbardziej związane są nazwiska H. Bondiego, T. Golda i F. Hoyle'a.”
Pamiętajmy, że to przecież sam Fred Hoyle wprowadził nazwę „Big Bang” sądząc, że w ten sposób najlepiej pozbędzie się konkurencji, ośmieszając teorię Lemaître'a, Gamowa i innych. Ale to właśnie jego teoria nie wytrzymała konfrontacji z danymi.
Wróćmy do odkrycia promieniowania tła. Arno Penzias i Robert W. Wilson w Laboratorium Bella nie mieli pojęcia o rozważaniach kosmologów ani też nie wiedzieli o wcześniejszych, wspomnianych wyżej, pomiarach. Zbudowali oni antenę, zamierzając badać na fali o długości 7,4 cm promieniowanie Drogi Mlecznej i pozostałości po wybuchach supernowych. Po rozpoczęciu pomiarów zorientowali się, że obserwują jakiś stały szum, niezależny od kierunku wycelowania anteny. Wydawało się, że przyczyną mogą być… gołębie, które uwiły sobie gniazdo wewnątrz anteny, ale po wypędzeniu ptaków szum pozostał. Przez cały rok dwaj młodzi uczeni próbowali bezskutecznie pozbyć się szumu albo zrozumieć jego pochodzenie.
Tymczasem w pobliskim Princeton Robert Dicke zainteresował się kosmologią i postanowił podjąć próbę wykrycia promieniowania reliktowego. Znał teorię „Wielkiego Wybuchu”, ale rozwijał też własną teorię grawitacji (teorię Bransa-Dickego) i interesował się teorią Wszechświata oscylującego. W lecie 1964 r. polecił swemu studentowi Jamesowi Peeblesowi wykonanie odpowiednich rachunków, a jego koledzy Peter Roll i David Wilkinson rozpoczęli konstrukcję aparatury radiometrycznej do pomiaru na fali o długości 3 cm. Zanim rozpoczęto pomiary, oba zespoły dowiedziały się o swych pracach. W marcu 1965 r. Peebles wygłosił wykład na uniwersytecie Johna Hopkinsa, ktoś wspomniał o tym Penziasowi, a ten skontaktował się z Dickem. Dopiero wtedy Penzias i Wilson zrozumieli, że zaobserwowali przewidziane przez teorię mikrofalowe promieniowanie tła.
Artykuły obu grup ukazały się w tym samym numerze Astrophysical Journal (tom 142, 1965). Na stronach 419–420 znalazła się praca Penziasa i Wilsona pod skromnym tytułem „A measurement of excess antenna temperature at 4080 Mc/s”, a na stronach 414–419 praca Dickego, Peeblesa, Rolla i Wilkinsona, w której tytule („Cosmic black-body radiation”) było już wspomniane sedno sprawy. Odkrycie wywołało tak wielką sensację, że doniósł o tym nawet New York Times (21 V 1965 r.).
O tym epokowym odkryciu czytelnicy Uranii dowiedzieli się jednak z dużym opóźnieniem i „na raty”. Pierwsza wzmianka pojawiła się dopiero w nr 2/1968, w tekście referatu „Struktura Wszechświata” amerykańskiego astronoma George'a Abella, w tłumaczeniu prof. Konrada Rudnickiego:
Rys. 27 Rysunki przedstawiają wyniki pomiarów temperatury mikrofalowego promieniowania tła przeprowadzonych z pokładu satelity COBE. Górna mapa przedstawia promieniowanie w którym dominuje tzw. składowa dipolowa spowodowana ruchem Ziemi w stosunku do odległej materii we Wszechświecie jak i przyczynki od naszej Galaktyki. Środkowa mapa powstała w wyniku odjęcia składowej dipolowej, dolna została dodatkowo wyczyszczona z promieniowania Galaktyki i przedstawia fluktuacje temperatury mikrofalowego promieniowania tła. Mapy wykonane zostały w projekcji Mollweidego
„Jeśli w przeszłości zaszedł „wielki zryw”, należałoby oczekiwać wielkiej ilości promieniowania, która wówczas została wyprodukowana. Wszechświat wyglądał jak niezmiernie gorąca raca. Ale w miarę ekspansji Wszechświata to promieniowanie ekspanduje wraz z nim i ochładza się. Kilka lat temu przewidziano, że to promieniowanie dziś powinno wyglądać jak promieniowanie bardzo zimnego ciała i powinno być widoczne we wszystkich kierunkach przestrzeni, ale posiada tak mało energii, że moglibyśmy je wykryć tylko radioteleskopami. Mniej więcej trzy lata temu takie słabe promieniowanie zostało rzeczywiście wykryte po raz pierwszy, a następnie potwierdzone przez kilka innych obserwacji. Przedstawia się ono jak promieniowanie ciała czarnego o temperaturze tylko o 3 stopnie wyższej od zera absolutnego. Jeśli interpretacja jest słuszna, to patrzymy radioteleskopami na „popioły” eksplozji „wielkiego zrywu”. Wydaje się więc, że coraz więcej wiemy o ewolucji i początku Wszechświata.”
W kolejnym numerze Uranii (3/1968) prof. Stefan Piotrowski zamieścił artykuł „Ewolucja gwiazd” i w końcowej części poświęcił kilkanaście wierszy odkryciu mikrofalowego promieniowania tła. Była to także tylko krótka wzmianka na marginesie głównego tematu. Trzecią, tym razem znacznie dłuższą wzmiankę znajdujemy w artykule Bohdana Paczyńskiego „Ostatnie osiągnięcia astronomii pozagalaktycznej” (5/1968).
Szybko jednak astronomowie zrozumieli znaczenie odkrycia mikrofalowego promieniowania tła i jego dokładniejszym badaniom poświęcano coraz więcej wysiłku. Także w Uranii coraz częściej pojawiały się informacje na ten temat. Pisali o tym np. Jacek Stryczyński „Potwierdzenie teorii wielkiego wybuchu” (11/1967), Bronisław Kuchowicz „Czy promieniowanie tła jest anizotropowe?” (10/1969), Michał Różyczka „O promieniowaniu izotropowym, zwanym przez niektórych promieniowaniem reliktowym, słów parę” (3/1974), Michał Heller „Promieniowanie tła” (7/1980) i Magdalena Sroczyńska-Kożuchowska „Sensacyjne odkrycie satelity COBE” (6/1992).
Rys. 28 Obecnie znamy rozkład natężenia mikrofalowego promieniowania tła z bardzo dużą dokładnością. Błędy na rysunku są powiększone aż 400 razy
Obecnie znamy bardzo dokładnie właściwości średnie mikrofalowego promieniowania tła. Jego temperaturę podaje się obecnie jako T = 2,726 ± 0,010 K, czemu odpowiada obecność 411 ± 2 fotonów reliktowych w każdym cm3 przestrzeni. Ta znakomita dokładność najlepiej świadczy o postępie naszej wiedzy (rys. 28).
Nie chcąc nadużywać cierpliwości redaktora i przedłużać tekstu, pominę omawianie kilku bardzo znaczących odkryć, jak np. pulsary, rozbłyski gamma, planety poza Układem Słonecznym. Nie mogę się jednak powstrzymać przed omówieniem dwu bardzo aktualnych zagadnień z pierwszego frontu badań Wszechświata.
Teoria Wielkiego Wybuchu i sprawa ucieczki galaktyk nadal mają swoich przeciwników, także wśród znanych astronomów. Na jakiej podstawie — pytają oni — mając do czynienia z wielkimi odległościami, przyjmujemy tak proste wyjaśnienie, że przesunięcie ku czerwieni w widmach galaktyk wynika ze zjawiska Dopplera? Może to po prostu „zmęczenie światła”, które przebywając ogromne odległości od najdalszych obiektów astronomicznych, traci część swej energii, a więc zwiększa długość fali? Ostatnio uzyskano jednak dwa wyniki, które powinny przekonać największych sceptyków. Pierwszy to pomiar temperatury mikrofalowego promieniowania tła w odległej epoce. Jak wiadomo, według teorii Wielkiego Wybuchu rozszerzaniu się Wszechświata towarzyszy ochładzanie się tego promieniowania: jego temperatura jest odwrotnie proporcjonalna do rozmiarów Wszechświata. Przesunięcie ku czerwieni (redshift) definiujemy jako względny przyrost długości fali promieniowania z = Δλ/λ. Takie przesunięcie ku czerwieni odpowiada epoce, w której Wszechświat był (1 + z) razy mniejszy (na przykład wartość z = 2 odpowiada Δλ = 3λ - λ = 2λ), a promieniowanie miało temperaturę (1 + z) razy większą.
Rys. 29 Zestawienie pomiarów temperatury promieniowania reliktowego dla różnych epok. Pomiar Sriananda, Petitjeana i Ledoux dla z = 2,3377 jest świetnie zgodny z zależnością liniową typu 1 + z pokazaną na rysunku jako linia przerywana. Pokazane są także wcześniejsze pomiary, które dały tylko górną granicę temperatury promieniowania
R. Srianand, P. Petitjean i C. Ledoux ogłosili niedawno w artykule „The cosmic microwave background radiation temperature at a redshift of 2,34”, Nature, 408, 931 (21 XII 2000), że udało się im wyznaczyć temperaturę promieniowania tła w epoce odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni z = 2,3377, a więc dawno temu. Dokonano tego, badając rozkład natężenia w widmach neutralnych atomów węgla i cząsteczek wodoru w odległym obłoku gazu. Obsadzenie poszczególnych poziomów energii jest, zgodnie z prawami fizyki, ściśle określone przez temperaturę gazu. Zatem promieniowanie dochodzące do nas z tego obłoku niesie z sobą informacje z okresu, kiedy Wszechświat był mniejszy i gorętszy niż obecnie. Okazało się, że istotnie temperatura obserwowanego promieniowania zawiera się w granicach między 6 i 14 K, co świetnie zgadza się z wartością (1 + 2, 3377) × 2,726 ≈ 9,1 K, która wynika dla tej wartości z ze standardowej teorii ekspandującego Wszechświata. Wcześniejsze próby zastosowania tej metody do pomiaru temperatury promieniowania tła w odległej przeszłości dawały tylko górne granice, zresztą także zgodne z oczekiwaniami teoretycznymi (rys. 29).
Drugi wynik to bezpośrednie potwierdzenie tego, że galaktyki się od nas oddalają. W tym celu wykorzystano gwiazdy supernowe typu Ia, których krzywe zmian jasności po wybuchu zostały dobrze zbadane. Okazało się, że te krzywe mają zdumiewająco stały kształt. Wiadomo, jak w czasie zmienia się jasność gwiazdy, po ilu dniach od osiągnięcia maksymalnej jasności zmniejsza się ona do połowy itd. Supernowe typu Ia stanowią więc swego rodzaju standardowe „zegary” rozmieszczone w różnych od nas odległościach. Wiadomo także, że maksymalne jasności absolutne tych obiektów są takie same, z bardzo niewielkim rozrzutem.
Już O. C. Wilson w 1939 r. zauważył, że krzywe zmian jasności gwiazd w oddalających się galaktykach powinny być poszerzone o czynnik (1 + z). Dzieje się tak, ponieważ wskutek ekspansji przestrzeni światło ma do przebycia coraz dłuższą drogę, wobec czego dociera do nas coraz później. Efekt jest zauważalny tylko dla bardzo odległych obiektów, dla których wartości z są dostatecznie duże. Jedynymi obiektami, które mogą służyć za takie „zegary”, są właśnie supernowe. Im dalej od nas znajduje się supernowa, tym bardziej poszerzona powinna być jej krzywa zmian jasności.
Rys. 30 Wartości „czynnika szerokości w”, przez które należy podzielić krzywe zmian jasności supernowych obserwowanych przy różnych wartościach z, aby się pokrywały, są świetnie zgodne z teoretyczną zależnością liniową 1 + z wynikającą ze standardowej teorii ekspansji Wszechświata. Linia pozioma odpowiada teorii „zmęczenia światła”
Gerson Goldhaber i 25 innych autorów, którzy prowadzą tzw. The Supernova Cosmology Project ogłosili właśnie („Astrophysical Journal”, 558, s. 359–368, 2001) wyniki swych pomiarów krzywych zmian jasności kilkudziesięciu supernowych odkrytych w odległych galaktykach. Okazało się, że po zastosowaniu czynnika normalizującego (1 + z) można było nałożyć na siebie wszystkie krzywe blasku (rys. 30). A więc galaktyki naprawdę się oddalają!
Autorzy artykułu stwierdzają na zakończenie: „Interesujące jest, że przesunięcie światła ku czerwieni mierzy ekspansję Wszechświata za pomocą „mikroskopowego” zegara o okresie T ≈ 2 × 1015 sekundy, natomiast nasze zegary „makroskopowe”, supernowe typu Ia, mierzą ekspansję w czasie około 4 tygodni, T ≈ 2 × 106 s. Zatem ekspansja typu (1 + z) jest zgodna z obserwacjami dla dwóch okresów czasu, które różnią się o 21 rzędów wielkości.”
Za mistrza popularyzacji uważałem zawsze prof. Włodzimierza Zonna. Dawno temu z jednego z jego artykułów (Problemy 4/1955, s. 286) wynotowałem do notesu zdania, które przechowuję do dziś, gdyż przepięknie wyrażają istotę popularyzacji wiedzy:
„Mając w ręku książkę popularnonaukową, chciałbym w niej widzieć zarówno źródło nowych zainteresowań, jak i też zaspokojenie ich i wielu dawniej istniejących. Chciałbym, aby książka popularnonaukowa nie tylko uczyła i informowała, lecz dawała rodzaj syntezy wiedzy, którą się zajmuje; wskazywała nowe i ukryte dotąd horyzonty nauki; wyjaśniała szeroko jej zastosowania, tłumaczyła jej wpływ na całość życia ludzkiego, jej wkład do poglądu na świat i jej wpływ na kształtowanie się nowych idei filozoficznych. Taką właśnie wyobrażam sobie książkę popularnonaukową…”
Prof. Zonn pisał w tym wyjątku o książkach popularnonaukowych, ale nie ulega wątpliwości, że to samo sądził o popularnonaukowych artykułach.
Uważam, że autorzy Uranii postępują zgodnie z ideałem nakreślonym przez mistrza, a to zapewne dlatego, że — niezależnie czy są astronomami zawodowymi czy utalentowanymi amatorami — pozostają niezwykle silnie związani uczuciowo z nauką o Wszechświecie i swoją fascynację starają się przekazywać innym.
Tym właśnie materiały w Uranii różnią się od tych, które przygotowują inni, nawet „zawodowi” popularyzatorzy, ale nie mający związków z astronomią.
Porównując obecną Uranię – Postępy Astronomii z numerami naszego czasopisma sprzed kilkudziesięciu lat, łatwo także dojść do wniosku, że — pomijając oczywisty postęp w szacie graficznej i sztuce edytorskiej — obecni czytelnicy mogą być szczęśliwi, ponieważ mają dostęp do najnowszych informacji w zasadzie na bieżąco. Nie do pomyślenia jest już dziś, aby informacja o jakimś ważnym odkryciu czy wydarzeniu ukazywała się w naszym czasopiśmie dopiero po roku czy paru latach. Myślę, iż wynika to także stąd, że obecnie astronomowie polscy odgrywają w rozwoju astronomii znacznie większą rolę niż dawniej, są więc stale obecni na pierwszej linii badań i trzymają rękę na pulsie postępu.
|
 |
Copyright © „Urania — Postępy Astronomii” webmaster: Marek Gołębiewski |
|
