Przez pustkowia Układu Drogi Mlecznej mknie karłowata gwiazda, podobna do miliardów gwiazd tego typu, nagminnie w nim występujących. To Słońce. W każdej sekundzie przebywa ono drogę aż 250 km. Siły odpowiedzialne za jego ruch orbitalny mają siedlisko w środku masy układu, zwanego krótko Galaktyką. Dla obserwatora z Ziemi owo jądro Galaktyki znajduje się gdzieś poza obłokami ciemnej materii międzygwiazdowej widocznymi na tle gwiazdozbiorów: Strzelca i Tarczy Sobieskiego.
Orbita słoneczna przypomina rozległą elipsę. Jej obwód liczy przypuszczalnie 200 tyś. lat świetlnych, czyli 2 tryliony kilometrów. Tę ogromną trasę pokonuje Słońce w ciągu 200 min lat.
Nasza gwiazda — podobnie jak ogół ciał niebieskich — wiruje dokoła osi przechodzącej przez środek jej masy, przy czym jeden taki obrót trwa blisko 26 dni ziemskich. Jeżeli zaś okres jednego obiegu Słońca wokół środka masy Galaktyki nazwiemy „rokiem galaktycznym", to jeden jego obrót dokoła własnej osi będzie jakby „dobą słoneczną". Rok galaktyczny liczy ich ponad 2,5 mld.
Żadne przeszkody nie zakłócają ruchu galaktycznego Słońca, jedynie przyciąganie mijanych z dala gwiazd i przejścia przez obłoki pyłowo-gazowe modelują nieco orbitę słoneczną. W Galaktyce jest bowiem tyle wolnego miejsca, że zderzenie zupełnie gwiazdom nie grozi. Dość powiedzieć, że światło Słońca dociera do najbliższych gwiazd dopiero po upływie kilku lat, a przecież w każdej sekundzie przebywa aż 300 tyś. km.
Wiadomo, że Słońce nie podróżuje samotnie w przestrzeniach między-gwiazdowych, lecz unosi ze sobą 9 planet z ponad 40 ich księżycami, tysiące planetoid, miliony komet oraz liczne roje meteorów. Wszystkie te ciała obiegają Słońce po różnego kształtu i różnej wielkości elipsach w ciągu różnego czasu. Najmniejszą elipsę opisuje najbliższa Słońca planeta, Merkury. Średnia jej odległość od gwiazdy dziennej wynosi 57,9 min km. Na jedno o-krążenie Słońca planetą ta zużywa 88 dni ziemskich. Natomiast najrozleglej-sze tory zakreślają niektóre długookresowe komety, które w swych apheliach, tzn. w najodleglejszych punktach swych orbit, odsuwają się od Słońca na kilkanaście bilionów kilometrów, zużywając na jedno obieżenie tak wydłużonych elips kilkadziesiąt milionów lat.
Ponieważ cały nasz układ planetarny tworzy współzależną całość, podlegającą sile przyciągania Słońca, przeto — mierząc dokładnie ruchy planet i komet — wyliczono na podstawie prawa powszechnego ciążenia masę Słońca. Wynosi ona 1,989-1030 kg (w przybliżeniu dwójka z 30 zerami). Jest to ponad 300 tyś. razy więcej, niż wynosi masa Ziemi.
Ruchy planet odbywają się zgodnie z prawami odkrytymi przez niemieckiego astronoma z przełomu XVI i XVII w. — Johanna Keplera. Pierwsze prawo Keplera głosi, że planety obiegają Słońce nie po okręgach, jak postulował Kopernik, lecz po elipsach, przy czym Słońce znajduje się zawsze w ognisku takiej elipsy. Prawo drugie stwierdza, że promień wodzący (odcinek prostej łączący Słońce z planetą) zakreśla równe pola w równych odstępach czasu. I wreszcie trzecie prawo wiąże okresy obiegu planet wokół Słońca (T) z ich średnimi odległościami od Słońca (a). Zapisujemy je w postaci:
Po najbardziej wydłużonej orbicie biegnie Pluton, najmniejsze odstępstwo od kształtu kołowego wykazuje orbita Wenus.
A jak zważono Ziemię? Otóż dokonano tego dwoma sposobami: pośrednio z obserwacji ruchu Księżyca oraz bezpośrednio z pomiarów fizycznych, dokonywanych na powierzchni Ziemi*. Rolę Księżyca spełniają ostatnio także wysokopułapowe sztuczne satelity, krążące poza atmosferą ziemską. Ponieważ ich okres obiegu wokół Ziemi daje się łatwo zmierzyć, przeto możemy z dużą dokładnością wyznaczyć masę naszej planety.
Nie tylko jednak Słońce przyciąga planety, ale i planety z taką samą siłą przyciągają ku sobie Słońce. Planety w wyniku działania siły odśrodkowej, pojawiającej się zawsze w ruchu obrotowym, starają się po liniach prostych
*Masę Ziemi wyznaczamy na jej powierzchni z prawa powszechnego ciążenia, przez porównanie siły przyciągania między dwiema wybranymi masami z siłą przyciągania wywieraną na nie przez Ziemię. Siły, którymi przyciągane są ciała na powierzchni Ziemi, noszą nazwę ich ciężarów. Oznaczmy masę Ziemi przez M, masę przyciąganego ciała przez m, promień zaś Ziemi przez R. Siła przyciągania, czyli ciężar P, wyraża się wzorem Newtona:
M-m P = G—p^m-g
w którym współczynnik G nosi nazwę stałej grawitacyjnej, g zaś oznacza przyspieszenie siły ciężkości. Ż powyższego wzoru wynika, że
rM S = G-
Masa Ziemi da się przeto obliczyć, jeśli znamy przyspieszenie g w danej miejscowości (z pomiarów grawimetrycznych) i wyznaczymy doświadczalnie wartość liczbową G. W wyniku dokładnych pomiarów tego rodzaju uzyskano wartość:
umknąć w przestrzenie międzygwiazdowe, lecz działająca dośrodkowo • siła przyciągania Słońca ustawicznie naprowadza je na tor eliptyczny. Taka sama gra sił zachodzi też pomiędzy planetami i ich księżycami. Tutaj znów księżyce jak gdyby chciały się oswobodzić, a planety nieustannie utrzymują je na orbitach okołoplanetarnych.
A teraz kilka danych liczbowych. Siła wzajemnego przyciągania w układzie Ziemia-Księżyc, dla średniej odległości naszego satelity, wyraża się liczbą: 20-1018 kG, tzn. 20 trylionów kilogramów siły. Symbolem „kG" oznaczają fizycy siłę równą 9,80665 N, gdzie z kolei niuton (kg-m/s2) oznacza jednostkę siły, która masie l kg nadaje przyspieszenie l m/s2.
Lina, która mogłaby zastąpić siły grawitacyjne, jakie są w akcji pomiędzy Ziemią a Księżycem, musiałaby mieć grubość ponad 500 km
Lepiej od podanych liczb podziała na naszą wyobraźnię następujące obliczenie. Gdyby pomiędzy Ziemią a Księżycem nie było siły przyciągania, a więc działała tylko bezwładność rozpędzonej na orbicie masy księżycowej, wówczas, aby utrzymać Księżyc na trasie okołoziemskiej, trzeba by go umocować na konopnej linie grubości ponad 500 km. Ilustruje to wymownie potęgę sił grawitacyjnych.
Teraz przejdźmy do świata planet. Rachunek wykazuje, że w układzie Słońce-Ziemia działa średnio przyciąganie: 3630-1019 N, czyli 180 razy większe niż w układzie Ziemia-Księżyc. Jeżeli tę siłę w układzie Słońce-Ziemia przyjmiemy za jednostkę, to otrzymamy dla poszczególnych planet wartości, które uwidocznione zostały w tabeli 1.
Jak widać, najpotężniejsze siły grawitacyjne działają w układzie Słońce-Jo-wisz. Dla utrzymania tej olbrzymiej planety na orbicie byłaby potrzebna lina grubości około 23 tyś. km, a więc o średnicy prawie dwa razy większej niż średnica Ziemi. I nic dziwnego, skoro masa Jowisza przewyższa' łączną masę pozostałych planet 2,5 rażą. Natomiast dla niewielkiego i zarazem najdalszego Plutona wystarczyłaby więź o grubości zaledwie 7 km. Wreszcie maleńka planetoida Hermes, o średnicy l ,2 km, która tak blisko podkrada się do Ziemi, mogłaby być utrzymana przez Słońce na linie o grubości 2 m.
Rola Słońca w naszym układzie planetarnym nie kończy się na wpływach grawitacyjnych. Nie mniej ważne jest obdarzanie planet energią promienistą, przede wszystkim światłem. Z darów tych planety chwytają jednak tylko nieznaczną, bo zaledwie 4,33-10~9 część. Reszta uchodzi w przestrzenie galaktyczne, przyczyniając się do ich „podgrzania", ale w stopniu na tyle znikomym, aby to pominąć.
Jak planety obdzielane są energią promienistą Słońca?
Otrzymujemy następujące liczby. Z owego nikłego ułamka energii promienistej, który przytoczyliśmy powyżej, Merkury otrzymuje 10,17%, Wenus — 18,06%, Ziemia — 10,49%, Mars — 1,27%, Jowisz — 49,17%, Saturn — 10,31%, Uran — 0,39%, Neptun — 0,14%, Pluton zaś — 0,002%. Jak widać z niniejszego zestawienia, najwięcej energii otrzymuje powierzchnia Jowisza. Porównując powierzchnię Jowisza z powierzchnią Merkurego, łatwo dojść do wniosku, że największą ilość energii na jednostkę powierzchni otrzymuje oczywiście Merkury*, krążący najbliżej Słońca.
Przestrzeń międzyplanetarną
Od dawna wiadomo, że przestrzeń okołosłoneczna nie jest pusta. Zjawisko światła zodiakalnego — srebrzystej poświaty, widocznej, zwłaszcza w krajach tropikalnych, przed wschodem i po zachodzie Słońca, znane jest od tysiącleci. Poświata ta jest rezultatem rozpraszania światła słonecznego na cząstkach materii w przestrzeni międzyplanetarnej. Podobny woal otula latarnie uliczne w mglisty wieczór. Najwięcej przyczyniają się do wystąpienia tej poświaty cząstki tzw. pyłu kosmicznego, tzn. drobne ziarenka — z grubsza mówiąc — kamienne. Za pomocą sond kosmicznych umiemy obec-
* Patrz dane tabeli 2 na str. 22 i 23.
nie te ziarenka badać w obszarach, gdzie się znajdują, tzn. w rozległym pasie ciągnącym się wzdłuż płaszczyzny orbity Ziemi. Rozmiary tych ziarenek bywają bardzo różne. Najmniejsze, jakie jeszcze umiemy wykrywać, mają średnice rzędu l mikrometra*. Tych jest najwięcej. Wraz ze wzrostem rozmiarów, a zatem i masy ziarenek — ilość ich maleje. Największe takie twory nazywamy meteorami: ich masy mogą być rzędu kilogramów, a nawet ton; będzie jeszcze o nich mowa w dalszym ciągu. Wszystkie te ciała krążą wokół Słońca po orbitach różnych kształtów. Oprócz grawitacji działa na nie też siła ciśnienia promieniowania słonecznego. Jej względny wpływ jest tym większy, im lżejsze jest ziarenko. Być może, że małe ziarenka w obszarach bliższych Słońca w ogóle nie występują, wymiatane na zewnątrz przez ciśnienie promieniowania.
Jednakże nie pył stanowi najaktywniejszy składnik materialny w przestrzeni międzyplanetarnej. Bardziej ważką rolę odgrywa gaz międzyplanetarny, głównie wodór, z kilkuprocentową domieszką helu i śladami innych, cięższych pierwiastków. Gęstość tego gazu jest zmienna w czasie i przestrzeni; podczas gdy w pobliżu Ziemi mamy przeciętnie kilka atomów w l cm3, to gdy sonda kosmiczna, dzięki której umiemy tę gęstość wyznaczyć, posuwa się w kierunku Słońca, gęstość gazu wzrasta mniej więcej odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości od Słońca. W bezpośrednim otoczeniu naszej gwiazdy dziennej gaz ten łączy się w sposób ciągły z tzw. koroną słoneczną**, czyli rozrzedzoną otoczką gazową Słońca o temperaturze rzędu 1-2 min stopni. Można zatem powiedzieć, że gaz międzyplanetarny jest najbardziej zewnętrzną częścią korony Słońca i że Ziemia zanurzona jest w koronie słonecznej.
Temperatura tego gazu jest w pobliżu Ziemi wcale wysoka: około 10 tyś. stopni. Wpływu tej wysokiej temperatury nie odczuwamy, bowiem — po pierwsze — gaz ten jest niezmiernie rzadki, a po drugie — nie styka się on bezpośrednio z górnymi warstwami atmosfery Ziemi; osłania nas przed nim pole magnetyczne globu, przez które zjonizowane (obdarzone ładunkiem elektrycznym) atomy gazu nie mogą przeniknąć.
Gaz międzyplanetarny nie pozostaje w spoczynku. W wyniku wysokiej temperatury korony słonecznej, w gazie międzyplanetarnym w bliskim otoczeniu Słońca panuje tak wysokie ciśnienie, że warstwy bardziej zewnętrzne ulegają odepchnięciu od Słońca. Im dalej od Słońca, tym silniej gaz jest rozpędzony przez nadwyżkę ciśnienia. W okolicach Ziemi wieje już prawdziwy wicher o przeciętnej prędkości 400 km/s. Zjawisko to nazywamy wiatrem słonecznym. Prędkość wiatru słonecznego zależy od aktywności Słońca. Im więcej plam i rozbłysków na Słońcu, tym silniejszy (średnio) wieje wiatr słoneczny. W okresie gwałtownych zaburzeń na powierzchni Słońca prędkość
Schematyczny przebieg linii sił pola magnetycznego Słońca na znacznych odeń odległościach
tego wiatru osiąga nawet 2 tyś. km/s. W okresach spokojniejszych prędkość jego maleje do około 180 km/s, wydaje się jednak, że wiatr słoneczny nigdy nie zanika zupełnie. Gęstość międzyplanetarnego gazu w okresach burz jest wyraźnie wyższa od przeciętnej.
Gaz międzyplanetarny, wypływając na zewnątrz Słońca, porywa za sobą linie sił pól magnetycznych istniejących w koronie słonecznej. Gdyby Słońce nie obracało się dokoła osi, linie te biegłyby dokładnie od Słońca (radialnie). Ponieważ jednak Słońce się obraca,-a linie sił „zakotwiczone" są w dolnych warstwach korony i muszą się obracać wraz z nią, otrzymujemy spiralną strukturę linii sił, taką jak na rysunku.
W czasie rozbłysków na Słońcu produkowane są znaczne ilości wysokoenergetycznych cząstek (tzw. promieniowanie kosmiczne pochodzenia słonecznego) — protonów i elektronów, rozpędzonych do prędkości prawie przyświetlnych. Przebijają się one na zewnątrz przez wiatr słoneczny, biegnąc z olbrzymimi prędkościami wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Wraz z rozbłyskiem optycznym potok ich zwiastuje zwykle zaburzenia magnetyczne w otoczeniu Ziemi. I rzeczywiście, w kilkanaście lub kilkadziesiąt godzin później dobiega do Ziemi zgęszczony „wał" gazu międzyplanetarnego, pchany od Słońca przez gwałtowną zwyżkę ciśnienia, wywołaną rozbłyskiem. Ten zgęszczony obszar wiatru słonecznego z większą niż zwykle siłą atakuje okolice zajęte przez pole magnetyczne Ziemi, wywołując zjawisko burzy magnetycznej. W okresie takich zaburzeń gwałtownym zmianom ulega też natężenie i przebieg linii sił pola magnetycznego w obszarze zgęszczonego wału.
Dla lepszego zobrazowania natężenia owych pól magnetycznych podamy, że gdy pole magnetyczne na powierzchni Ziemi (tak łatwe do wykrycia za pomocą kompasu) wykazuje natężenie paru dziesiątych części jednostki zwanej erstedem (Oe), to w pobliżu powierzchni Słońca wynosi ono 1-2 Oe. Słabnie co prawda szybko wraz z odległością od Słońca i od Ziemi, lecz daje się mimo to rejestrować przez aparaturę sond kosmicznych. Dość powiedzieć, że magnetometry zainstalowane na ich „pokładzie" zdolne są wykryć nawet natężenia równe zaledwie jednej milionowej części ersteda.
W takim to ośrodku krążą planety, którymi teraz bliżej się zajmiemy.
Planety
W rodzinie Słońca na pierwszy plan wybijają się planety. Dzieje się tak z różnych względów. Po pierwsze dlatego, że mają one największą wśród satelitów Słońca masę i są z nich najtrwalsze. Po drugie, są jedynymi ciałami w Układzie Słonecznym, nadającymi się na siedlisko życia organicznego. Nie bez znaczenia też pozostaje fakt, że jedną z planet jest Ziemia — kolebka istoty rozumnej. Poza tym planety, jako twory obdarzone z reguły atmosferami i siłą ciężkości na powierzchni, to tereny przyszłej bezpośredniej ekspansji człowieka. Zdaje się na to wskazywać szybki rozwój astronautyki, którego jesteśmy świadkami.
UKŁAD PLANETARNY W LICZBACH*
* Dane odnoszące się do albedo większości planet zewnętrznych, czyli obiegających Słońce w większej odległości niż Ziemia, są niepewne. Również niepewne są dane co do okresu obiegu Urana i Neptuna. Parametry fizyczne Plutona znane są z bardzo małą dokładnością.
Orbity planet są elipsami niewiele różniącymi się od kół. Największą ekscentryczność, czyli odstępstwo od kształtu kolistego, wykazują orbity Merkurego i Plutona, najmniejszą — orbita planety Wenus. Wszystkie drogi planet leżą w pobliżu płaszczyzny okołosłonecznej drogi Ziemi, czyli tzw. płaszczyzny ekliptyki*; największy z nią kąt tworzą płaszczyzny orbit Merkurego i Plutona; wynosi on odpowiednio 7 i 17°.
* Płaszczyzna równika ziemskiego przecina się z kopułą nieba wzdłuż wielkiego koła, zwanego równikiem niebieskim. Płaszczyzna ekliptyki tworzy z płaszczyzną równika niebieskiego kąt 23° i przecina się z nią wzdłuż linii, od której liczy się odpowiednie współrzędne kątowe: długości ekliptyczne (w układzie ekliptycznym) i rektascensję (w układzie równikowym).
Planety odznaczają się jeszcze jedną cechą, która je wyodrębnia spośród ciał obiegających Słońce. Są mianowicie jedynymi w Układzie Słonecznym ciałami niebieskimi, na których powierzchni możliwe jest występowanie materii w trzech równocześnie stanach skupienia: gazowym, ciekłym i stałym, l ta właśnie okoliczność — oczywiście tylko w przypadku niektórych z nich — stwarza warunki do ewentualnego życia organicznego.
Temperatura powierzchni niektórych planet sprzyja ponadto zachodzeniu rozmaitych reakcji chemicznych, co wiąże się z wielkim bogactwem zjawisk fizycznych. Mimo że zainteresowanie przyrodą planet sięga okresu wynalezienia pierwszych lunet, to jednak wiadomości na temat tych zjawisk na sąsiednich nawet planetach są dość skąpe i przeważnie raczej niepewne. Niech za przykład posłuży tu planeta Wenus. Jej zasadnicze cechy fizyczne zde-
* Z uwzględnieniem przyspieszenia odśrodkowego wynikłego z obrotu planety. ** — znaczy około.
konspirowały dopiero niedawno sondy kosmiczne radzieckiej serii Wenera i amerykańskiej serii Mariner odpowiednio wyposażone w instrumenty. Informacje o Marsie zawdzięczamy amerykańskim i radzieckim sondom.
A inne planety? To jeszcze niewiadoma, mimo lotów ku Merkuremu, Jowiszowi i Saturnowi. Zanim wszakże następne automaty zanurzą się w ich atmosferach lub osiądą miękko na ich powierzchni i zaczną nam przekazywać bezpośrednio dane, spróbujmy dokonać przeglądu aktualnych o nich wiadomości oraz hipotez roboczych.
Będziemy się posuwać od najbliższego Słońcu Merkurego aż ku hipotetycznemu Transplutonowi, który zajął ostatnią lokatę na mrocznych peryferiach układu planetarnego.
Zestaw fotografii pięciu jasnych planet wykonanych w Obserwatorium Lovella
Celem zobrazowania rozmiarów i własności fizycznych planet podajemy tabelę 2. Liczby w niej zawarte są wynikiem wielowiekowych pomiarów, dokonywanych w miarę rozwoju nauki coraz doskonalszymi przyrządami, poczynając od prymitywnych lunetek Galileusza, poprzez XIX-wieczne doskonałe refraktory* aż do 5-metrowego kolosa optycznego w obserwatorium pa-lomarskim oraz współczesnych parabolicznych radioteleskopów o średnicy 300 m. Instrumenty te „uzbraja się" w różne przyrządy pomiarowe, jak fotometry, mikrometry, spektrografy i in.
A teraz kilka wyjaśnień w związku z treścią tabeli 2. Z geometrii wiadomo, że ekscentryczność elipsy charakteryzuje jej tzw. mimośród. Im większa ekscentryczność, tym mimośród wyraża się większą liczbą, która jednak nie może przekroczyć jedności. W związku z tym mimośrody niezbyt wydłużonych elips wyrażają się małymi liczbami, a w skrajnym przypadku koła, traktowanego jako elipsa, przybierają wartość 0.
Albedo podaje, jaka część (w procentach) docierającego do danej planety promieniowania słonecznego jest odbijana od jej powierzchni. Obecnie, w wieku radia i radaru, wyznacza się też albedo radiowe, które jest inne od optycznego, gdyż procent odbitych fal elektromagnetycznych zależy od długości fali.
* Refraktor jest to teleskop soczewkowy, w odróżnieniu od reflektora — teleskopu zwierciadlanego.
Masy planet zostały wyznaczone na podstawie prawa Newtona. Uzyskanie tych wartości dla planet posiadających księżyce przedstawiało się stosunkowo prosto. Z obserwacji ruchów księżyca można bowiem bez większych trudności obliczyć wielkość sił grawitacyjnych planety macierzystej, a stąd i jej masę. Sprawa komplikuje się, jeżeli planeta jest pozbawiona satelity. Wtedy za podstawę do obliczeń jej masy służą tylko obserwacje wywołanych przez nią zakłóceń ruchu planet sąsiednich lub sond kosmicznych. Jest to zadanie trudniejsze i przede wszystkim czasochłonne.
Strefa aktywności, rach satelitów
Podobnie jak Słońce sprawuje władzę grawitacyjną tylko w określonym obszarze przestrzeni i w pewnej odległości sąsiednie gwiazdy stawiają kres jego dominacji, tak i planety mają własne strefy aktywności, w których ich siły grawitacyjne przeważają nad wpływami przyciągania Słońca. Poza granicami tych stref górę bierze znowu grawitacja słoneczna. W mechanice nieba wprowadza się pojęcie tzw. strefy aktywności (oddziaływania), wewnątrz której — mówiąc najogólniej, ale niezbyt ściśle — przyciąganie planety przeważa nad przyciąganiem Słońca. Promień r takiej strefy można łatwo obliczyć dla każdej planety. Wielkość jego zależy od masy planety (m) oraz jej odległości od Słońca (d). Odnośny wzór ma postać: r = d • m2'5, gdzie m wyrażone jest w ułamkach masy Słońca.
I tak z tabeli 2 widzimy, że obszar przewagi grawitacyjnej Merkurego jest skromny; jego promień wynosi zaledwie 113 tyś. km. Ziemia otrzymała już większe „włości", bo sięgające na odległość 925 tyś. km od jej środka masy. Prawdziwych potentatów należy jednak szukać w masywnych planetach bardziej odległych od Słońca, takich jak Jowisz czy Saturn. Panują one nad drobnymi ciałami niebieskimi w obszarze o promieniu dziesiątków milionów kilometrów.
Z tabeli 2 oraz tabeli 3, w której zestawiliśmy dane dotyczące księżyców, wynika, że wszystkie one krążą wewnątrz stref aktywności macierzystych planet. Inaczej zresztą być nie może. Gdyby któryś księżyc z jakichś przyczyn znalazł się poza obrębem strefy aktywności swej planety, musiałby od tej pory biec po orbicie okołosłonecznej.
Oczywiście również księżyce mają swe strefy aktywności, w których ich siły przyciągania górują nad grawitacją macierzystych planet. Są to jednak obszary wręcz mikroskopijne. Ale i to ma znaczenie. Księżyc ziemski np. ma przewagę grawitacyjną w obszarze o promieniu 66 tyś. km, co przy obliczaniu tras rakiet księżycowych bierze się pod uwagę, uważając go w tej strefie za główne ciało wytwarzające pole grawitacyjne, a Słońce i Ziemię jako ciała zakłócające.
Obserwacje Kosmosu wykazują, że wszystkie ciała niebieskie dokonują obrotów wokół osi przechodzących przez ich środki mas. Obraca się Galaktyka, wirują gwiazdy, planety i księżyce, ba, stwierdzono nawet ruch obrotowy meteorów i drobnych ziaren pyłu kosmicznego. Obraz tego ruchu wirowego ciał niebieskich jest jednak zmienny w czasie. I tak w skali miliardów lat Słońce stopniowo zwalnia obrót planet wokół osi, wyrównując go z okresem obiegu wokół siebie. Taką samą akcję przeprowadzają w swych strefach aktywności planety w odniesieniu do podległych im księżyców. Dotyczy to w pierwszym rzędzie planet bliskich Słońca i księżyców bliskich planet macierzystych.
Jakie siły są tu w akcji, w jaki sposób przebiega to hamowanie? Otóż odpowiedzialność za taki stan rzeczy ponoszą siły grawitacyjne Słońca (planet) wywołujące powstawanie pływów na powierzchni planet czy też księżyców. Pływy oceanów ziemskich (przypływy i odpływy) znamy dobrze. Wiadomo, że Słońce, a przede wszystkim Księżyc, spiętrza w okolicach równikowych wody oceanów, tworząc dwa przeciwległe sobie wybrzuszenia. Wybrzuszenia te trzymane są jak gdyby na uwięzi przez wiszący nad nimi Księżyc i starają się zahamować szybki ruch wirowy Ziemi. Nie można zapominać, że okres obiegu naszego Księżyca wokół Ziemi trwa około 30 razy dłużej niż obrót Ziemi wokół własnej osi. Dlatego też, zanim owe wybrzuszenia oceanów i stałej skorupy obiegną Ziemię (wraz z Księżycem) jeden raz, planeta nasza dokona w tym samym czasie aż 30 obrotów. Siły przypływowe dążą więc wyraźnie do tego, aby zrównać okresy obrotu planet wokół własnych osi z okresami obiegu ich satelitów. Analogiczna gra sił zachodzi między Słońcem a planetami.
Jak wynika z rozważań teoretycznych, siły te są tym większe, im większa jest masa ciała „hamującego" (M), im większy jest promień (r) ciała „hamowanego" oraz im mniejsza jest odległość od siebie (D) obu ciał. Odnośny wzór ma postać:
gdzie G oznacza stałą grawitacyjną. Jaki jest skutek tej pracy sił od chwili powstania planet czy księżyców, a więc od czasów, gdy były one jeszcze globami gazowymi, a następnie ciekłymi? Odpowiedź dają liczby tabeli 2.
Widzimy, że dwie najbliższe Słońca planety — Merkury i Wenus — obracają się niezmiernie wolno: siły przypływowe już niemal w pełni je zahamowały. Dwie następne planety, Ziemia i Mars, wykazują też obroty wyraźnie zwolnione. Tylko planety bardziej odległe (D wielokrotnie większe niż u Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa) są na „pełnych obrotach". Siły przypływowe Słońca są w tych odległościach bardzo słabe (D występuje we wzorze w mianowniku ułamka w trzeciej potędze).
Zwolnienie obrotów planety ma duży wpływ na jej „klimat". Glob taki nie
jest już równomiernie nagrzewany przez Słońce w okresie doby. Strona dzienna zostaje „przegrzana", nocna zaś — na długo pozbawiona promieni słonecznych — wymrożona. Trudno więc upatrywać w takiej planecie siedliska życia organicznego.
A teraz rozpatrzmy skutki sił przypływowych wywieranych przez planety na ich księżyce. Siły te można dła każdego księżyca wyliczyć, jeśli oczywiście znamy jego średnicę. Są one niewielkie, lecz po miliardach lat wykonują swój plan — likwidują szybki ruch wirowy księżyców. Opierając się na wartości liczbowej tych sił w przypadku naszego Księżyca oraz lapetusa (przedostatniego księżyca Saturna), dochodzimy do wniosku, że większość księżyców w układzie planetarnym Słońca jest już zahamowana i tylko nieliczne wirują jeszcze szybko. Do tych ostatnich należy 7 zewnętrznych satelitów Jowisza i po jednym zewnętrznym księżycu Saturna i Neptuna. Bronią je przed siłami przypływowymi bądź niewielkie rozmiary, bądź też duża odległość od planet macierzystych (tab. 3).
W 1848 francuski astronom-teoret-yk E.A. Roche, badając teoretycznie grę sił przypływowych na powierzchni księżyców, udowodnił, że ciała te, jeżeli są płynne, nie mogą krążyć zbyt blisko planet, gdyż duże w tym przypadku siły przypływowe rozerwałyby je na drobne części. Staje się to zrozumiałe, jeżeli spojrzymy na podany powyżej wzór, w którym odległość księżyca występuje — jak to już zaakcentowaliśmy — w mianowniku ułamka, i to w trzeciej potędze. Zatem w pobliżu każdej planety istnieje pewna „strefa zakazana" dla księżyców, której granicy bezkarnie przekraczać nie wolno. Roche udowodnił, że przy jednakowych gęstościach planety i księżyca (co w praktyce jest bardzo prawdopodobne) w odległości równej 2,455 promienia planety od jej środka masy musi nastąpić taka właśnie katastrofa.
Teraz przyjrzyjmy się liczbom kolumny 15 tabeli 2 oraz kolumny 5 tabeli 3. Istotnie, znakomita większość księżyców [z wyjątkiem 1979 J3 (Metis), 1979 J l (Adrastea), 1980 S28 (Atlas), 1980 S27 i 1980 S26] nie krąży w strefie R o c h e' a. Natomiast — jak później zobaczymy — nie można tego powiedzieć o bardzo bliskich planety pierścieniach Saturna, z tego punktu widzenia zdających się stanowić pozostałość po jednym z satelitów tej planety, który ongiś odważył się przekroczyć granicę strefy Roche'a. Z tabeli 3 widać ponadto, że nie brak innych kandydatów do tego „przemiału" na pierścienie. Pierwszy w kolejności znajduje się bliższy księżyc Marsa, Phobos, drugi — Amaltea.
Lecz tu pewna niespodzianka. Oto Phobosowi ujdzie bezkarnie wejście w strefę Roche'a, gdyż — jak wyliczył w 1947 H. Jeffreys — takie rozerwanie na strzępy grozi wprawdzie księżycom zbudowanym z materii stałej, pod warunkiem jednak, że mają one średnicę co najmniej kilkuset kilometrów. Phobos tego warunku nie spełnia i dlatego spadnie kiedyś w całości na powierzchnię Marsa, aby się dopiero tu rozkruszyć.
Oczywiście strefę Roche'a ma też nasze Słońce. I być może niszczącym jego siłom przypływowym przypisać należy rozsiewanie materii przez komety
wzdłuż orbit, a może i rozpad tych ciał na części. Ale do tych spraw powrócimy później.
Zaznaczyliśmy uprzednio, że większość planet posiada atmosfery. Może się komuś wydawać dziwne, że lotne i ruchliwe gazy atmosferyczne nie uchodzą w puste przestrzenie międzyplanetarne, lecz utrzymują się trwale przez miliardy lat. Astrofizycy wyjaśnili to zjawisko. Pójdźmy więc śladami ich rozumowania.
Z kinetycznej teorii gazów wiadomo, że cząsteczki ich są w ustawicznym ruchu cieplnym. Prędkość tego ruchu wzrasta wraz z temperaturą gazu, ale też zależna jest od jego tzw. ciężaru cząsteczkowego. W tej samej zaś temperaturze prędkość ta jest największa dla najlżejszego spośród gazów — wodoru, a najmniejsza dla najcięższego — ksenonu. Siłą, która przeciwdziała ucieczce gazów w próżnię międzyplanetarną, jest siła ciężkości na powierzchni planety, różna zresztą dla różnych planet (tab. 2, str. 22 i 23).
Ale bezustanny ruch termiczny stara się przeciwstawić tej sile; cząsteczki gazów zderzają się ze sobą, zmieniają kierunek swego ruchu. Liczba tych zderzeń wynosi w normalnych warunkach na Ziemi kilka miliardów na sekundę, a odpowiednio do tego swobodne drogi cząsteczek, odbyte pomiędzy jedną a drugą „kraksą", są rzędu zaledwie 0,1 urn. Jaki jest skutek tych tak częstych kolizji? Przy zderzeniu cząsteczki przekazują sobie nawzajem energię kinetyczną. Jedne więc tracą ją, inne zyskują. W tym drugim przypadku cząsteczka może po wielu zderzeniach nabyć tak dużej prędkości, że przekroczy prędkość ucieczki, a więc prędkość konieczną do wyrwania się spod wpływu przyciągania planety. Jeżeli przy tym kierunek jej ruchu jest odpowiedni, tzn. przeciwny w przybliżeniu do kierunku siły ciężkości, to cząsteczka może przejść na eliptyczny tor okołosłoneczny, stając się mikroskopijnym satelitą Słońca. Oczywiście może się to przytrafiać tylko na górnych kresach atmosfery. Natomiast jeżeli wynik zderzeń da efekt mniejszy od prędkości ucieczki, to cząsteczka staje się albo mikroksiężycem planety, albo po prostu pozostaje nadal w atmosferze.
Oczywiście w praktyce trudno jest o uzyskanie prędkości ucieczki, zwłaszcza jeżeli planeta jest duża i niezbyt na powierzchni gorąca. Atmosfera ziemska traci częściowo jeszcze w inny sposób pewną ilość cząsteczek. Nadfioletowe promieniowanie słoneczne w górnej atmosferze, prawdopodobnie na wysokości około 80 km, rozkłada znajdujące się tam resztki pary wodnej i metanu na ich składniki. Stosunkowo ciężkie, a więc mało ruchliwe atomy* tlenu i węgla pozostają w dolnej atmosferze, podczas gdy lekki wodór wznosi się do górnych warstw atmosfery, skąd uchodzi w przestrzeń dzięki procesom zbliżonym do zjawiska parowania.
Rozważając zagadnienie trwałości atmosfer planetarnych J. Jeans doszedł do wniosku, że gdy średnia prędkość ruchu cieplnego cząsteczek jakiegoś ga-
* Działanie promieniowania nadfioletowego przeszkadza tam łączeniu się atomów w cząsteczki.
30
TABELA 4
LISTA SOND KOSMICZNYCH PRZEZNACZONYCH DO BADAŃ PLANET
zu w atmosferze jest 4 razy mniejsza od prędkości ucieczki z planety — to już po upływie 50 tyś. lat gaz ten ucieknie całkowicie w przestrzenie międzyplanetarne. Natomiast już przy wartości tego stosunku równej 4,25 akcja taka przeciągnie się do 30 min lat. Przy wartości 5 gaz będzie pozostawał w atmosferze 25 mld lat, co — praktycznie biorąc — można już uważać za cechę jej trwałości. Na podstawie powyższego rachunku można stwierdzić, że atmosfery większych planet i największych księżyców mają cechy trwałości (dla Ziemi ten stosunek wynosi około 20). Natomiast na małych planetach i naszym księżycu mogły się utrzymać jedynie gazy cięższe, i to w znikomej ilości.
Skoro już zapoznaliśmy się ogólnie z różnymi przejawami „akcji" Słońca oraz właściwościami fizycznymi przestrzeni międzyplanetarnych, przez które wiodą trasy planet — przejdziemy do opisu poszczególnych planet, zaczynając od Merkurego. Większość danych, zwłaszcza o planetach wewnętrznych, a również o Jowiszu i Saturnie, uzyskana została za pomocą aparatury umieszczonej na sondach kosmicznych. Tabela 4 podaje listę tych sond, wysłanych do roku 1984.
Niewielka ta planeta, mniejsza od niejednego księżyca, wskutek swej małej odległości od Słońca jest najruchliwszym członkiem słonecznej rodziny. W ciągu sekundy przebywa ona drogę średnio 48 km. Od Słońca otrzymuje promieniowanie o natężeniu 7 razy większym niż Ziemia, toteż zenitalne obszary jej „dziennej" półkuli nagrzewają się do temperatury około 340°C. Temperatura terenu spada stopniowo do 0°C w miarę zbliżania się do tzw. terminatora, czyli linii oddzielającej dzienną półkulę od nocnej.
Radiolokacyjne pomiary prędkości obrotu Merkurego, wykonane za pomocą 300-metrowego radioteleskopu w Arecibo (Puerto Rico), w połączeniu z analizą optycznych rysunków powierzchni planety wykazały, że okres obrotu Merkurego wokół osi (około 60 dni) nie jest równy okresowi jego obiegu wokół Słońca (88 dni), jak to przypuszczano do niedawna. Doba na Merkurym trwa około 180 dni, a więc czas różniący się znacznie od okresu obrotu wokół osi. Różnica pochodzi stąd, iż „dobę" na planecie liczymy w odniesieniu do Słońca, w stosunku do którego planeta porusza się szybko dzięki ruchowi po orbicie, natomiast okres obrotu planety wokół osi odnosimy do tła dalekich gwiazd. Dla Ziemi różnica między „dobą słoneczną" a „dobą gwiazdową" jest bardzo mała: wynosi niecałe 4 minuty.
Ocenia się, że dla „doby słonecznej" rzędu 180 dni temperatura po stronie nocnej Merkurego spada poniżej -150, a może nawet poniżej -170°C. Ocena ta opiera się na założeniu, że bezwładność cieplna* gruntu Merkurego jest
"Opóźnione reagowanie na zmiany temperatury.
zbliżona do bezwładności cieplnej gruntu księżycowego. Wprawdzie radiowe pomiary temperatury gruntu wskazują wartości znacznie wyższe, rzędu 0°C, ale sądzi się, że odnoszą się one raczej do warstw nieco głębszych, około l m pod powierzchnią planety, warstwy zewnętrzne przepuszczają bowiem częściowo promieniowanie radiowe pochodzące z obszarów niższvch.
Wspomniany wyżej okres obrotu ma łatwe uzasadnienie teoretyczne. Rozumowanie jest następujące: dla okresu obrotu równego 2/3 okresu obiegu (58,65 dnia), każdorazowo, gdy planeta znajduje się najbliżej Słońca (w peri-helium), zwrócona jest ku Słońcu tą samą stroną. Planeta nie jest dokładnie kulista, a zatem w omawianej sytuacji ewentualne wybrzuszenie może być zawsze ustawione na Słońce właśnie wtedy, gdy siły przypływowe są największe. Taki typ ruchu charakteryzuje się dużą trwałością, nic też dziwnego, że gdy planeta zwalniała obroty wskutek działania sił przypływowych, efekt hamujący praktycznie przestał działać przy obrocie odpowiadającym około 60 dniom.
Merkury pozbawiony jest prawdopodobnie atmosfery. Wydzielają się wprawdzie z jego minerałów różne związki lotne, ale uciekają one stale w przestrzeń z powodu małej siły ciążenia na planecie, stanowiącej zaledwie 39% ziemskiej, oraz wysokiej temperatury strony dziennej globu. Strona ta jest jakby odkrytym kotłem.
Należy dodać, że pewne argumenty przemawiają za istnieniem na Merkurym rzadkiej atmosfery, złożonej z cząsteczek (głównie CO2). Według niektórych ocen, gęstość tej atmosfery przy powierzchni planety odpowiada gęstości atmosfery Ziemi na wysokości 50 km. Rzecz jest jednak wciąż bardzo dyskusyjna.
Obserwacje Merkurego z Ziemi są utrudnione, gdyż dla patrzącego nie może się on odsunąć dalej niż na 26° od Słońca. Nie pozostaje więc nic innego jak obserwować go podczas dnia. Tak też się i robi, korzystając z długoogniskowych teleskopów o znacznym powiększeniu.
Powierzchnię Merkurego poznaliśmy dosyć dobrze dzięki obrazom przekazanym przez sondę kosmiczną Mariner 10, która przeleciała trzykrotnie obok planety. Jest to glob górzysty, najeżony kraterami, pokryty skrzepłą, silnie popękaną lawą, bombardowany ustawicznie przez meteoryty nie napotykające przeszkód ze strony niezwykle rozrzedzonej atmosfery. Każde uderzenie meteorytu wzbija obłok pyłu. Jest to bardzo ciekawe zjawisko, pył ten osiąga bowiem prędkość ucieczki i pod działaniem ciśnienia promieni słonecznych tworzy delikatny woal, upodabniając nieco sylwetkę Merkurego do komety. Obraz ten potwierdzają również obserwacje przeprowadzone z wy-sokopułapowych balonów stratosferycznych. Należy tu zaznaczyć, że w tak niewielkiej" odległości od Słońca, w jakiej krąży Merkury, liczba przewijających się meteorytów jest o wiele większa niż np. w sąsiedztwie Ziemi, a ich prędkość orbitalna znaczniejsza niż w większych odległościach od Słońca, stąd też tak niebłahe skutki uderzeń tych ciał o powierzchnię planety.
Obserwatorzy ziemscy widzą Merkurego w różnych fazach, jak to przewi-
Powierzchnia Merkurego. Znaczny krater widoczny w dolnej części fotografii ma 30 km średnicy
dział Kopernik, a odkrył Galileusz dzięki użyciu lunety. Gdy planeta znajduje się pomiędzy Ziemią a Słońcem, zwraca się ku nam swą ciemną stroną. Mówimy wtedy, iż jest w nowiu. Później widzimy planetę w postaci rosnącego sierpu, który przybiera wreszcie postać półtarczy. Jest to pierwsza kwadra. Teraz planeta zaczyna „obchodzić" Słońce z drugiej strony, ujawniając nam coraz więcej swej jasnej strony. Kiedy znajdzie się dokładnie z drugiej strony Słońca, możemy mówić o pełni, aczkolwiek pojęcie to ma sens właściwie dla księżyców. O planecie, która widoczna jest obok Słońca, mówimy natomiast, że jest w koniunkcji (złączeniu) ze Słońcem. Po przejściu przez pełnię planeta zdąża do trzeciej kwadry, a następnie znów do nowiu. W przypadku Merkurego fazy powtarzają się w okresie 116 dni. Zdarza się (przeciętnie częściej niż co 10 lat), że Merkury przesuwa się powoli na tle tarczy Słońca w postaci małej, okrągłej tarczy dostrzegalnej przez lunetę.
W XIX w. próbowano wyznaczyć masę Merkurego na podstawie powodowanych przez niego niewielkich zakłóceń ruchu sąsiedniej planety Wenus. W latach 1949-1956 wzięto kolejno pod uwagę zakłócenia, jakie wnosi Merkury do ruchu naszej Ziemi, planetoidy Eros oraz najruchliwszej z komet — komety Enckego, która co 3,3 roku wkrada się do wnętrza orbity Merkurego. W wyniku obserwacji i obliczeń masa planety okazała się w rzeczywistości
znacznie większa, niż sądzono. Opierając się na najnowszych pomiarach średnicy planety (4880 km), obliczono, że średnia jej gęstość wynosi 5,4 g/cm3. Byłaby to zatem największa po Ziemi gęstość planety w naszym układzie.
Być może i na Merkurym gościć kiedyś będą ziemscy astronauci. Jakże przedstawi im się tamtejsze niebo z dziennej półkuli planety? Oczywiście będzie ono miało wygląd zupełnie odmienny niż na Ziemi. Na tle czarnego nieba (w wyniku braku atmosfery rozpraszającej światło słoneczne) widoczny będzie wygwieżdżony firmament, a na nim ogromna, bardzo jasna tarcza Słońca, otoczona czerwonym wieńcem chromosfery (dolnej atmosfery słonecznej) z przebijającymi się poprzez nią językami protuberancji, czyli wytrysków materii słonecznej. Słońce przystroi ponadto rozległa korona słoneczna. Widok podobny do tego, który widujemy na Ziemi w czasie krótkich chwil całkowitego zaćmienia Słońca, lecz o ileż wspanialszy. Z planet widocznych na niebie najsilniejszy blask wykaże Wenus. W niektórych okresach osiągnie ona blask 23 razy silniejszy, niż zdarza się to na Ziemi. Druga w kolejności będzie Ziemia z nieodłącznym Księżycem, dobrze widocznym stamtąd gołym okiem. Mars, Jowisz i Saturn również ozdobią tamtejsze niebo. Wobec braku atmosfery nie będzie można natomiast zaobserwować błysków spadających meteorów. Firmamentu nie ozdobi też księżyc, gdyż Merkury nie ma satelity.
Wenus
Planeta ta jest niewiele mniejsza od Ziemi, a biegnie po orbicie najmniej wydłużonej w układzie planetarnym. Natężenie promieniowania słonecznego jest tam prawie dwa razy większe niż w pobliżu Ziemi.
Wenus spośród wszystkich planet najbardziej zbliża się do Ziemi, osiągając niekiedy oddalenie zaledwie 41 min km. I ona — podobnie jak Merkury — wykazuje fazy, lecz powolne, bo o okresie 584 dni, przemieszczając się w ciągu tego czasu dwa razy z jednej strony Słońca na drugą. Od Słońca odsuwa się pozornie (dla obserwatora ziemskiego) najwyżej o 47°,5. W pewnych położeniach względem Ziemi staje się Wenus — po Słońcu i Księżycu — najjaśniejszym obiektem naszego nieba. Wówczas można ją dostrzec gołym okiem także za dnia, mimo blasku Słońca, a w czasie bezksiężycowych nocy widoczne są wtedy subtelne cienie rzucane przez ziemskie przedmioty oświetlone blaskiem tej planety. W ciągu każdych 243 lat planeta ta przesuwa się czterokrotnie na tle tarczy Słońca. Zjawiska te następują po sobie co: 8, 121,5, 8 i 105,5 lat. Wówczas czarną jej sylwetkę w fazie nowiu otacza świetlista aureola, wskazująca na obecność gęstej i grubej atmosfery.
Zmiana rozmiarów kątowych i fazy Wenus związana ze zmianą jej położenia na orbicie
Długie wieki borykano się z zagadką przyrody planety Wenus. Otulona bez przerwy gęstymi chmurami planeta broniła swej powierzchni przed okiem astronomów. Po raz pierwszy udało się zdobyć bezpośrednie dane dzięki sondzie planetarnej Mariner 2, która 14 XII 1962 minęła planetę w odległości zaledwie 36 tyś. km. Z kolei szturm do planety przypuściły sondy radzieckie serii Wenera.
Wenera 3 dokonała pierwszego wtargnięcia w atmosferę planety, zaś Wenera 9 pierwszego lądowania. W 1967 w odległości około 4 tyś. km od planety przemknęła amerykańska sonda Mariner 5, a potem następne z tej serii. Dzięki tym eksperymentom uzyskaliśmy telewizyjne obrazy planety z bliska, poza tym dane o składzie chemicznym, gęstości elektronów, ciśnieniu i temperaturze atmosfery planety. Badania za pomocą sond omówione są szczegółowo w części 8 niniejszej książki. W tym miejscu ograniczymy się do podsumowania najważniejszych wyników badań prowadzonych tak z powierzchni Ziemi, jak i z pokładu sond.
Temperatura przy powierzchni globu wynosi tak na dziennej, jak i nocnej półkuli od 400 do 500°C, a ciśnienie około 100 atmosfer. Gęsta atmosfera jest nieprzezroczysta. Składa się z grubej warstwy chmur, sięgających do powierzchni gruntu, co uniemożliwia optyczne obserwacje powierzchni planety. Skład chemiczny atmosfery jest znany w przybliżeniu. Ocenia się, że 90%, a może więcej, stanowi dwutlenek węgla (CO2), występują też drobne ilości pary wodnej i azotu (może rzędu kilku procent). Tlenu jest poniżej 1%.
Fale elektromagnetyczne o długości niewielu centymetrów są jednak w stanie przebić się przez taką atmosferę. Przeprowadza się więc badania rzeźby powierzchni metodami radarowymi (odbicie wiązki wysyłanej z Ziemi od powierzchni planety). Okazało się, że równik Wenus jest lekko eliptyczny; różnica między dużą i małą średnicą jest rzędu l km. Stwierdzono również wy-
Wenus widziana z sondy Mariner 10. Widoczne pasma chmur
stepowanie nierówności powierzchni, mianowicie echa radarowe wykryły istnienie gór i płaskowyżów. W ogólności jednak wydaje się, że rzeźba, powierzchni Wenus wzdłuż równika jest znacznie uboższa od rzeźby Ziemi czy Marsa.
Za pomocą wspomnianego już olbrzymiego radioteleskopu w Arecibo astronomowie amerykańscy stwierdzili, iż doba wenusjańska wynosi 243,0 dni ziemskie. Potwierdziły się też przypuszczenia, że Wenus wiruje w kierunku przeciwnym do kierunku obrotu Ziemi. Mimo takiej prędkości obrotu, w momentach największego zbliżenia Wenus jest zawsze zwrócona tą samą
Panorama gruntu Wenus w bezpośrednim otoczeniu miejsca lądowania Wenery 9. Na dolnej fotografii widoczny fragment ładownika
częścią równika do Ziemi. Przypuszcza się więc, że planeta ma strukturę asymetryczną, jak to też sugerują obserwacje radarowe, i z tego powodu jest podatna na sterowanie przez siły przypływowe, wywołane przez Ziemię. Siły te działają stosunkowo silnie w momentach zbliżeń obu planet i wymuszają odpowiednie tempo obrotu planety, tak by praca przez nie wykonywana była możliwie niewielka. Oczywiście wpływ Ziemi wtedy dopiero mógł się zaznaczyć, gdy początkowy, prawdopodobnie szybki ruch wirowy został najpierw odpowiednio spowolniony przez siły przypływowe pochodzenia słonecznego. Nie na tym koniec osobliwości ruchu dobowego Wenus. Oto okazało się, że oś obrotu tej planety nachylona jest pod kątem 178° do płaszczyzny ek-
liptyki.
Wenus jest również źródłem fal radiowych, emitowanych szczególnie intensywnie w przedziale długości fal od około 2 cm do około 30 cm. Pochłanianie fal w atmosferze planety zależy od ich długości. Fale silnie pochłaniane mogą zatem dochodzić tylko z najbardziej zewnętrznych warstw. Obserwując Wenus za pomocą radioteleskopu możemy „widzieć" warstwy na różnych poziomach, zależnie od wybranej długości fali. Podczas gdy np. fale o długości 0,4-1,5 cm pozwalają na obserwacje warstw atmosferycznych, to fale o długości 1,5-2! cm informują nas o właściwościach stałego gruntu. Emisja radiowa ma najprawdopodobniej naturę termiczną, tzn. fale radiowe są wy-promieniowywane w podobny sposób jak np. gorący piec emituje promieniowanie podczerwone (cieplne).
Pomiary za pomocą sond Mariner i Wenera wykazały, że Wenus nie ma pola magnetycznego. A zatem górne warstwy atmosfery planety nie są chro-
38
nione przed wiatrem słonecznym osłoną magnetyczną (magnetosferą), jak to ma miejsce w przypadku Ziemi. Wiatr słoneczny bezpośrednio „rozbija się" o atmosferę planety, powodując powstanie czołowej fali uderzeniowej, otulającej dzienną stronę globu. Podobnie spiętrzona fala wody opływa dziób statku rozbijając się o niego. Górne warstwy atmosfery Wenus są zjoni-zowane (jonosfera) przez pędzące cząstki wiatru słonecznego oraz przez nadfioletowe promieniowanie Słońca, podobnie jak to ma miejsce w ziemskiej jonosferze.
Z przebiegu trasy lotu sond w czasie przekraczania strefy aktywności planety udało się wyznaczyć ze stukrotnie większą niż dotąd dokładnością masę Wenus. Zastosowano tutaj tak przydatny w badaniach nieba efekt Dopplera. Ten austriacki fizyk, żyjący w pierwszej połowie XIX w., sformułował tezę, że liczba fal chwytanych w jednostce czasu przez odbiornik, a więc częstotliwość źródła, zwiększa się, jeśli źródło zbliża się do odbiornika (lub odbiornik do źródła), a zmniejsza się, jeśli oddalają się one od siebie. Najlepiej wyjaśni to obserwacja mijającej nas lokomotywy, której gwizd w czasie zbliżania się pozornie staje się wyższy, w czasie oddalania zaś — niższy. Po prostu liczba drgań akustycznych chwytanych w jednostce czasu przez nasze ucho w pierwszym przypadku wzrasta, w drugim zaś maleje. Z takich zmian wysokości tonu można wyliczyć prędkość ruchu lokomotywy.
Podobnie rzecz się miała w przypadku Marinera 2, który był zaopatrzony w nadajnik nastrojony precyzyjnie na emisję fal radiowych o ściśle określonej długości. Analizując za pomocą czułych aparatów zwiększenie długości tych fal, spowodowane oddalaniem się Marinera od Ziemi, można było wyliczyć dokładnie prędkość, z jaką sonda mijała Wenus, a stąd wpływ przyśpieszający i opóźniający tej planety na ruch sondy. Pomiary wykazały, że masa Wenus stanowi dokładnie 0,81485 masy Ziemi. Dokładność to nawet na wymogi astronomiczne bardzo znaczna. Tak więc sonda na półtorej doby zastąpiła nam nie istniejący księżyc planety, dając sposobność wykonania pomiarów, które na innej drodze byłyby niemożliwe. Dokładne wyznaczenie masy Wenus ma m.in. duże znaczenie dla badaczy dróg komet, których orbity przebiegają w pobliżu Wenus i są przez nią zniekształcane.
A jak wygląda niebo planety Wenus? Możemy właściwie mówić tylko o wyglądzie nieba sponad gęstych chmur. Tarcza Słońca będzie stamtąd większa i jaśniejsza niż oglądana z Ziemi. Najjaśniejszym po Słońcu obiektem nieba okaże się nasza Ziemia. Towarzyszący jej Księżyc wykaże w fazie pełni blask 70 razy mniejszy niż Ziemia, ale i tak będzie dobrze widoczny gołym okiem. Następnymi co do jasności obiektami będą Jowisz i Mars, przewyższające w pewnych okresach blask Syriusza, najjaśniejszej gwiazdy firmamentu. Jeśli chodzi o możliwość życia organicznego na powierzchni Wenus, to obecnie przeważa pogląd negatywny. Niekorzystny jest skład chemiczny (dwutlenek węgla), a przede wszystkim wysoka temperatura dolnych warstw atmosfery, sprzyjająca szybkiemu rozpadowi ewentualnych wieloatomowych cząsteczek organicznych.
Ziemia i Księżyc
I tak dotarliśmy w kolejności do naszej Ziemi.
Badania rodzimej planety są bardzo ułatwione dzięki swej bezpośredniości. W ostatnich latach uzupełnia się je jeszcze obserwacjami dokonywanymi ze sztucznych satelitów. Spełniają one rolę księżyców, więc jak najlepiej nadają się np. do wyznaczenia nie tylko całkowitej masy Ziemi, ale i rozkładu mas w jej wnętrzu. Zresztą masę Ziemi można zmierzyć również innymi metodami. Wynosi ona 5,974-1024 kg, czyli prawie 6 tyś. trylionów ton.
Powierzchnię Ziemi w 71% pokrywają oceany. Reszta to lądy. Jedne i drugie są siedliskiem życia organicznego w różnych postaciach. Powierzchnia globu ogrzewa się do średniej temperatury +14°C w skali rocznej. Odchylenie osi obrotu od kierunku prostopadłego do orbity o 23°,5 warunkuje istnienie pór roku. Występują one szczególnie jaskrawo w sąsiedztwie biegunów.
Planetę otacza atmosfera o grubości około 2 tyś. km. Stanowi ją azot (78%) i tlen (21%). Reszta to: argon (około 1%), dwutlenek węgla i znikome domieszki innych gazów. Telewizyjne stacje nadawcze zainstalowane w sztucznych satelitach wykazują, że unoszące się w dolnych warstwach atmosfery obłoki pary wodnej przesłaniają połowę powierzchni naszej planety. Szczególnie interesująco wyglądają spiralne systemy cyklonowe w pasie tropikalnym. Kolorowe filmy, nakręcone w satelitach załogowych, zdradzają piękną niebieskozieloną barwę Ziemi na półkuli oświetlonej blaskiem Słońca, na nocnej zaś — głęboką czerń. Potwierdzają to również pierwsi naoczni obserwatorzy — astronauci, którzy mogli kontemplować ten widok przez ilumina-tory statków krążących w górnej atmosferze bądź nawet spoza nich.
Ziemia jest wielkim naturalnym magnesem. Za istnienie jej pola magnetycznego odpowiedzialne są ruchy płynnego metalicznego jądra. Wnętrze Ziemi jest bardzo dobrym przewodnikiem prądu elektrycznego. Równocześnie materia wykonuje skomplikowane ruchy, wywołane nakładaniem się rotacji globu i konwekcji strumieni materii (wznoszących się ku górze i opadających). W obecności słabego pola magnetycznego strumienie te generują system samopodtrzymujących się prądów elektrycznych, a zatem i system pól magnetycznych. Takie swoiste dynamo działa także często — zgodnie z obecnymi poglądami — i na innych ciałach niebieskich. Wypadkowa tych wewnętrznych pól magnetycznych daje obserwowane na powierzchni Ziemi dipolowe pole magnetyczne.
Tak myślimy dziś na podstawie istniejących teorii geofizycznych. Pole magnetyczne Ziemi tworzy jej tzw. magnetosferę, która chroni atmosferę planety przed cząstkami promieniowania kosmicznego pochodzenia słonecznego. Oprócz niego bombardują Ziemię wysokoenergetyczne cząstki pro-
40
Fotografia Ziemi z orbity satelitarnej. Widać wyraźnie gęstą warstwę chmur
mieniowania kosmicznego pochodzenia galaktycznego, przed którymi pole magnetyczne nie jest nas vi( stanie w pełni uchronić. Magnetosfera nie dopuszcza również do górnych warstw atmosfery cząstek wiatru słonecznego, stanowiąc jak gdyby sprężystą osłonę, wokół której wiatr słoneczny opływa Ziemię. Od strony nocnej magnetosfera wyciągnięta jest w długi ogon, którego ślady sondy kosmiczne rejestrują jeszcze na odległości około 5 min km.
Opis przyrody Ziemi należy już do innych dziedzin nauki. Tematu tego nie będziemy więc rozwijać.
Ziemię okrąża Księżyc o rozmiarach w stosunku do macierzystej planety największych w Układzie Słonecznym. Jego średnica wynosi 27% średnicy ziemskiej, podczas gdy stosunek ten u ogółu księżyców wyraża się liczbą zaledwie 1%. Niektórzy astronomowie uważają nawet układ Ziemia-Księżyc za podwójną planetę, sprzężoną w jeden system. Przy takim założeniu można powiedzieć, że nie satelita okrąża planetę, lecz dwie planety okrążają w okre-
się około miesiąca swój wspólny środek masy, leżący obecnie na głębokości około 1800 km pod powierzchnią Ziemi. Z dużą masą Księżyca związana jest bezpośrednio jego akcja przypływowa na Ziemi. W niektórych zwężających się kanałach przypływ księżycowy osiąga nawet wysokość ponad 13 m. Udział.grawitacyjny Słońca odgrywa tu rolę drugorzędną, gdyż wynosi 0,4 udziału Księżyca.
Nasz towarzysz obiega Ziemię 13 razy w roku, spełniając w fazie pełni rolę naturalnego reflektora, rozświetlającego ciemności nocne.
Do interesujących zjawisk przyrody należą niewątpliwie zaćmienia Słońca i Księżyca. W ciągu roku może się ich zdarzyć 7. Zaćmienia Słońca przez Księżyc, jakkolwiek zdarzają się częściej niż zaćmienia Księżyca przez cień Ziemi, widujemy rzadko, gdyż przebiegają one poprzez wąski pas powierzchni Ziemi o szerokości najwyżej 269 km. Natomiast zaćmienia Księżyca widoczne są na całej półkuli Ziemi, nad którą wędruje Księżyc, toteż obserwujemy je częściej. Obecna atmosfera Księżyca jest co najmniej milion razy rzadsza od ziemskiej. Są to przeto jedynie znikome resztki. Cząsteczki gazów uciekły z Księżyca jeszcze w czasie formowania się jego powierzchni, nie dość silnie zatrzymywane przez tamtejszą, 6 razy słabszą od ziemskiej, siłę ciężkości. Prędkość ucieczki z Księżyca wynosi tylko 2,4 km/s, łatwo mogły się więc cząsteczki gazów atmosferycznych wymknąć w przestrzeń z silnie nasłonecznionych okolic globu, gdzie temperatura sięga 100-120°C.
Nocą (doba księżycowa trwa obecnie 27,3 dnia) teren ^księżycowy szybko stygnie do — 160°C, co dowodzi, że wnętrze globu dysponuje jeszcze znacznymi zapasami ciepła (jest to o około 110° więcej od temperatury zera bezwzględnego).
Dobry wgląd w bogatą rzeźbę powierzchni Księżyca dają długoogniskowe teleskopy. Ujawniają one szczegóły o rozmiarach do 0,3 km. I tak widzimy tam koliste kratery, których na dostępnej optycznie półkuli selenografowie skatalogowali już 100 tyś. Druga półkula satelity, zawsze od Ziemi odwrócona, sfotografowana po raz pierwszy przez Łunnika 3, jest również pokryta kraterami.
Górzyste tereny księżycowe przeplatają ciemne „morza", które nie są niczym innym jak rozległymi równinami pokrytymi skrzepłą lawą. Okazalsze kratery księżycowe oznaczono nazwiskami wybitnych uczonych, m.in. i astronomów. Wśród tej międzynarodowej elity odnajdujemy kilka kraterów „przynależnych" do Polaków. Oto one: Heweliusz — 110 km średnicy, Kopernik — 90 km, Lubieniecki — 60 km, Yitello — 50 km, Dembowski — 30 km. Maria Skłodowska-Curie została uczczona przez naukę radziecką. Doczekała się ona kraterowego pomnika na drugiej stronie księżycowego globu. Zlokalizowano tam dwa bliźniacze kratery o średnicy około 30 km i nazwano je: Skłodowska i Curie*.
"Jeden z kraterów na drugiej stronie Księżyca otrzymał niedawno nazwę „Gadom-
Jedno z pierwszych zdjęć niewidocznej z Ziemi półkuli Księżyca. Linia ciągła oznacza równik księżycowy, kreskowana — granice półkul, widocznej i niewidocznej z Ziemi l — Morze Humboldta, II — Morze Kryzysów, III — Morze Graniczne IV — Morze Fal, V — Morze Smytha, VI — Morze Obfitości, VII — Morze Południowe Cyframi arabskimi oznaczono: l — Morze Moskiewskie, 2 — Zatokę Astronautów 3 — część Morza Południowego, 4 — Krater Ciołkowskiego, 5 i 6 — kratery Joliot' 7 — Góry Radzieckie, 8 — Morze Marzenia
Na „dnie" niektórych „mórz" obserwujemy szczątki kraterów na wpół zapadłych w magmę, których obrzeżenia zachowały się tylko częściowo. Na brzegach mórz występują szczeliny tektoniczne, długie na setki kilometrów, a szerokie i głębokie na setki metrów. Doskonale je widać w skośnym oświetleniu promieniami Słońca. Są to czarne czeluście, do wnętrza których nigdy nie zagląda Słońce.
Kratery księżycowe uważa się obecnie za ślady spadku meteorytów w minionych epokach. W wielu miejscach widać, jak na stare kratery, powstałe
dawno, nakładają się młodsze, wywołane późniejszym upadkiem meteorytu. Obstrzał meteorytowy trwa do dnia dzisiejszego.
Z niektórych większych kraterów, jak Kopernik, Tycho de Brahe, Proclus, rozbiegają się promieniście jasne smugi o długości setek kilometrów.
Nazwy nielicznych na Księżycu pasm górskich zapożyczono z geografii ziemskiej. A więc mamy księżycowe Alpy, Ałtaj, Apeniny, Hamus, Jurę, Karpaty, Kaukaz, Góry Skaliste i in.
Najwyższe szczyty na zwróconej ku Ziemi części globu to Góra Leibniza i Góry Dórfela, wznoszące się na wysokości odpowiednio 11350 i 10000 m ponad poziom otaczających je dolin. Widoczne są w skrócie perspektywicznym w pobliżu południowego bieguna.
Licząc od 1889 rozeznano na Księżycu około 10 kraterów wykazujących zjawiska, które można by uznać za pozostałość czynności wulkanicznej. Należy do nich krater Alfons; 3 XI 1958 udało się N.A. Kozyriewowi zdjąć po raz pierwszy spektrogram zaskakującego pojaśnienia tego krateru, na którym rozeznał on linie węgla i jego związków.
W badaniach selenografłcznych rozpoczął się w ostatnich latach nowy rozdział. Gdy do niedawna z konieczności ograniczano się do studiowania rzeźby satelity poprzez atmosferę, która stanowiła barierę przy powiększeniu 1000-krotnym, to obecnie technika lotów kosmicznych dokonała zasadniczej rewolucji w metodach badawczych. Po pierwsze, kamery telewizyjne na sztucznych satelitach Księżyca przyniosły olbrzymią i niezmiernie dokładną dokumentację form reliefu księżycowego, zarówno po stronie widocznej z Ziemi, jak i stronie niewidocznej. Technika ta umożliwia badanie szczegółów powierzchni o rozmiarach rzędu l m, a nawet mniejszych. Po drugie, analiza drobnych nieregularności ruchów sztucznych satelitów Księżyca doprowadziła do odkrycia zaskakujących anomalii grawitacyjnych tego globu. Okazało się mianowicie, że przyspieszenie grawitacyjne nie jest wszędzie skierowane dokładnie „ku powierzchni" Księżyca, tzn. ku środkowi globu, ale wykazuje — zwłaszcza na niezbyt dużych wysokościach — zmiany tak co do kierunku, jak i wielkości. Anomalie te wskazują na istnienie w pobliżu powierzchni Księżyca gęstych skupisk masy — tzw. maskonów (od angielskiego mass concentrationś), których przyciąganie grawitacyjne składa się (sumuje) z przyciąganiem globu jako całości. Analiza rachunkowa danych obserwacyjnych wskazuje, że maskony leżą pod powierzchnią „mórz". Jedna z hipotez zakłada, że okrągłe „morza" powstały przez uderzenie o Księżyc olbrzymich bloków skalnych o rozmiarach małych planetek (asteroidów). Część materiału takiego asteroidu ulegała wówczas stopnieniu pod działaniem ciepła wydzielanego przy uderzeniu i tworzyła „morze", które obserwujemy obecnie w postaci zastygłej równiny. Reszta materiału planetki tworzy maskon ukryty pod powierzchnią. Tak np. maskon pod Morzem Deszczów wydaje się składać z bryły żelazo-niklowej o średnicy 100 km.
Po trzecie, radykalny przełom, jeśli chodzi o znajomość gruntu księżycowego, przyniosły bezpośrednie badania dokonane na powierzchni tak przez
Fragment niewidocznej z Ziemi strony Księżyca widziany z pokładu statku głównego wyprawy Apollo 11
sondy automatyczne, jak i przez ludzi oraz badania laboratoryjne próbek gruntu przywiezionych z Księżyca. Okazało się, że grunt stanowią tam głównie tzw. minerały wulkaniczne, czyli minerały powstające przy krystalizacji lawy. Nie oznacza to jednak, że musiały tam wszędzie istnieć aktywne wulkany. Lawa mogła być reliktem wczesnych faz ewolucji całego globu lub pojawiać się, gdy upadek masywnych meteorytów i asteroidów doprowadzał do gwałtownego lokalnego wydzielania się ciepła. Rzecz jest obecnie jeszcze nie rozstrzygnięta.
Grunt księżycowy w miejscach wylądowania misji Apollo 11 i 12 składa się z drobnych, mikroskopijnych wielkości skalistych ziarenek, z domieszką większych odłamków o całej skali rozmiarów aż do l m. Ta warstwa gruzo-
Niewielki krater księżycowy w pobliżu miejsca lądowania wyprawy Apollo 11. Widać głębokie ślady stóp kosmonauty Aldrina
wa (regolit) zalega złożem grubym na około 5 m w miejscu lądowania statku Apollo 11. Grunt wykazuje pewną niewielką przylepność i jest nie-sprężysty. Twardość wzrasta znacznie na głębokości 15 cm i większej.
Badania wieku próbek księżycowych w laboratoriach ziemskich wykazują, że poszczególne odłamki powstawały (wykrystalizowały) w różnych epokach. Na przykład wiek bazaltowych skał krystalicznych ocenia się na 3,6-3,8 mld lat, lecz znaleziono także pojedyncze kamienie o wieku 4,4-4,6 mld lat. Oczywiście glob jako całość musi być jeszcze starszy. Skład chemiczny tych próbek wykazuje brak wody, większą natomiast niż na Ziemi zawartość tytanu i rodzimego żelaza.
Ponieważ na Księżycu są tylko znikome ślady atmosfery, a w konsekwencji brak tam także wody, rzek, lodowców oraz wiatrów, przeto powierzchnia jego stanowi obecnie jakby muzeum geologiczne, w którym jedynie niewielkich zmian dokonuje spadek meteorytów oraz erozja termiczna. Erozji tej sprzyjają bardzo skoki temperatury wynoszące, jak mówiliśmy, do 270°C. Oczywiście dzienne nagrzanie skał w okolicach odległych od równika księżycowego — wobec skośnego padania promieni słonecznych — jest znacznie mniejsze. Meteoryty, nie hamowane przez tutejszą nikłą atmosferę, swobodnie bombardują powierzchnię satelity.
Księżyc nie ma też własnego pola magnetycznego, a zatem i magnetosfery. Wiatr słoneczny i promieniowanie kosmiczne bezpośrednio uderzają o skały na powierzchni.
Na Księżycu brak także zjawisk akustycznych, nie ma bowiem gęstej atmosfery, która by przewodziła fale głosowe. Oczywiście nie mogą też występować żadne zjawiska atmosferyczne (burze, chmury, deszcze, śniegi), które tak urozmaicają pejzaż ziemski. W tych warunkach powierzchnia satelity jest całkowicie pozbawiona wszelkich przejawów życia organicznego. Ten niegościnny glob bez warunków egzystencji dla człowieka atakują w dodatku ustawicznie, jak już mówiliśmy, promienie kosmiczne, a oprócz ewentualnych jaskiń i rozpadlin brak tam jakiejkolwiek osłony przed nimi.
Pejzaże księżycowe są pełne albo wysokogórskiej grozy, albo monotonii pustynnych dolin. Dominują nie znane na Ziemi silne kontrasty między światłem a cieniem i nie występuje zjawisko zmierzchu.
W rozdziale tym należy również wspomnieć o sztucznych satelitach. Te, które krążą na niskopułapowych orbitach, zaczepiają w perigeum (punkt przyziemny orbity) o górne warstwy atmosfery, przeto przyhamowane przez nie stopniowo zbliżają się ku Ziemi i wreszcie spalają się w atmosferze. Natomiast sztuczne satelity, krążące poza atmosferą ziemską, bardzo długo pozostaną w kosmosie. Są to tzw. satelity wieczne.
Księżyc nie zawsze znajdował się na dzisiejszej orbicie i nie zawsze biegł po niej zwrócony stale tą samą półkulą ku Ziemi. Jeżeli biorąc pod uwagę siły przypływowe, działające w układzie Ziemia-Księżyc od 5 mld lat, wyliczymy elementy orbity księżycowej i prędkość rotacji tego globu sprzed 5 mld lat, będziemy nieco zaskoczeni. Oto okaże się, że Księżyc tuż po swych narodzinach nie tylko obiegał Ziemię po znacznie ciaśniejszej orbicie, ale i wirował o wiele szybciej.
Trzeba tu zaznaczyć, że układ Ziemia-Księżyc miał i nadal ma pewien stały moment pędu, który bez ingerencji z zewnątrz nie może ulec zmianie. Toteż gdy — wskutek działania sił przypływowych — prędkości wirowania Ziemi i Księżyca uległy, jak to dziś widzimy, dużemu zmniejszeniu, część momentu pędu, odpowiadająca ruchowi wirowemu obu globów, przekształciła się w moment pędu ich ruchu orbitalnego (obieg Księżyca wokół Ziemi), co wywołało zwiększenie orbity Księżyca. W rezultacie doba księżycowa bardzo się wydłużyła, ale Ziemia wiruje jeszcze stosunkowo szybko.
Obliczono, że po upływie 30 min lat tej „mrówczej pracy", wydłużającej dób? ziemską o 0,001 s na stulecie, da to przyrost całej godziny, gdy zaś minie 40 mld lat, długość naszej doby wzrośnie do 47 obecnych dni. Nastąpi wówczas wyrównanie z przyszłym, również wydłużonym do 47 dni okresem obiegu Ziemi przez Księżyc, który znajdzie się w odległości 550 tyś. km od naszej planety.
A oto jeden z hipotetycznych wariantów dalszej ewolucji układu Ziemia--Księżyc. Zaczynają przeważać siły przypływowe Słońca, odgrywające przedtem drugorzędną rolę, i będą dalej zwalniać wirowanie Ziemi. Księżyc zacznie się zbliżać do naszej planety i, przekroczywszy w pewnym momencie granicę strefy Roche'a, zostanie rozerwany na kawałki. Nastąpi to w odległości 16 tyś. km od powierzchni Ziemi. Ziemia uzyska więc pierścień podobny do pierścienia Saturna.
Z kolei nastąpi akt trzeci i... ostatni. Z biegiem czasu zakłócenia ze strony sąsiednich planet, a przede wszystkim Wenus i Marsa, spowodują powstanie w pierścieniu współśrodkowych przerw. Obieg pierścieni będzie wówczas trwał zaledwie 1/3 dzisiejszej doby i odbywać się będzie według praw Keple-ra, tzn. pierścienie bliższe będą wyprzedzać dalsze. Na tym niewątpliwie pięknym spektaklu zabraknie jednak niestety widzów. Wypalona uprzednio Ziemia nie będzie już odpowiednim miejscem dla istoty ludzkiej.
Tak nazwano Marsa, ponieważ oglądany przez teleskop daje tak żywy i barwny widok, że nie ma równego sobie na niebie. W czasie największego zbliżenia Ziemi do planety, już przy powiększeniu 80-krotnym, widzimy tarczę wielkości Księżyca w pełni, oglądanego gołym okiem, a na niej bogactwo kolorowych szczegółów. Jeden z biegunów globu lśni jaskrawo w promieniach Słońca. To czapa białych śniegów, czy też może szronów polarnych. Głównie jednak tarczę Marsa pokrywają „lądy" o żywej czerwonej barwie, przypominającej wypaloną cegłę. Malownicze te obszary poprzecinane są plamami i smugami „mórz" o barwach zaczerpniętych z drugiego krańca widma słonecznego. Kontrastują więc z kolorytem „lądów", wzbogacając malowniczość pejzażu. Barwa tych „mórz" (są one morzami tylko z nazwy) ma w pobliżu aktualnie istniejącej czapy biegunowej kolor ciemnoseledyno-wy. Ciemnieje on ku równikowi, by po jego drugiej stronie przyjąć tonację brunatną, a nawet szarą. „Morza", „jeziora" i „bagna" (bo tak je nazwali pierwsi badacze Marsa) są spięte ze sobą prostoliniowymi wąskimi „kanałami" tej samej co one barwy. Kanały te są złudzeniem optycznym, wynikłym ze skłonności ludzkiego oka do łączenia drobnych, na granicy widoczności będących szczegółów, w ciągłe linie. Na telewizyjnych obrazach planety,
Mars oglądany przez teleskop. Wyraźnie widać białą czapę polarną oraz „morza"
przekazanych przez sondy kosmiczne przelatujące tuż obok globu, z kanałów nie zostało ani śladu. Jeżeli — oczarowani widokiem niespotykanym w świecie innych planet — przedłużymy obserwację, to zobaczymy, jak na wschodnim skraju tarczy zaczną się wynurzać coraz to nowe szczegóły, natomiast szczegóły skraju zachodniego zaczną znikać. W ciągu jednej długiej zimowej nocy można przeto obejrzeć całą planetę. Jej jeden obrót wokół własnej osi trwa tylko o 41 min dłużej niż doba ziemska.
Takie byłyby mniej więcej wrażenia obserwatora-entuzjasty odniesione jednej nocy. Jeżeli będzie on kontynuował obserwacje systematycznie przez wiele miesięcy, wówczas zauważy, że podczas gdy biała plama na jednym biegunie stopniowo zanika, na przeciwnym pojawiają się zaczątki nowej. Temu przemieszczaniu się czap polarnych towarzyszy zmiana barwy „mórz". Przypomina to łudząco zmiany sezonowe naszej Ziemi, z tym że odbywa się w okresie nie 365, lecz 687 dni ziemskich. Istotnie, odchylenie osi obrotu plane-
Mapa Marsa w rzucie Mercatora, zestawiona na podstawie obserwacji z roku 1954. Nazwy w języku łacińskim
ty od kierunku prostopadłego do płaszczyzny orbity wynosi 25°,2, czyli jest nawet nieco większe niż w przypadku Ziemi, a wiemy, że to' właśnie odchylenie jest odpowiedzialne za istnienie pór roku na planetach.
Tę niewielką planetę dwa razy mniejszą od Ziemi (tab. 2), otacza atmosfera wielokrotnie rzadsza od atmosfery ziemskiej*. Według najnowszych danych, uzyskanych z analizy widma Marsa w podczerwieni, wynika, że gęstość atmosfery marsjańskiej odpowiada gęstości naszej atmosfery na wysokości około 35 km. Skład chemiczny atmosfery Marsa bardzo odbiega od składu ziemskiej atmosfery. Znajdujemy tam około 98% dwutlenku węgla (CO2), drobne ilości pary wodnej, tlenu i tlenku węgla (CO), nie ma natomiast prawie wcale azotu, głównego składnika naszej atmosfery. Górne warstwy atmosfery Marsa są zjonizowane przez nadfioletowe promieniowanie Słońca i tworzą jonosferę, podobnie jak na Wenus i Ziemi. Powyższe dane uzyskano dzięki sondzie Mariner 4, która przemknęła obok planety w 1965. Nie wykryto wówczas w jej pobliżu mierzalnego pola magnetycznego, tak więc Mars — podobnie jak i Wenus — nie ma magnetosfery. Oznacza to również, że wewnętrzna struktura Marsa musi różnić się znacznie od struktury Ziemi, źródłem bowiem pola magnetycznego są — jak już mówiliśmy — procesy zachodzące we wnętrzu globu. Pod tym względem Mars powinien bardziej przypominać Księżyc.
* Jej ciśnienie przy powierzchni planety jest przeszło 100 razy mniejsze od ziemskiego na poziomie morza.
Istotnym zaskoczeniem było wykrycie przez sondę Mariner 4, potwierdzone następnie w czasie przelotów sond Mariner 6 i 7 w 1969, kraterów na Marsie, niezmiernie przypominających kratery księżycowe. Świadczą one o tym, że atmosfera planety jest zbyt rzadka, by uchronić powierzchnię przed bombardowaniem meteorytów i małych planetek. Istnieją jednak zasadnicze różnice w ukształtowaniu powierzchni na Marsie i Księżycu. Na Marsie, obok obszarów pokrytych wielką liczbą kraterów, obserwuje się rozległe równiny nie wykazujące na przestrzeni ponad 1500 km śladu kraterów (np. „pustynia" Hellas). A trzeba pamiętać, że aparatura telewizyjna na sondach Mariner 6 i 7 mogła rozeznać szczegóły już od 300 m średnicy wzwyż. Można to tłumaczyć tym, że obszar „pustyni" pokryty jest drobnymi ziarenkami pumeksu lub popiołów niesionych przez lokalne wiatry. Ziarenka te mogłyby powstać np. w ten sposób, że w teren stanowiący obecnie „pustynię" Hellas uderzył asteroid (czyli maleńka planetoida), grunt uległ stopnieniu, a odparowanie gorących gazów doprowadziło do wytworzenia się dużych ilości sypkiego pumeksu. Istnieje też trzeci rodzaj rzeźby powierzchniowej, którą geologowie mogliby nazwać chaotyczną: splątany układ wzniesień, dolin i rozpadlin. Nie wiemy na razie, jakim procesom zawdzięczamy tę rozmaitość form powierzchni.
Przez wiele lat trwał spór, czy „śniegowe" czapy polarne na Marsie są utworzone ze zwykłego lodu, czy też z zestalonego dwutlenku węgla (tzw. suchy lód). Pomiary sond Mariner 6 i 7 przechyliły szalę na korzyść dwutlenku węgla: jest go pod dostatkiem w atmosferze Marsa, natomiast pary wodnej jest tak mało, że aby pokryć szronem czapę polarną, np. północną, trzeba by sięgnąć do zapasów wodnych półkuli południowej. Takie sezonowe przerzuty wody z półkuli na półkulę wydają się nader nieprawdopodobne.
Już od kilkudziesięciu lat udaje się wyznaczyć temperaturę gruntu Marsa i badać na nim zmiany sezonowe. Służy do tego celu bardzo czuły termoele-ment. Ustawiamy go w ognisku dużego teleskopu zwierciadłowego, jako że w miejscu tym powstaje powiększony obraz planety, a następnie wodzimy po tym obrazie, rejestrując promieniowanie przychodzące z różnych punktów globu. Natężenie tego promieniowania jest nadzwyczaj małe, powoduje jednak powstanie słabego prądu w obwodzie termoelementu. Natężenie tego prądu udaje się mierzyć, jest ono wprost proporcjonalne do temperatury. Wyniki takich „sondowań termicznych" wykazują, że latem w południe temperatura na równiku podnosi się do +20°C, a nawet i 4-30°C, by spaść w ciągu nocy do — 70°C. Na czapach biegunowych mróz osiąga niekiedy rekordowe nasilenie -120°C. Jeżeli idzie o średnią roczną temperaturę globu, to jest ona niska, wynosi bowiem — 35°C, a więc tyle, ile u nas na Antarktydzie. Pomiary tego rodzaju wykazały niezbicie, że temperatury „lądów" są o 8-10°C niższe od temperatur „mórz". Wskazuje to jednoznacznie na różnicę wysokości.
„Odkrycie" kanałów na Marsie w drugiej połowie XIX w. i późniejsze pomiary temperatury sugerowały wielu badaczom możliwość istnienia życia na
Krater na Marsie, widziany przez sondę Mariner 6
tej planecie, nie odbiegającej tak radykalnie warunkami klimatycznymi od Ziemi. Symulowano w laboratoriach warunki marsjańskie, dobierając odpowiednio temperaturę, ciśnienie i skład chemiczny, i stwierdzano możliwość egzystowania w tych warunkach niektórych drobnoustrojów ziemskich. „Morza" marsjańskie wykazują sezonowe zmiany zabarwienia, przez pewnych badaczy uważane za przejaw sezonowych zmian w szacie roślinnej. Równie dobrze można te zmiany wytłumaczyć jako przejaw procesów chemicznych pochodzenia nieorganicznego, sterowanych przez okresowo zmieniające się warunki ciśnienia, temperatury i napromieniowania przez Słońce. Obserwuje się również zmiany krótkookresowe, o skali czasowej rzędu kilku dni (porównanie danych sond Mariner 6 i 7). Te na pewno są natury nieorganicznej: zmienia się ilość szronu CO2 lub przezroczystość atmosfery (chmury pyłowe?). Prawie zupełny brak wody każe sceptycznie zapatrywać
się na możliwość istnienia życia w takiej postaci i opierającego się na takim chemizmie, jakie znamy na Ziemi. Należy dodać, że w 1975 wylądowały na Marsie dwie automatyczne sondy amerykańskie Yiking l i Yiking 2. Przeprowadzone przez nie eksperymenty chemiczne nie potwierdziły istnienia życia organicznego na powierzchni Marsa.
Podsumowując nasze rozważania, możemy stwierdzić, że Mars (oczywiście poza Ziemią) jest najlepiej zbadaną planetą. Zawdzięczać to należy głównie .niewielkiej jego odległości od Ziemi i przejrzystej, rozrzedzonej atmosferze, pozbawionej w zasadzie chmur.
Planetę Mars obiegają dwa księżyce, należące do najmniejszych w rodzinie Słońca (tab. 3). Jak na boga wojny — Marsa — przystało, noszą one nazwy: Deimos (groza) i Phobos (strach). Są to satelity w całym tego słowa znaczeniu niskopułapowe. Średnia odległość środka Deimosa od środka Marsa wynosi bowiem 23 460 km, a Phobosa tylko 9378 km, co daje w odniesieniu do powierzchni planety odpowiednio 19567 km i 5485 km. Z tak małych odległości wynikają rekordowo krótkie okresy obiegu. Wynoszą one odpowiednio 30 godz. 18 min oraz 7 godz. 39 min.
Jeden obieg Phobosa dokoła Marsa trwa krócej niż tamtejsza doba, czyli jeden obrót planety wokół własnej osi. Satelita ten — obserwowany z Marsa — wschodzi więc na zachodzie, a zachodzi na wschodzie, tzn. tak jak niemal wszystkie sztuczne satelity Ziemi. Deimos natomiast zachowuje się „normalnie". W ślad za szybkimi obiegami idą też szybkie zmiany faz obu satelitów. Osobliwie wygląda to w przypadku Phobosa, który w ciągu doby przechodzi trzy pełnie (jedną nad zachodnim horyzontem i dwie nad wschodnim), dwie pierwsze kwadry, jedną ostatnią kwadrę oraz jeden nów — wszystko to w pomieszanej kolejności i w dość nieregularnych odstępach czasu. Dodać tu należy, że Phobos jest niewidoczny z sąsiedztwa obu biegunów, poczynając od 68°,4 areograficznej* szerokości, a Deimos począwszy od 81°,6. Wynika to z niskiego pułapu obu księżyców.
A zjawiska zaćmień powodowane przez te satelity? Oba satelity krążą niemal dokładnie w płaszczyźnie równika marsjańskiego (po nieznacznie tylko spłaszczonych orbitach), toteż zaćmienia Marsa związane są z datami przejścia Słońca przez równik planety, czyli z równonocą jesienną i wiosenną. Pora zaćmień Phobosa trwa 206, a Deimosa 69 dni. W okresie poza tymi porami satelity mijają Słońce, nie przesłaniając go ani też nie „nurkując" w cień planety.
Niemal każdemu zaćmieniu Słońca odpowiada symetryczne zaćmienie księżyca powodowane przez cień planety. Stąd — wobec krótkich okresów obiegu księżyców wokół Marsa — w ciągu roku ma tam miejsce około 1700 zaćmień powodowanych przez Phobosa oraz 170 przez Deimosa, czyli przeciętnie przypadają na tej planecie prawie 3 zaćmienia na dobę. Wszystko to od-
Panorama powierzchni Marsa, widziana z ładownika sondy Yiking
bywa się w przyspieszonym tempie z powodu małych rozmiarów i szybkich ruchów satelitów. Phobos, by zanurzyć się cały w cień planety, potrzebuje' najwyżej 8 s, w cieniu jej przebywa zaś nie dłużej jak godzinę. Na tle tarczy Słońca może on wędrować maksymalnie przez 40 s. Dla Deimosa czasy te są naturalnie dłuższe. Na tle tarczy Słońca może on biec przez 2 min, a ginie w cieniu planety na przeciąg 4 godz. Nie koniec na tym. Na równiku w czasie tamtejszej równonocy zdarzają się też podwójne zaćmienia Słońca przez obydwa księżyce równocześnie oraz zakrycia jednego księżyca przez drugi.
Księżyce Marsa należą do najtrudniej dostrzegalnych obiektów w układzie planetarnym. Powodem jest ich nikły blask, kilkaset tysięcy razy słabszy od blasku planety, oraz mała odległość kątowa od jasnej tarczy Marsa. Dlatego też odkryto je dość późno, bo w 1877, przy użyciu dużej lunety o średnicy obiektywu 66 cm. Dokładniej zostały zbadane dopiero ostatnio, dzięki mars-jańskim sondom kosmicznym. Stwierdzono, że są to bryły nieregularne ze śladami bombardowania przez meteoryty.
Pochodzenie księżyców Marsa jest trudne do wytłumaczenia. Niektórzy przypuszczają, że są to planetoidy „schwytane" przez Marsa, lecz hipotezę taką trudno jest pogodzić z idealną niemal kołowością ich orbit. Ewentualne schwytanie planetoidy wiązałoby się z wprowadzeniem jej na silnie ekscentryczny, eliptyczny tor. Stwierdzono, że Phobos zbliża się stale do Marsa. Znajdujemy to wyjaśnienie w teorii zjawisk przypływowych.
Pozostaje jeszcze dodać kilka słów na temat widoczności reszty planet naszego układu na niebie Marsa.
Najsilniejszy blask wykazuje tam planeta Wenus, druga jest Ziemia, trzeci — Jowisz. Nasz Księżyc również byłby stamtąd widzialny dobrze gołym okiem, i to zawsze w tej samej fazie co Ziemia. Północny biegun świata dla Marsa leży na tle Drogi Mlecznej w gwiazdozbiorze Łabędzia. Z powodu rzadkiej atmosfery tamtejsze tło nieba jest za dnia nie błękitne, lecz ciemnogranatowe, co pozwoli kiedyś ewentualnemu widzowi oglądać przy blasku dziennym gwiazdy i planety — oczywiście te najjaśniejsze.
Świat małych planet
Planety otaczają Słońce współśrodkowo, w regularnych odstępach określonych prawem Titiusa-Bodego, które głosi, że średnie odległości (a) planet od Słońca spełniają regułę: a = 0,4 + 0,3« jednostki astronomicznej, tzn. średniej odległości Ziemia-Słońce, gdzie n przybiera wartości kolejno: O, 1,2, 4, 8, 16, 32. Tymczasem pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza rozciąga się olbrzymia pusta przestrzeń o szerokości 0,5 mld km, nie obsadzona przez żadną planetę. Na ten brak już w XVII w. zwrócił uwagę Johann Kepler.
Sama logika kazała przypuszczać, że jeżeli nawet taka planeta istnieje — musi być niewielka, niewidoczna gołym okiem, inaczej bowiem nie mogłaby w ciągu stuleci uchodzić uwagi astronomów. Apel Keplera przeszedł bez echa i dopiero w 150 lat po śmierci uczonego zainteresowano się bliżej tym zagadnieniem, organizując systematyczne poszukiwania. Założono nawet w tym celu międzynarodowe towarzystwo, łączące wybitnych astronomów z różnych krajów.
Tymczasem odkrycia dokonał nieoczekiwanie Giovanni Piazzi, bynajmniej nie należący do owego towarzystwa. Pierwszego dnia XIX w. zauważył on w gwiazdozbiorze Byka dość jasny obiekt teleskopowy, który z nocy na noc zmieniał wyraźnie położenie na tle gwiazd. Kierunek jego ruchu był taki jak planet. Piazzł wziął go początkowo za kometę.
W owych czasach pocztę przewoziły konne dyliżanse. Listy do odległych krajów docierały dopiero po upływie paru tygodni. Piazzi śledził wprawdzie swój obiekt systematycznie w ciągu 6 tygodni, jednak zmuszony był wreszcie przerwać obserwację z powodu choroby. Tymczasem domniemana kometa zaginęła na tle gwiazd. Sytuację uratował „książę matematyków" — Gauss. Opierając się na obserwacjach Piazziego wskazał on rachunkiem miejsce, gdzie powinien się znajdować zaginiony obiekt. Okazuje się, że obiekt ten obiega Słońce po mało wydłużonej elipsie w średniej odległości 414 min km od naszej gwiazdy, a więc w luce między orbitami Marsa i Jowisza. Była to przeto nie kometa, lecz mała planetka. Piazzi nazwał ją Ceres.
W ciągu następnych lat odkryto dalsze planetki. Te drobne, podobne do planet ciała nazwano planetoidami. Były to: Pallas (2), Juno (3) i Ves-
ta (4). (Liczby w nawiasach oznaczają numer katalogowy, zgodny z chronologią odkrycia). Następna planetoida — Astraea (5) została zarejestrowana dopiero po 37-letnim „zastoju odkrywczym", w 1845.
Ogromne ożywienie na tym polu notujemy począwszy od roku 1891, w którym to do poszukiwań zaprzęgnięto fotografię. Tą metodą odkrywano do 1940 po kilkadziesiąt nowych obiektów rocznie, przy czym w 1933 zgłoszono ich rekordową liczbę, bo aż 394. Czasem znajdowano na jednej kliszy 10 tych obiektów. Oczywiście postęp taki był możliwy dzięki budowie dużych kamer do fotografowania nieba. Obecnie katalogi zawierają około 3 tyś. tych obiektów o obliczonych i kontrolowanych obserwacyjnie orbitach.
Średnice największych z nich są znaczne. I tak mamy: Ceres (1) — 1000 km, Pallas (2) — 560 km, Yesta (4) — 550 km, Eunomia (15) — 260 km. Ogół jednak planetoid to ciała małe — często zaledwie kilometrowej średnicy.
Ciekawe wyniki dało skatalogowanie planetoid przeprowadzone przez G.P. Kuipera w latach 1950-1952. Na 2300 kliszach pokrywających szeroki pas po obu stronach płaszczyzny ekliptyki (poprzez który wiodą drogi planet) uchwycono obrazy z górą 3 tyś. planetoid, sięgając do obiektów 16-17 wielkości gwiazdowej*, tj. 25 tyś. razy słabszych niż najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem. Kuiper obliczył, że gdyby do takiej pracy zaprząc 5-metrowy teleskop, można by wykryć 370 tyś. planetoid, a wśród nich i okruchy kosmiczne 200-metrowej średnicy. Dolna granica rozmiarów tych ciał zdaje się nie istnieć, gdyż w astronomicznej skali czasu ulegają one częstym zderzeniom, rozkruszając się w coraz mniejsze odłamki.
Łączna masa wszystkich planetoid wynosi akurat tyle, ile masa planety o średnicy 1340 km, a więc globu 2,5 razy mniejszego niż Księżyc. Hipotetyczna praplaneta, która — rozpadłszy się — dała początek temu rojowi ciał niebieskich, musiała być przeto najmniejszą z planet naszego układu.
Planetoidy obiegają Słońce w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, wszystkie w tym samym kierunku co planety. Ich eliptyczne orbity mają jedno wspólne ognisko, ulokowane w Słońcu.
Tory wszystkich planetoid ulegają nieustannym zmianom w wyniku przyciągania planet, toteż ciała te wymagają częstej kontroli ze strony obserwatorów i ośrodków obliczeniowych. Obiegają Słońce średnio raz na 4,68 lat w średniej odległości 420 min km.
Wiele obiektów — oprócz numeru katalogowego — ma także nazwę. Są wśród nich nazwy polskie, a więc np.: Dembowska o średnicy 145 km, Yaleska — 24 km, Wanda — 34 km, Polonia — 57 km, Śniadeckia — 57 km, Varsavia — 88 km, Banachiewicza — 50 km, Bronisława — 66 km, Copernicus — 15 km, Wawel — 38 km, Zamenhof— 21 km, Posnania — 55 km. Ta ostatnia odkryta została w 1936 w Obserwatorium Poznańskim. W 1979 jedna z małych planetek została nazwana Sitarski na cześć pracują-
Orbity planetoid stanowią gęstwę elips rozsianych między okołosłonecznymi drogami Marsa i Jowisza
cego obecnie w Warszawie astronoma, znanego badacza orbit komet i planetoid.
Podane średnice planetoid obarczone są dość dużymi błędami, jako że oblicza się je na podstawie pozornego blasku tych ciał przy założeniu, że odbijają one światło w ten sam sposób co pewne wzorcowe planetoidy, których średnice udało się wyznaczyć bezpośrednio za pomocą mikrometru zainstalowanego w ognisku dużego długoogniskowego teleskopu. Dziś już wiadomo, że planetoidy mają dość zróżnicowane albedo.
Jeżeli chodzi o kształt planetoid, to raczej nie są to ciała kuliste, lecz nieregularne bloki skalne. Wirują one dość szybko wokół swych osi.
Nie wszystkie planetoidy grupują się w przestrzeni pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Znamy kilka takich, które „wkradają się" pomiędzy orbitę Wenus i Ziemi czy nawet do środka orbity Merkurego (Hermes). Obiektów takich jest na pewno sporo, lecz wobec swych małych rozmiarów są one w większości bardzo trudne do wykrycia. W latach 1932-1949 udało się wyłowić 5 spośród nich. Są to: Apollo, Amor, Adonis, Hermes oraz Ikar. Ponie-
waż wszystkie one (z wyjątkiem Amora) były dotychczas obserwowane tylko w czasie jednego zbliżenia do Słońca i Ziemi, przeto elementy ich orbit zostały wyliczone niedokładnie.
Amor został odkryty 12 marca 1932 w obserwatorium w Uccle jako obiekt 12 wielkości gwiazdowej. Następnej nocy przypadkowo uchwycił jego obraz na kliszy w Obserwatorium Warszawskim L. Orkisz — odkrywca pierwszej polskiej komety. Amor obiega Słońce szybko, bo raz na 2,67 lat, zbliżając się co około 8 lat na niewielką odległość do Ziemi. W aphelium wykracza on poza orbitę Marsa, w perihelium biegnie równolegle do orbity Ziemi. Zaobserwowany w czasie jednego z następnych obiegów, trafił do katalogu planetoid, otrzymując kolejny numer 1221. Średnicę Amora ocenia się na 24 km.
Planetoidę Apollo zaobserwowano po raz pierwszy w końcu kwietnia 1932, kiedy przesuwała się na tle gwiazd z prędkością ponad 1° na dobę. Świadczyło to, że biegnie ona blisko Ziemi. Obliczenia wykazały, iż Apollo minął wtedy tor naszego globu w odległości 10 min km, a potem zbliżył się na jeszcze mniejszą odległość do orbity Wenus. Planetoida obiega Słońce raz na 1,81 lat po orbicie przecinającej płaszczyznę orbit Marsa, Ziemi oraz Wenus.
Adonis też został odkryty w Uccle. Nastąpiło to nocą 13 lutego 1936. Rachunek wykazał, że 6 dni przedtem planetka minęła Ziemię w, odległości 1,94 min km, a więc tylko 5 razy większej, niż wynosi odległość Ziemia-Księżyc. Adonis obiega Słońce w okresie 2,76 lat. W perihelium przebiega bliżej Słońca niż Merkury. Średnicę planetki oceniono na 1,6 km.
Hermesa zaobserwowano po raz pierwszy 28 października 1937 jako obiekt 10 wielkości gwiazdowej. Dwa dni później przebiegł tuż obok Ziemi w odległości zaledwie 568 tyś. km, a więc niedaleko orbity Księżyca. Planetoida ta obiega Słońce szybko, bo raz na 1,47 lat, przecinając podczas takiego obiegu dwukrotnie orbitę Ziemi i Wenus. Średnicę jej ocenia się na 1,2 km. Rzecz ciekawa, że Hermesa nie widziało nigdy oko astronoma. Wyśledziły go astrografy oraz automaty fotograficzne, patrolujące niebo każdej pogodnej nocy.
Ikar, odkryty w 1949, odznacza się najciaśniejszą orbitą, a więc najkrótszym wśród planetoid okresem obiegu Słońca, wynoszącym tylko 1,13 lat. W perihelium planetoida zbliża się na 21 min km do Słońca, przecinając po drodze orbity Ziemi, Wenus i Merkurego. Kto wie, czy Ikar nie sprawi kiedyś astronomom niespodzianki i nie zwiąże się z Ziemią w charakterze miniaturowego księżyca. Średnica Ikara wynosi tylko 0,8 km.
Gdyby któraś z pięciu wymienionych wyżej planetek, zdeformowawszy swą orbitę wskutek przyciągania mijanych planet, trafiła kiedyś w nasz glob, to — według obliczeń EJ. Opika (przy założeniu prędkości względnej 20 km/s) — mogłaby spowodować poważną katastrofę. I tak planetki Ikar i Hermes mogłyby zniszczyć doszczętnie obszar wielkości zachodniej Małopolski, Apollo i Adonis — czwartą część powierzchni Polski, Amor zaś połowę kontynentu Azji. Ale tenże sam astronom stwierdza, że zderzenie z Herme-
Orbity planetoid osobliwych, odwiedzających za każdym obiegiem domeny pobliskich planet
sem może się zdarzyć raz na 10 min lat, a kolizja z Amorem — raz na 2-3 mld lat. Większe natomiast jest prawdopodobieństwo zderzenia z mniejszymi odłamkami, których duża liczba przemierza bezdroża Układu Słonecznego. Na wzmiankę zasługuje jeszcze planetoida Hidalgo, „grasująca" dla odmiany w rejonie Jowisza i Saturna, której obieg wokół Słońca trwa 5,79 lat. W aphelium planetka ta „zapędza się" aż po drogę Saturna, w perihelium zaś zbliża do orbity Marsa. Te igraszki nie wróżą nic dobrego, gdyż wcześniej
czy później planetoida musi się znacznie zbliżyć do masywnego Jowisza, a ten przerzuci ją na jakiś zgoła inny tor. Teoretycznie możliwe jest nawet w skrajnym przypadku wyrzucenie Hidalga po linii otwartej (hiperboli) poza Układ Słoneczny lub też — przeciwnie — zamiana jego „burzliwego" życia na „spokojne" obieganie Jowisza.
Planetoida Eros astronomowie zajmowali się może najgorliwiej. Grały tu rolę różne względy. Została ona odkryta dość dawno, bo w 1898, przez Wit-ta. Znaleziono ją też później na kliszach archiwalnych z lat 1893, 1894 i 1896. Już pierwsze obserwacje pozycji Erosa na niebie wykazały, że połowa wielkiej osi jego orbity eliptycznej wynosi 218 min km, a więc mniej niż w przypadku Marsa (228 min km). Oznacza to, że Eros przebywa przeważnie wewnątrz orbity tej planety. W owych czasach było to nieoczekiwaną nowością.
Na uwagę zasługuje fakt, że planetka ta kilkakrotnie już umożliwiła dokładne wyznaczenie odległości Ziemia-Słońce, czyli wielkości tzw. jednostki astronomicznej (j.a.). Jej znajomość ma wielkie znaczenie dla wszelkich pomiarów odległości w naszym Układzie. Można ją wprawdzie wyliczyć na podstawie przejść planety Wenus na tle tarczy Słońca, jednak przejścia takie zdarzają się rzadko, bo zaledwie 4 razy na 243 lata, i wymagają organizowania kosztownych ekspedycji do krajów, z których -zjawisko jest dostrzegalne, oczywiście z ryzykiem niedopisania pogody w ciągu kilku krytycznych godzin. Natomiast obserwacja ruchów Erosa jest znacznie wygodniejsza i daje dokładniejsze wyniki, jako że minimalna odległość planetki od Ziemi wynosi niekiedy 16 min km, a ponadto obiekt ten można wtedy obserwować niemal ze wszystkich punktów Ziemi w ciągu kilku miesięcy.
W 1931 podczas opozycji* Erosa względem Słońca nastąpiła niespodzianka: planetoida przebiegła nieco innym szlakiem niż obliczony, a ponadto świeciła około czterech razy słabiej, niż przewidywano. Najwyraźniej miała ona jakąś „przygodę" w „ciżbie" planetoid. To, co obserwowano, stanowiło prawdopodobnie już tylko odłamek dawnego Erosa.
Niektóre planetoidy zdradzają regularne zmiany jasności. Są one najprawdopodobniej związane z ich rotacją i nieregularnym kształtem. Największe wahania blasku (niekiedy o dwie wielkości gwiazdowe) wykazuje właśnie Eros. Szczególnie ciekawy przebieg miały one w czasie opozycji zimowej tej planetki na przełomie lat 1937/38. Tego typu obserwacje, poparte pomiarami mikrometrycznymi przeprowadzonymi za pomocą silnego teleskopu, prowadzą do wniosku, że mamy tu do czynienia z iglicą skalną o długości około 35 i szerokości około 11 km. Albedo Erosa wynosi 0,15. Iglica ma więc włel-
"Opozycją planety względem Słońca nazywamy usytuowanie jej w przestrzeni na jednej linii z Ziemią i Słońcem (po tej samej stronie Słońca), ściślej biorąc, gdy różnica tzw. długości ekliptycznych planety i Słońca wynosi 180°. Pojęcie to ma sens jedynie dla planet zewnętrznych, czyli obiegających Słońce w większej odległości niż Ziemia.
Krzywa zmian blasku Erosa, zdjęta podczas ostatniej nocy stycznia 1937
kość łańcucha Tatr Wysokich. Obraca się wokół osi w kierunku przeciwnym do kierunku biegu planet. Jeden taki obrót trwa 5 godz. 16 min. Siła ciężkości na powierzchni tak niewielkiego ciała niebieskiego jest oczywiście bardzo mała. Człowiek umieszczony na wadze sprężynowej wykalibrowanej na Ziemi ważyłby tam zaledwie... 20 g, a kamień rzucony ręką ku górze nie powróciłby już nigdy, lecz powiększył rodzinę miniaturowych planetoid.
Jowisz — glob po Słońcu największy
Masa Jowisza, wyznaczona z obserwacji jego księżyców, okazała się ogromna: przewyższa ona masę Ziemi 318 razy, a 2,5 razy sumę mas planet pozostałych. Nic dziwnego, że środek masy układu Jowisz-Słońce leży 80 tyś. km ponad powierzchnią naszej gwiazdy dziennej.
Nawet przy pobieżnej obserwacji teleskopowej można zauważyć znaczne spłaszczenie globu Jowisza. Wynika to z szybkiej jego rotacji, która w pobliżu równika jest szybsza niż przy biegunach. Okresy obrotu wokół własnej osi dla tych obszarów wynoszą odpowiednio 9 godz. 51 min i 9 godz. 56 min. Jest to okres najkrótszy, jaki znamy u planet. Już przez niedużą lunetę dostrzegamy na tarczy planety jasne i ciemne pasy równoległe do równika. Z ciągłych zmian ich położenia wnioskuje się, że są to obłoki unoszące się w tamtejszej atmosferze. Zdaje się ona składać z wodoru z obfitymi zawiesinami kryształów amoniaku (NH3) oraz metanu (CH4) i pokrywać planetę grubym płaszczem. Wskazuje na to przytoczona wyżej różnica okresu rotacji na równiku i w pobliżu biegunów, podobna do tej, jaką obserwujemy na Słońcu. Za dużą grubością atmosfery jowiszowej przemawia również mała średnia gęstość planety, wynosząca 1,33 g/cm3.
Obraz fragmentu tarczy Jowisza widziany z Yoyagera 2 z odległości 12 min km. Widoczne wiry gazowe w górnej atmosferze i satelita lo
Zagadkowo przedstawia się pewien szczegół na południowej półkuli planety. Jest to tzw. czerwona plama. Ma ona kształt owalny i długość 48 tyś. km. Rzecz ciekawa, iż przez 130 lat nie zmieniała ona prawie zeno-graficznej* szerokości, natomiast w długości wyraźnie dryfowała, pozostając w tyle w stosunku do obłoków atmosferycznych. W latach osiemdziesiątych ubiegłego wieku plama stała się mniej widoczna i już myślano, że zniknie zupełnie. Potem jednak jej widzialność zaczęła się poprawiać i do dziś możemy obserwować ten dziwny szczegół powierzchni Jowisza. Z plamą „ścierał się" na przełomie XIX i XX w. tzw. ciemny owal, doganiając ją co 2,7 lat i przesuwając się ponad nią.
Obserwacje radioteleskopowe wykazały, że Jowisz jest silnym źródłem promieniowania radiowego. Fale elektromagnetyczne emituje przede wszystkim
*Jowisz — po grecku Zeus.
atmosfera Jowisza. Jest to tzw. emisja termiczna, powstająca kosztem energii cieplnej gazów atmosferycznych. Promieniowanie to obserwuje się najlepiej na falach o długości kilku milimetrów. Gdy przechodzimy do fal dłuższych, centymetrowych, do emisji termicznej dołącza się pewna dodatkowa emisja pochodząca z obszaru kilkakrotnie większego od rozmiarów tarczy planety. Promieniowanie to dominuje, gdy obserwacje te przeprowadzane są na falach metrowych. Przypuszcza się, że fale te produkowane są w zupełnie innym, tzw. ni e termicznym mechanizmie, a mianowicie że wysyłane są przez szybkie elektrony krążące w polu magnetycznym planety. Aby elektrony te mogły wysyłać fale metrowe o mierzonym natężeniu, energie ich muszą być rzędu dziesiątków kiloelektronowoltów, a pola magnetyczne muszą mieć natężenia rzędu erstedów. Dodatkowym argumentem przemawiającym za istnieniem odpowiednio silnych pól magnetycznych na planecie jest fakt polaryzacji promieniowania na falach metrowych. Polaryzacja wtedy tylko może się pojawić, gdy mechanizm odpowiedzialny za emisję charakteryzuje się jakimś fizycznie wyróżnionym w przestrzeni kierunkiem. Jeżeli przypuścić, że kierunek ten odpowiada osi dipola magnetycznego Jowisza, biegun magnetyczny leżałby w odległości około 10° od bieguna planety, a natężenie pola magnetycznego w jego pobliżu wynosiłoby około 10 Oe (na Ziemi około 20 razy mniej). Z obserwacji radiowych wynika, że Jowisz otoczony jest potężną magnetosferą, „zaludnioną" cząsteczkami o wielkich energiach. Jest to struktura analogiczna do magnetosfery ziemskiej, przy czym obszary, skąd pochodzi maksimum emisji na falach metrowych, byłyby odpowiednikami ziemskich pasów promieniowania pierścieniowego (pasów Van Allena).
Można mieć wątpliwości, czy Jowisz — ta największa planeta — jest istotnie planetą, wypromieniowuje przecież w przestrzeń około dwa razy więcej energii, niż otrzymuje w jednostce czasu od Słońca. Jakież jest źródło tej nadmiernej emisji?
Reakcje jądrowe nie mogą na Jowiszu zachodzić ze względu na zbyt niskie — nawet w centrum globu — ciśnienie i temperaturę. Dodatkowe wypromie-niowanie mogłoby być wynikiem wyzwalania się energii grawitacyjnej w procesie kurczenia się planety — planeta zapadając się we własnym polu ciężkości zamieniałaby potencjalną energię grawitacyjną na energię cieplną. Zachodzi też inna możliwość — Jowisz dysponuje jeszcze nadwyżką ciepła wewnętrznego będącą echem dość wysokich temperatur panujących prawdopodobnie w momencie jego kondensowania się z pierwotnego obłoku około-słonecznego. Rozpatrzmy pierwszą możliwość. Planeta będąca kulą w znacznym stopniu gazową mogłaby kurczyć się i zamieniać swą energię grawitacyjną na ciepło, podobnie jak to czynią niektóre rodzaje gwiazd. Pogląd ten jest jednak nie do utrzymania w świetle wyników uzyskanych w czasie dwu pierwszych przelotów amerykańskich sond kosmicznych tuż w pobliżu Jowisza (Pioneer 10 w 1973 i Pioneer 11 w 1974). Jak wiadomo z teorii, dwa oddziałujące grawitacyjnie punkty materialne zbliżające się do siebie z bardzo dużej odległości (z „nieskończoności") z prędkością skończoną zakreślają or-
bity hiperboliczne. Taka więc powinna być orbita sondy (jednego punktu materialnego) w polu grawitacyjnym Jowisza (drugiego punktu materialnego). Pomijamy tu, oczywiście, zakłócenia pochodzące od Słońca i innych ciał Układu Słonecznego. Aliści, jak mówiliśmy, Jowisz nie jest punktem materialnym, lecz szybko wirującym (okres obrotu 9 godz. 55 min) obiektem rozciągłym i siła odśrodkowa związana z wirowaniem silnie spłaszcza planetę. Siła przyciągania grawitacyjnego tak zdeformowanej bryły nie jest dokładnie odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości (jak to by było dla punktu materialnego) i nie spełnia tego prawa ściśle. To odchylenie zależy od rozkładu gęstości wewnątrz planety. Z pomiarów odstępstw torów sond Pioneer 10 i Pioneer 11 od hiperbol udało się ocenić te odchylenia, a stąd wnioskować, jaki jest rozkład gęstości wewnątrz globu.
Okazało się, że wzrost gęstości ku środkowi jest na tyle niewielki, iż nie wyklucza to hipotezy kuli gazowej. Najprawdopodobniej Jowisz jest wypełniony w środku ciekłym wodorem metalicznym* otoczonym grubą warstwą ciekłego wodoru molekularnego. W samym centrum znajduje się, być może, malutkie stałe jądro żelazowo-krzemianowe. Atmosfera gazowa (H, H2O, NH3) stanowi cienką warstwę zewnętrzną.
Ponieważ ściśliwość wspomnianych wyżej cieczy jest niewielka, planeta nie jest w stanie kurczyć się dostatecznie szybko, by dostarczyć ciepła potrzebnego na podtrzymywanie zwiększonego promieniowania. A zatem zachodzi druga możliwość — Jowisz posiada jeszcze w swojej głębi zasoby pierwotnego ciepła. Jeżeli ciecz jest gorętsza u dołu niż u góry, pojawiać się może tzw. niestabilność konwektywna powodująca opadanie chłodniejszych warstw i wznoszenie się cieplejszych, co oznacza transport ciepła ku górze (przykładem może być ruch wody w naczyniu w czasie podgrzewania od dołu). Można zatem oczekiwać we wnętrzu Jowisza prądów konwekcyjnych, podobnie jak to zachodzi w płynnym wnętrzu Ziemi. Ponieważ ciekły metaliczny wodór jest dobrym przewodnikiem elektryczności, konwekcja może wzmacniać słabe pierwotnie pole magnetyczne planety i doprowadzić do powstania silnego pola magnetycznego. Jest to tzw. efekt dynamo odpowiedzialny najprawdopodobniej również za powstanie ziemskiego pola magnetycznego. Pole magnetyczne Jowisza zostało istotnie wykryte przez sondy Pioneer 10 i Pioneer 11. Jego natężenie przy biegunie jest około 10-krotnie większe niż w przypadku Ziemi, co bardzo dobrze zgadza się ze wspomnianymi przed chwilą przypuszczeniami (wysnutymi jeszcze przed 20 laty), że — odkryte wówczas — promieniowanie radiowe Jowisza jest w
*W dowolnym materiale, np. w diamencie, kwarcu, ksenonie, można osiągnąć przejście do stanu metalicznego (w którym elektrony stają się swobodne, czyli przewodzą prąd) przykładając odpowiednio duże ciśnienie. Wodór przechodzi w taki stan przy ciśnieniach kilku milionów atmosfer, przy czym zachodzi wzrost gęstości do wartości 1,3 g/cm3. Temperaturę topnienia metalicznego wodoru ocenia się na kilkaset Kelwinów.
znacznej części spowodowane przez promieniowanie elektronów poruszających się z prędkościami przyświetlnymi w polu magnetycznym planety. Istnienie takich cząstek w bezpośrednim otoczeniu globu zostało również odkryte przez wspomniane sondy. Co więcej, stwierdzono, że szybko wirujące z planetą pole magnetyczne działa jak swoisty akcelerator i Jowisz emituje własne „promieniowanie kosmiczne", które dociera aż do Ziemi. Planeta ta zachowuje się więc jak działający na skalę Układu Słonecznego mini-pulsar (patrz Część 6 „Astrofizyka wielkich energii"), jest więc obiektem znacznie egzotyczniejszym, niż przywykło to się wiązać z terminem „planeta".
Tak dużą planetę jak Jowisz stać było na stworzenie licznej rodziny satelitarnej. 16 odkrytych księżyców Jowisza otrzymało numerację od I do XVI, według kolejności odkrycia. Cztery pierwsze (I-IV) odkrył Galileusz w 1610 za pomocą swych skromnych i niedoskonałych lunet. Księżyc III (Ganimed) i IV (Kalisto) to prawdziwe olbrzymy, porównywalne z rozmiarami Merkurego.
Dla posiadacza nawet niedużego teleskopu prawdziwą ucztę stanowić mogą systematyczne obserwacje ruchów księżyców „galileuszowskich". Co wieczór można obserwować powodowane przez nie zaćmienia czy zakrycia. Szczególnie ciekawie wygląda nagłe znikanie satelity z pola widzenia, związane z jego wejściem w cień planety. Można też (tu jednak potrzebny jest nieco większy teleskop) śledzić wędrówki owalnych cieni księżyców po jasnej tarczy planety, jak również przesuwanie się kolistych sylwetek księżyców na tle obłoków atmosferycznych. W ciągu tamtejszego roku przypada na Jowiszu ogółem 4400 zaćmień księżyców i Słońca, a więc średnio co 12 godz. jedno zjawisko tego typu. Pozostałe satelity (V-XVI) są ciałami małymi, trudnymi do zaobserwowania z Ziemi. Osobliwością jest wsteczny obieg czterech zewnętrznych (najodleglejszych) księżyców, wskazujący, że są to prawdopodobnie planetoidy typu Hidalga, „wyłowione" przez planetę.
Zjawiska w układzie księżyców Jowisza przebiegają z dużą regularnością. Z faktu tego przez długie lata korzystali żeglarze w celu wyznaczania na pokładach swych statków czasu greenwichskiego, który porównany z czasem miejscowym, wyznaczonym z obserwacji Słońca, dawał długość geograficzną okrętu. Zaobserwowano jednak pewne odchylenia w momencie zachodzenia tych zjawisk, zależnie od położenia Jowisza względem Ziemi, i nie wiedziano, jaka jest ich przyczyna. Wytłumaczenie tej pozornej anomalii dał dopiero Olaf Rómer w 1676, przypisując ją skończonej prędkości rozchodzenia się światła. Był to ważny krok naprzód w rozwoju wielu nauk, jako że w owych czasach nie umiano jeszcze przeprowadzać pomiaru tej prędkości na Ziemi. Astronomowie starożytni i średniowieczni uważali prędkość światła za nieskończenie wielką.
Świat satelitów Jowisza objawił w ostatnich latach jedną z największych sensacji w dziejach badań Układu Słonecznego. W 1979 amerykańska sonda Voyager l przemknęła tuż obok planety i przekazała na Ziemię szczegółowe obrazy satelitów galileuszowskich. Ku zdziwieniu uczonych, na brzegu księ-
Seria zdjęć lo uzyskana w ciągu 8 godz. z Yoyagera 2. Widoczne szybkie zmiany intensywnej działalności wulkanicznej
życa lo widać było olbrzymi pióropusz gazów strzelający w górę ze zdawałoby się martwej powierzchni. Jedynym wytłumaczeniem tego zjawiska było przyjęcie że dokładnie w momencie przelotu wybuchł na lo wulkan. Dalsze serie obrazów, a również lot następnej sondy Yoyager 2, w pełni to potwierdziły Okazało się, że satelita ten jest fenomenem na skalę Układu Słonecznego — ciałem, na którym nieustannie wybuchają wulkany. Jest to jedyny obiekt poza Ziemią z aktywnym, gwałtownym wulkanizmem. Gazy wyrzucane przez wulkany na lo to głównie związki tlenu i siarki, najprawdopodobniej przede wszystkim dwutlenek siarki. Prędkość wyrzutu tych gazów z kra-
terów jest porównywalna z prędkością ucieczki z powierzchni planety (tzw. drugą prędkością kosmiczną), a zatem znaczna ilość gazu opuszcza księżyc na zawsze i tworzy rozległą chmurę siarkowo-tlenową rozciągającą się wzdłuż orbity lo wokół Jowisza.
Pojedyncze neutralne atomy tlenu i siarki z tej chmury „rozpełzają się" po całym układzie satelitów Jowisza i otaczającej przestrzeni, a następnie ulegają jonizacji. W rezultacie potężna magnetosfera Jowisza — obszar o rozmiarach około 10 min km zdominowany przez pole magnetyczne planety —jest wypełniona plazmą siarkowo-tlenową. W plazmie tej płyną potężne prądy elektryczne, bardzo silny strumień prądu (około 5 min amperów) płynie zwłaszcza wzdłuż linii sił pola magnetycznego łączącego lo z Jowiszem. Jedna z hipotez zakłada nawet, że wulkanizm lo wywołany jest przez nierównomierne ogrzanie wnętrza tego księżyca przez ów potężny prąd. Bardziej prawdopodobne jest jednak, że energia wydzielana na skutek okresowych deformacji lo przez siły przypływowe dostarcza ciepło niezbędne do działalności wulkanicznej. Wspomniane sondy kosmiczne wykryły również magnetyczny ogon Jowisza, wyciągnięty przez wiatr słoneczny w kierunku od Słońca. Przypuszcza się, że ogon ten może osiągać długość setek milionów kilometrów i być zatem największym obiektem w Układzie Słonecznym. Zbudowany byłby jednak — podobnie jak warkocz komet — z tak rozrzedzonego gazu, że każda sonda, planetka czy meteoryt może go przeniknąć bez żadnego trudu.
Spróbujmy sobie na koniec wyobrazić, jak wygląda niebo Jowisza sponad tamtejszych obłoków. Słońce ma tam średnicę pozorną 5 razy mniejszą niż na Ziemi i świeci 27 razy słabiej. Najefektowniej przedstawia się Księżyc I (lo) o pozornej średnicy większej od Księżyca ziemskiego, pokryty żółtawymi polami siarki, oraz reszta księżyców galileuszowskich, które przewyższają rozmiarami pozornymi Słońce, ustępując mu jednak wydatnie blaskiem. Pozostałe satelity nie są w ogóle dostępne dla oka nieuzbrojonego. Oczywiście każdy z tych obiektów w danym momencie znajduje się w innej fazie. Najjaśniejszą z planet bywa tam sąsiedni Saturn.
Siły grawitacyjne Jowisza mają — po Słońcu — największy wpływ na drogi planetoid. Przy każdym mijaniu Jowisza orbity tych ciał są zakłócane, niejako „podciągane" ku niemu. Ponieważ akcja taka trwa od wielu milionów lat, zatem planetoidy zostały przez Jowisza „ułożone" w szereg współśrodko-wych pierścieni obiegających Słońce. Ale istnieje pewna grupka planetoid poruszających się po tej samej niemal orbicie, co Jowisz, i odległych odeń akurat o tyle, ile wynosi jego odległość od Słońca. Mamy zatem trójkąt równoboczny, w którego wierzchołkach znajdują się: Słońce, Jowisz i grupka pla-netek. Prawa mechaniki głoszą, że jeśli do układu dwu obiegających się dużych ciał trafi z odpowiednią prędkością trzecie, mniej masywne ciało, właśnie w takie miejsce jak w przypadku owych planetek, to jego położenie nie ulegnie już zmianie bez ingerencji zewnętrznych sił. Tak więc i grupka, a właściwie dwie grupki wspomnianych planetek nie mogą się wyrwać z potężnych „objęć" Słońca i Jowisza.
Osobliwą tę grupkę (w sumie 13 planetek) nazwano Trojańczykami. Jedna ich część znajduje się w odległości 778 min km przed Jowiszem (stanowi to tyle, ile odległość Jowisz-Słońce), druga — w tejże odległości za Jowiszem (obie na orbicie zbliżonej do jowiszowej). Zarówno planetki „straży" przedniej, jak i tylnej otrzymały nazwy bohaterów spod Troi. I tak mamy wśród nich Greków: Achillesa, Agamemnona, Antilochusa, Diomedesa i dalsze planetki, poprzedzające Jowisza, oraz mieszkańców Troi: Eneasza, Anchizesa, Patroclusa, Priama i Troiła (planetki wyprzedzane przez Jowisza).
Trojańczycy nie trwają w jednym miejscu na swej orbicie wokółsłonecznej, lecz wykonują pewne oscylacje wokół położenia równowagi. Jeśli więc któraś z tych planetek w wyniku swych oscylacji zbliży się zbytnio do Jowisza, może być przezeń łatwo wprowadzona na orbitę satelitarną. Takim kandydatem na księżyc jest obecnie Anchizes. I odwrotnie, jeżeli któryś z zewnętrznych księżyców, krążących na kresach strefy aktywności Jowisza, będzie się znajdował w przysłonecznej części swej orbity, to może być przez Słońce odebrany Jowiszowi i wprowadzony na orbitę „trojańską". Wydaje się, że taka wymiana księżyców i planetek trojańskich zachodzi dość często w astronomicznej skali czasu.
Takie to dziwy naszej rodziny planetarnej ujawnia interpretacja żmudnych obserwacji planetoid i czasochłonnych obliczeń ich torów. Warto tu wspomnieć, że zagadnienie ruchu trzech ciał, o którym przed chwilą mówiliśmy, rozwiązał dla przypadku szczególnego (mała masa ciała trzeciego w stosunku do dwu pozostałych) francuski fizyk i matematyk Lagrange jeszcze przed odkryciem planetoid.
Gloto rzadszy od wody
A teraz opuścimy już rejon Jowisza, w którym natknęliśmy się na tyle ciekawych zjawisk, i przeniesiemy się na sąsiedniego Saturna. Okrąża on Słońce w odległości 1427 min km, a więc dwa razy większej niż Jowisz. Natężenie promieniowania słonecznego jest tam 90 razy mniejsze niż na orbicie Ziemi, toteż powierzchnię planety spowija mrok. Rodzina satelitów Saturna składa się z 17 księżyców oraz z nader osobliwego tworu — układu współ-środkowych pierścieni, wirujących nad równikiem wokół środka masy planety. Saturn jest największą po Jowiszu planetą w naszym Układzie. Dość powiedzieć, że masa jego przewyższa 95 razy masę Ziemi.
Występuje tu jeszcze jedna anomalia. Otóż pomiary gęstości Saturna, przeprowadzone na podstawie danych obserwacyjnych, wskazują wyraźnie, że mamy przed sobą glob o średniej gęstości równej zaledwie 0,7 g/cm3, a więc znacznie mniejszej niż gęstość wody. Jest to najmniejsza średnia gęstość w świecie planet. Dla jej wytłumaczenia należałoby przyjąć, że planeta ma bardzo dużej grubości atmosferę i podobnie jak Jowisz zbudowana jest bez-
pośrednio pod powierzchnią z otoczki H2, pod którą znajduje się warstwa metalicznego wodoru. Środek planety zajmuje skaliste jądro o średnicy 2 tyś. km, otoczone płaszczem lodowym o grubości 5 tyś. km. To, co obserwujemy przez teleskopy, to przede wszystkim wodorowa atmosfera planety, pełna — jak u Jowisza — chmur kryształków, głównie metanu, a być może i amoniaku.
Na dostępnych obserwacjom wizualnym partiach powierzchni dostrzegamy pasma chmur, ułożone — w wyniku szybkiej rotacji globu — równolegle do równika. Obrót planety jest szybki, gdyż trwa na równiku tylko 10 godz. 14 min. Najwidoczniej duża odległość od Słońca stanowi doskonałą obronę przed działaniem sił przypływowych. Z szybkim obrotem Saturna i jego głównie gazową konsystencją wiąże się duże spłaszczenie tarczy, widoczne dobrze przez teleskop. Wynosi ono 1/10, czyli innymi słowy średnica biegunowa jest tam o 13000 km krótsza od równikowej. (Dla Ziemi odpowiednie liczby wynoszą 1/298 i 43 km).
Układ chmur na Saturnie jest bardziej regularny i wolniej zmienia wygląd niż na Jowiszu. Nagłe zaburzenia należą do rzadkości. Czasem pojawiają się dużych rozmiarów „białe plamy", które po miesiącach przechodzą w białe pasy wokół planety, by następnie zniknąć. Wyniki pomiarów wykonanych przez sondy kosmiczne Pioneer 11 i Yoyager l, które w 1980 przeleciały obok planety, świadczą o bardzo dużych prędkościach wiatrów w atmosferze planety. Sięgają one 1600 km/h wobec „tylko" 300-400 km/h w atmosferze Jowisza.
Temperatura zewnętrznej warstwy chmur wynosi około — 185°C, a więc jest o około 20° niższa niż na Jowiszu. Tłumaczy to większa odległość od źródła ciepła, którym jest Słońce.
Saturn ma niezwykle urozmaicone towarzystwo. Oprócz bowiem 17 księżyców wokół globu tego krążą jeszcze pierścienie. Kilka księżyców Saturna ma duże rozmiary. Największy z nich, Tytan, przewyższa nawet pod tym względem Merkurego. Obserwacje wskazują, że Tytan ma atmosferę, co w świecie księżyców należy do rzadkości. Utrzymanie jej jest możliwe dzięki dość dużej masie satelity, większej od masy naszego Księżyca, oraz niskiej tamtejszej temperaturze.
Osobliwie zachowuje się inny satelita Saturna — Japetus, wykazując wyraźne zmiany blasku w okresie odpowiadającym dokładnie jego obiegowi wokół planety. Prawdopodobnie jest on już w pełni zahamowany w swym ruchu wirowym przez siły przypływowe planety, a ponadto jego półkula zwrócona przeciwnie do kierunku ruchu orbitalnego ma duże albedo, natomiast druga półkula odznacza się albedo małym. Najdalszy satelita, Phoebe, obiega Saturna w kierunku wstecznym, co sugeruje, że jest on prawdopodobnie „byłą" planetoidą, uwięzioną przez siły grawitacyjne Saturna.
Teraz przyjrzyjmy się pierścieniom planety, które stanowią jedyne, poza bardzo nikłymi pierścieniami Jowisza i Urana, tego rodzaju zjawisko w naszym układzie planetarnym. Odkrył je w 1610 Galileusz, lecz nie umiał wy-
Zmiany wyglądu pierścieni Saturna w latach 1907-1937
jaśnić ich natury, ponieważ instrumenty, jakimi rozporządzał, były zbyt prymitywne, a obserwacje nie objęły wszystkich położeń, w jakich pierścienie te ujawniają się obserwatorowi ziemskiemu. Dokonał tego dopiero w 45 lat później C. Huyghens, rozpoznając trafnie „cienkie", płaskie, nigdzie nie dotykające Saturna pierścienie, nachylone do płaszczyzny ekliptyki. Systematyczne obserwacje prowadzone przez dłuższy czas wykazały, że wygląd pierścieni ulega ciągłym zmianom. Raz są one widoczne bardzo dobrze, raz znikają z pola widzenia. Skąd pochodzi ten efekt? Otóż płaszczyzna pierścieni Saturna jest nachylona pod kątem 28° do płaszczyzny ekliptyki. Ziemski obserwator nie zobaczy ich przeto wtedy, gdy ustawią się równolegle do promieni Słońca (oświetlony będzie tylko ich bardzo cienki „kant"), ani wtedy, gdy obserwator ów znajdzie się dokładnie w ich płaszczyźnie. Zjawisko to powtarza się 4 razy w czasie każdego obiegu Saturna, czyli mnie więcej co 7 lat i 4 miesiące.
W miarę doskonalenia się techniki obserwacyjnej zaczęto wykrywać między pierścieniami luki. Rozróżniono przerwę Cassiniego, przerwę Ma nora i przerwę E n c k e g o. Pierwszy Łapiące doszedł do wniosku, że poszczególne pierścienie nie mogą być jednolite, gdyż nie mogłyby się utrzymać na orbicie w trwałej równowadze. Przypuszcza się, że składają się one z olbrzymiej liczby maleńkich satelitów i tylko z dużej odległości sprawiają wrażenie czegoś ciągłego.
Istotny wkład do badań pierścieni dały dopiero pomiary spektroskopowe, przeprowadzone w 1895. Okazało się, że pierścienie bliższe planety wirują szybciej niż dalsze. Ruchami ich rządzą prawa Keplera.
Cennych danych odnośnie do natury pierścieni dostarczyły badania Bobrowa. Na podstawie kilku obserwacji zakrycia gwiazd przez pierścienie doszedł on w 1920 do wniosku, że twory te mają grubość mniejszą od 20 km i przepuszczają około 1/3 części światła padającego na nie prostopadle. Cząstki składowe pierścieni mają średnice metrowe, są odległe od siebie średnio o 10 m i zajmują zaledwie 0,001 część objętości pierścieni. Powierzchnia tych cząstek ma być porowata, a ich albedo takie jak u Saturna.
Luki między pierścieniami były badane systematycznie przez B. Lyota w obserwatorium wysokogórskim na Pić du Midi przy użyciu teleskopu soczewkowego o średnicy 60 cm. Lyot naliczył w sumie 11 różnych przerw. Zatem pierścieni byłoby 12, i to o różnej jasności i gęstości. Najmniej jasne i gęste są tzw. pierścienie krepowe, wewnętrzny i zewnętrzny. Przerwa Cassiniego ma szerokość 3600 km, a więc mógłby się przez nią przecisnąć nasz Księżyc. Aby zilustrować „płaskość" pierścieni, które łącznie z przerwami wykazują szerokość (nie średnicę) 68 tyś. km, należałoby wyciąć z bibułki o grubości l mm pierścień o średnicy 3 m. Aż dziwne wydaje się, że tak skonstruowany twór ma cechy trwałości. Zasługa to niezawodnych praw mechaniki nieba.
Jak tłumaczymy powstanie ostro ograniczonych przerw w pierścieniach? Astronomowie uważają, że stworzyły je zakłócenia ruchu poszczególnych
Fragment tarczy Saturna widzianej z Yoyagera l z odległości 1,5 min km. Widoczna subtelna struktura pierścieni pyłowych
brył składowych, wywoływane sezonowo przez przebiegające obok siebie sąsiednie duże księżyce. Orbity kołowe poszczególnych brył, które znalazły się w przerwach, nie są stacjonarne. Bryły są wytrącane z torów nawet przez niewielkie zakłócenia grawitacyjne. W rezultacie mamy tu do czynienia z tworem podobnym do pierścieni wokół Słońca, utkanych z planetoid.
Dramatyczną zmianę tego klasycznego obrazu pierścieni Saturna przyniósł lot wspomnianej już sondy Yoyager l, która po przejściu przez układ Jowisza skierowana została ku Saturnowi (minęła go w listopadzie 1980). Oglądane z bliska pierścienie rozpadły się na setki (!) współpłaszczyznowych cieniutkich „opasek" otaczających planetę ciasnymi wieńcami. Co dziwniejsze, niektóre z tych „opasek" są wyraźnie eliptyczne. Jest to na razie niezrozumiałe w świetle dotychczasowej prostej teorii ruchu pierścieni: ciasno upakowane eliptyczne orbity muszą się przecinać z pozostałymi kołowymi orbitami, a zatem krążące po nich bryły powinny się zderzać. Oznacza to, że cała subtelna struktura pierścieni. powinna ulec zniszczeniu po niewielu okresach obrotu
pierścieni, to znaczy po niewielu dniach, a tymczasem wydaje się niezmienna już od czterech wieków bez mała.
Jeszcze dziwniejszą sprawą są — odkryte również przez Yoyagera l — promieniście odbiegające od planety, jasne i ciemne pasma, jak gdyby „szprychy" kół, których obwody stanowią pierścienie (zwłaszcza tzw. pierścień B). Zgodnie z mechaniką nieba takie twory, nawet gdyby powstawały, byłyby całkowicie nietrwałe. Pierwsze próby wyjaśnienia tego zjawiska uciekają się do kombinacji efektów elektrostatycznych z optycznymi: drobne, elektrycznie naładowane cząstki pyłowe mogą być nieco unoszone przez siły elektrostatyczne (pochodzące od elektrycznych ładunków przestrzennych) nad pierścień B i powodować zjawisko optyczne zwiększonej lub zmniejszonej jasności („szprychy").
Nie są to jedyne ciekawe efekty optyczne w świecie Saturna. Interesujące są również różnorodne zjawiska zaćmień powodowanych przez pierścienie, stosunkowo łatwo dostępne obserwacjom. Cień pierścieni pada na okolice przyrównikowe, na przemian, północne i południowe. Są to zaćmienia trwające aż 15 lat ziemskich. Biorąc pod uwagę znikomą gęstość pierścieni oraz ich charakterystyczną budowę, można przypuszczać, że zaćmienia te mają bardzo urozmaicony przebieg. Poprzez większe przerwy pomiędzy pierścieniami musi tam prześwitywać Słońce. Można wyliczyć, że sponad chmur widoczne są gołym okiem wszystkie księżyce z wyjątkiem Phoebe; ich tarcze są mniejsze i bledsze niż tarcza naszego Księżyca.
Uran
A teraz opuścimy znane astronomom starożytnym i średniowiecznym rejony układu planetarnego, by sięgnąć do planet krążących w tak słabo oświetlanych głębiach układu, że dopiero teleskop może zdradzić ich istnienie. To Uran, Neptun i Pluton. Należy tu jednak zastrzec, że pierwsza z tych planet w opozycji względem Słońca, w czasie bezksiężycowych nocy i przy czystym powietrzu może być odszukana na niebie gołym okiem*. W podobnych warunkach Neptun świeci dwa, a Pluton 1600 razy słabiej niż naj bledsze gwiazdy dostępne dla nieuzbrojonego oka.
William Herschel przez 56 lat z zapałem obserwował niebo, własnoręcznie szlifując metalowe zwierciadła do teleskopów. Był on samoukiem, z zawodu organistą w południowo-zachodniej Anglii. W pracach pomagała mu siostra Karolina, również astronomka-samouk. Mijało właśnie kilkanaście lat wytężonej pracy obserwacyjnej świata gwiazd, gdy pewnej nocy w 1781 dostrzegł Herschel wśród bladych gwiazd jedną, która nie była nieruchomym punktem
*Jej jasność wizualna wynosi +5,5 wielkości gwiazdowej.
świetlnym, jak ogół innych, lecz małą tarczą, przesuwającą się na tle gwiazd podobnie jak to czynią planety.
Późniejsze badania archiwalne wykazały, że ta nowa planeta — nazwano ją Uranem — była obserwowana już przedtem, zanim odkrył ją Herschel, i to aż 16 razy począwszy od 1690, przez różnych astronomów. Uważano ją wszakże za jedną z tysięcy gwiazd, być może wskutek posługiwania się skromniejszymi narzędziami.
Odkrycie Urana wstrząsnęło światem naukowym, utrwaliło się bowiem przekonanie, że Saturn zamyka listę planet. Teraz rozmiary układu planetarnego zostały podwojone. Herschel, otrzymawszy w nagrodę od króla Jerzego III stałą pensję, rzucił pracę organisty i poświęcił się wyłącznie astronomii, przede wszystkim obserwacjom, które go najbardziej fascynowały.
Bliższe badania Urana wykazały, że mamy tu do czynienia z jedną z czterech olbrzymich planet, typu Jowisza. Krążąc w dużej odległości od Słońca planeta ta „wymyka się" siłom przypływowo-odpływowym i wiruje szybko. Jeden jej obrót wokół własnej osi trwa 17 godz. 24 min. Osobliwością jest tu orientacja płaszczyzny jej równika w stosunku do płaszczyzny ekliptyki. Kąt między tymi płaszczyznami wynosi 98°, wskutek czego ruch wirowy globu jest wsteczny. Planeta w niektórych położeniach toczy się jak beczka po swej orbicie, podczas gdy inne przypominają raczej wirujące bąki. Takie nachylenie osi daje osobliwe następstwa pór roku, powtarzających się tam w okresie 84 lat. Uranowe koła podbiegunowe leżą bliżej równika niż zwrotniki, bo w odległości 8° od niego. W wyniku tego planeta ma dwie małe strefy czysto polarne i jedną równie wąską, czysto „tropikalną", nadto dwie strefy mieszane, łączące właściwości stref polarnych i „tropikalnych". W pewnych porach roku Słońce przechodzi w strefach mieszanych przez zenit, czasem nie zachodzi wcale, a czasem w ogóle nie wschodzi, co wiąże się z występowaniem dni i nocy polarnych. Wszystko to jest bardzo skomplikowane i odbywa się w powolnym rytmie.
Północny „biegun świata", dokoła którego szybko wiruje tamtejszy firmament, leży w pomocnej części gwiazdozbioru Oriona.
Na małej pozornie tarczy planety (4 s kątowe) nawet przy użyciu silnych teleskopów nic nie można dostrzec poza śladami pasm obłoków atmosferycznych. Widmo Urana jest podobne do widma Jowisza i Saturna. Prawdopodobnie również warunki naturalne są tam zbliżone do warunków panujących na tych planetach. Przypuszcza się, że wnętrze globu stanowi wodór pod dużym ciśnieniem.
Uran okrążany jest przez 5 księżyców, z których dwa najdalsze odkrył Herschel w 1787. Tworzą one stosunkowo ciasny układ satelitarny. Niedawno (w 1948) odkryty przez G.P. Kuipera najbliższy księżyc, Miranda, krąży trzy razy bliżej planety niż Księżyc ziemski. Orbity ich są prawie prostopadłe do płaszczyzny ekliptyki. Satelity te są niewielkie. Ich średnice zawierają się w granicach od 250-500 km (Miranda) do 1000-1800 km (Titania).
Niebo Urana ma wygląd dość urozmaicony. Pozorna tarcza Słońca jest 15 razy mniejsza niż widziana z Ziemi. Największą tarczę pozorną (trzy razy mniejszą od naszego Księżyca) ma najmniejsza Miranda, a to dzięki swej niewielkiej odległości od planety. Wszystkie księżyce znacznie przewyższają pozornym blaskiem najjaśniejsze gwiazdy nieba, byłyby więc sponad chmur widoczne gołym okiem. Planety bliższe Słońca niż Uran wszystkie trzymają się w pobliżu Słońca, toteż na niebie Urana wschodzi 7 Jutrzenek i tyleż Gwiazd Wieczornych, oddalających się pozornie od Słońca nie więcej niż na 33°. To ostatnie odchylenie kątowe (elongacja) odnosi się do sąsiedniego Saturna.
Nieoczekiwanym wydarzeniem ostatnich lat było odkrycie bardzo słabych pierścieni Urana podobnych do pierścieni Saturna. Dla obserwatora z Ziemi bezpośrednio nie są one widoczne. Odkryto je dzięki temu, że czasami przyćmiewają bardzo nieznacznie blask dalekich gwiazd, na których tle Uran się przesuwa.
Neptun
Odkrycie Neptuna zalicza się do największych tryumfów mechaniki nieba, która od czasów Newtona po koniec XIX w. dominowała w astronomii. Terenem jej prac był właśnie układ planetarny. W trakcie systematycznych pomiarów położeń Urana na niebie okazało się, że położenia obserwowane znacznie odbiegają od obliczonych. Przyczyny nie stanowiła bynajmniej nieścisłość prawa grawitacji, lecz — jak przypuścił F. Bessel — wpływ zakłócający przyciągania jakiejś nieznanej planety, krążącej poza orbitą Urana.
Do wyszukania rachunkiem „sprawcy" tych perturbacji przystąpili niemal jednocześnie w 1843 student astronomii w Cambridge, J.C. Adams, i młody francuski teoretyk — U. Leverrier. W 1845 Adams przedstawił do oceny swą pracę, lecz niestety, nie wykorzystano jej do odszukania nowej planety.
Lepiej powiodło się Leverrierowi. W rok później opublikował on swe wyniki, zresztą uderzająco podobne do otrzymanych przez Adamsa, wskazując na niebie „kryjówkę" nieznanej planety. Dopiero wtedy została ona odszukana. Dokonał tego J. Galie, astronom Berlińskiego Obserwatorium. Bez tych obliczeń wykrycie Neptuna (tak nazwano potem ten nowy obiekt) byłoby bardzo trudne, gdyż na niebie świeci około 40 tyś. gwiazd podobnej jasności.
Neptun nawet w najsilniej przybliżających teleskopach ma wygląd tak maleńkiej tarczy, iż żadnych szczegółów nie można na niej zauważyć. Albedo jego wynosi 0,6. Wskazuje to na obecność chmur w tamtejszej atmosferze. Doba planety liczy 18 godz. ziemskich. Warunki naturalne są jak dotąd nie znane. Wiadomo tylko, że atmosfera tamtejsza zawiera metan i cząsteczki H2, jak na to wskazuje widmo planety. Jeśli idzie o masę Neptuna, to jest ona 17
razy większa od ziemskiej. Szc/egół ten wyjaśnia tak znaczny wpływ grawitacyjny Neptuna na ruchy sąsiedniego Urana.
Neptun posiada dwa księżyce, z których pierwszy, Tryton, został odkryty niemal jednocześnie z samą planetą dzięki swym dużym rozmiarom i stosunkowo dużej jasności. Drugi, Nereida, dostrzeżony w 103 lata później przez Kuipera posługującego się dużym teleskopem, należy do najtrudniej zauważalnych obiektów w naszym układzie planetarnym. Jego jasność wynosi zaledwie 18,5-19,5 wielkości gwiazdowej. Prześledzono jego ruchy 2-metrowym teleskopem, stosując rejestrację fotograficzną. Satelita ma najbardziej wydłużoną orbitę spośród wszystkich księżyców. Jego minimalna odległość od Neptuna wynosi 1,4 min km, maksymalna aż 9,7 min km.
Na niebie Neptuna króluje Tryton, wykazując średnią pozorną średnicę większą od naszego Księżyca. Średnica tarczy słonecznej jest odeń 37 razy mniejsza. Planety oglądane sponad obłoków Neptuna, począwszy od Merkurego do Urana, trzymają się wszystkie w pobliżu Słońca, nie oddalając się odeń pozornie dalej niż na 42°.
Odkrycie Plutona
Jeśli nad odkryciem Neptuna pracowało teoretycznie niezależnie od siebie dwóch astronomów i każdy około trzech lat, to odszukanie jeszcze jednej, dalszej od Słońca planety — Plutona — kosztowało aż 26 lat obserwacji. I nic dziwnego. Obiektów tej jasności co Pluton jest na niebie... 40 min.
Historia odkrycia Plutona jest przykładem podziwu godnej wytrwałości. Wszystko zaczęło się od tego, że w 1905 badacz planet Percival Lowell doszedł do wniosku, iż pewne dodatkowe zakłócenia ruchu Urana wskazują na istnienie jeszcze jednej planety, krążącej poza orbitą Neptuna, i w tym samym roku rozpoczął poszukiwania na niebie w swym obserwatorium we Flagstaffie. Dwa lata pracy nie przyniosły jednak pozytywnych wyników. Oczywiście posiłkowano się fotografią i właściwy przegląd nieba odbywał się na kliszach. Sądzono, że w odstępie kilkudniowym ewentualna planeta zakreśli niewielki łuk na tle niemal zupełnie nieruchomych gwiazd.
Praca taka polegała na systematycznym dwukrotnym fotografowaniu tego samego wycinka nieba, w odstępie np. trzech dni, tym samym przyrządem i przy użyciu klisz tego samego gatunku, przy czym naświetlano je jednakowo długo oraz wywoływano w ten sam sposób. Oczywiście wycinków takich musiało być mnóstwo. W przeciwnym razie nie pokryłyby one „podejrzanego" rejonu nieba. Wywołane już pary klisz zakładano do tzw. komparatora błyskowego, zaopatrzonego w lupę (okular), i przez tę lupę obserwowano na przemian w odstępie ułamków sekundy obrazy- na obu kliszach. Obiekty, które w odstępie owych trzech dni zmieniły swe położenie na tle
gwiazd lub zmieniły swą jasność, „skaczą" lub też „pulsują" w okularze, automatycznie się w ten sposób dekonspirując. Jest to metoda bardzo owocna. Wiele się jej zawdzięcza, zwłaszcza przy poszukiwaniu nowych planetoid i gwiazd zmiennych.
Aż do śmierci Lowella (1916) nie uzyskano żadnego pozytywnego rezultatu. Poszukiwania kontynuował następnie z niesłabnącą wytrwałością Clyde Tombaugh. Dość wspomnieć, że przebadano na kliszach obrazy około 90 min gwiazd, zużywając na to około 7 tyś. godzin. Przy tak szeroko zakrojonych badaniach zauważono na kliszach obrazy około 4 tyś. planetoid, z których 40% było nieznanych. Poza tym udało się zaobserwować 1807 gwiazd zmiennych, 29 548 galaktyk oraz jedną kometę. Przebadano pas nieba szerokości 50°, położony po obu stronach ekliptyki. Wreszcie 13 marca 1930 od stolika z komparatorem kliszowym rozległ się głos Tombaugha: „Jest".
Pluton został znaleziony w odległości 6° od miejsca wskazanego rachunkiem. Po obliczeniach i kontroli klisz archiwalnych okazało się, że Pluton obiega Słońce raz na 248,5 lat. Jego orbita jest najbardziej eliptyczna ze wszystkich orbit planet, jej duża półoś wynosi 39,5 j.a., poza tym jej płaszczyzna tworzy z płaszczyzną ekliptyki kąt aż 17°. Średnica Plutona zdaje się niewielka, około 3 tyś. km. Z tych wszystkich powodów wysunięto przypuszczenie, że prawdopodobnie mamy tu do czynienia nie z naturalną planetą, lecz z dawnym księżycem sąsiedniego Neptuna, wytrąconym na samodzielną orbitę okołosłoneczną. Mogła tego dokonać jakaś gwiazda, która kiedyś przemknęła przez peryferie Układu Słonecznego. Wskazuje na to zresztą wyraźnie fakt, że droga Plutona przecina orbitę Neptuna.
Obserwacje widma sugerują, że Pluton stanowi bryłę lodową (o temperaturze około — 220°C) z domieszkami metanu i amoniaku, a być może i skał. W 1978 odkryty został satelita Plutona i otrzymał nazwę Charon. Ma on średnicę około 1300 km, a jego okres obiegu wokół Plutona (6 dni 9 godz. i 20 min) jest prawdopodobnie równy okresowi obrotu planety wokół osi. Jeśli jest tak istotnie, to Charon tkwi pozornie nieruchomo na niebie Plutona. Planeta ze swym księżycem poruszają się w gęstym mroku, gdyż blask słoneczny jest tam średnio około 1600 razy słabszy niż na orbicie Ziemi, a tarcza Słońca niezauważalnie mała.
Dziesiąta planeta
Ale na tym nie koniec. Są pewne dane, które pozwalają sądzić, że układ planetarny Słońca nie kończy się na Plutonie. Poza nim zdaje się krążyć jeszcze jedna, i to dość masywna planeta. Obliczono nawet elementy jej orbity (H.H. Kritzinger) i wyznaczono aktualną pozycję na niebie. W 1960 miał to
być pewien rejon gwiazdozbioru Pegaza. Okres obiegu Transplutona, bo tak nazwano planetę, ma wynosić 676 lat, a średnia odległość od Słońca
77j.a.
W jaki sposób Kritzinger doszedł do tych wyników? Transpluton krążący na peryferiach układu planetarnego, podobnie zresztą jak Pluton, nie zdradził się swym blaskiem, jako że światło słoneczne w tej odległości jest prawie 6 tyś. razy słabsze niż w sąsiedztwie Ziemi. Zdradziło go oddziaływanie grawitacyjne, które — jak zobaczymy — zdaje się wskazywać na dość dużą masę obiektu.
Ale w rodzinie Słońca istnieją inne ciała niebieskie, dla których Transpluton nie zawsze jest obiektem odległym. To komety. Według nowszych badań komety obiegają Słońce z reguły po bardzo silnie wydłużonych elipsach, które sięgają w aphelium na odległość milionów jednostek astronomicznych. W astronomicznej skali czasu, operującej setkami milionów i miliardami lat, zdarza, się, że niektóre z nich zostają „schwytane" przez siły grawitacyjne mijanych z bliska masywnych planet i przerzucane na ciasne, mniej spłaszczone orbity eliptyczne, położone wewnątrz ich orbit. Aphelia takich komet leżą zawsze w pobliżu orbity planety, która sobie je „przyswoiła". I w ten sposób powstają całe „rodziny" komet, „spokrewnionych" z poszczególnymi planetami. Taka kolejność rzeczy wynika z praw mechaniki nieba. Oczywiście, że o „wychwyt" przez planetę przebiegającej w pobliżu takiej komety nie jest w praktyce łatwo. Ponieważ jednak liczba komet obiegających Słońce oceniana jest na 100 mld, a ich ruch trwa już od miliardów lat, przeto takie „rodziny" komet mogły powstać, zwłaszcza obok planet o dużych masach.
Oto co daje analiza orbit kometarnych, tzw. krótkookresowych, rozważanych z punktu widzenia ich przynależności do poszczególnych „rodzin". Do „rodziny" największej z planet, Jowisza, o aphelium leżącym w odległości 5,45 j.a. od Słońca, zakwalifikowano aż 52 komety o apheliach odległych od naszej gwiazdy średnio o 5,66 j.a. Saturn, oddalający się w aphelium od Słońca na odległość 10,1 j.a., ma na swym koncie 6 komet o średnich apheliach 10,1 j.a., Uran — 3, Neptun — 8, Pluton — 5, Transpluton — 8. Zatem w sumie aż 82 komety zrzeszyły się w „rodziny", a z tego pokaźna liczba, bo aż 8, przypadła nieznanej dziesiątej planecie.
Istnienie Transplutona z punktu widzenia mechaniki nieba zdaje się nie ulegać wątpliwości. O wiele trudniej będzie wyszukać go optycznie. Dopóki to nie nastąpi, nie możemy być całkiem pewni istnienia dziesiątej planety. Znany badacz ruchów planet — Kritzinger podaje, że poszukiwania optyczne planety zostały rozpoczęte, i — jak wiadomo — wciąż trwają.
Spróbujmy oszacować przypuszczalną jasność pozorną Transplutona. Jeżeli założymy, że posiada on rozmiary i albedo takie jak Pluton, to powinien świecić jako obiekt 16-17 wielkości gwiazdowej. Ale gwiazd tej jasności jest na niebie około 50 min. Jak więc odszukać zgubę zawieruszoną wśród takiego mnóstwa podobnych do siebie z wyglądu obiektów? Jedyne, co można zrobić, to starać się zaobserwować ruch własny planety na tle niemal zupeł-
80
nie nieruchomych gwiazd przy zastosowaniu fotografii i komparatora błyskowego.
Można wyliczyć, że średni ruch własny Transplutona wynosi około 0,5° rocznie, czyli innymi słowy planeta powinna się przemieszczać w ciągu roku na tle zodiakalnego pasa gwiazd, położonego z obu stron ekliptyki, o odległość równą pozornej średnicy tarczy Księżyca. Jest to bardzo niewiele. Poza tym nie będzie to ruch jednostajny i jednokierunkowy, lecz — jak u wszystkich planet — raz prosty (z zachodu na wschód), raz wsteczny (ze wschodu na zachód). Dwa razy do roku planeta pozornie zatrzyma się na niebie, co oczywiście utrudni jej tropienie. Te oscylacje planet, znane już w starożytności, są — jak wiadomo — odbiciem ruchu obiegowego Ziemi wokół Słońca. Mimo tych oscylacji Transpluton powinien systematycznie przemieszczać się z zachodu na wschód, jak to czynią wszystkie planety.
Odszukanie Transplutona nie będzie łatwe. Wszak gwiazdozbiór Pegaza, o który tu chodzi, był już raz skrupulatnie „obszukany" przez Tombaugha, tyle tylko, że nie koncentrowano wówczas uwagi na obiektach tak bladych jak ewentualny Transpluton. Ostatnio pojawiła się hipoteza, iż Słońce ma dalekiego towarzysza, słabo świecącą gwiazdę (tzw. brązowy karzeł) lub bardzo masywną planetę. Towarzysz taki, krążący po eliptycznej orbicie o rozmiarach tysiąc lub więcej razy większych od rozmiarów orbity Plutona, mógłby periodycznie zakłócać tory komet i powodować ich zderzenia z planetami. W ten sposób można by tłumaczyć stwierdzone niedawno, na podstawie badań geologicznych i paleontologicznych, okresowe ginięcie gatunków biologicznych na Ziemi (co mniej więcej 25-30 min lat). Autorzy tej hipotezy proponują nazwać tego domniemanego towarzysza Słońca — Neme-zys, od greckiej bogini surowo wymierzającej sprawiedliwość.
Ponieważ również Merkury wykazuje pewne dodatkowe ruchy, które nie dały się wytłumaczyć na podstawie klasycznej newtonowskiej teorii grawitacji, próbowano przeto na ich podstawie wyszukać nieznaną planetę krążącą wewnątrz jego orbity i odpowiedzialną za te zakłócenia. Sprawie tej poświęcono wiele trudu, obserwując pilnie Słońce przez teleskop w nadziei zauważenia małej, ciemnej tarczy przesuwającej się na jego tle. Poszukiwania takie datują się już od 1761. Później fotografowano skrupulatnie otoczenie Słońca w czasie jego zaćmień całkowitych, chcąc uchwycić na kliszy obraz planety obok Słońca. Wyniki tych poszukiwań były dotąd negatywne. Istnieją obserwacje wskazujące na możliwość istnienia jakiegoś nieznanego obiektu (lub obiektów) wewnątrz orbity Merkurego. Może to być bądź mała planetka, bądź też ciało kometarne. Istnienie dużej planety jest już dzisiaj przesądzone w sensie negatywnym, gdyż każdego dnia fotografuje się przecież Słońce w kilku specjalnych obserwatoriach, utrwalając na kliszach wszystkie szczegóły jego tarczy o średnicy większej niż 200 km. Zresztą owe dodatkowe ruchy Merkurego w postaci przesuwania się jego perihelium po orbicie o 40 s łuku na stulecie szybciej, niż żąda tego newtonowskie prawo ciążenia, zostało w pełni wyjaśnione przez Einsteina w jego ogólnej teorii względności.
A teraz opuścimy teren układu planetarnego i przeniesiemy się daleko poza jego granice, do odległych rejonów „przydzielonych" kometom. Znajdziemy ich tam miliony czy nawet miliardy. Spędzają gnuśnie swój zresztą niezbyt długi żywot w ciemnych czeluściach przestrzeni, gdzie rządzą jeszcze wprawdzie siły grawitacyjne Słońca, lecz jego energia promienista dociera w bardzo małych ilościach. Cóż to są komety?
Są to ciała niewielkie, o średnicy mierzącej zaledwie kilka kilometrów. Mimo znacznej liczby obiektów łączna ich masa stanowi bardzo drobny ułamek masy Ziemi, bowiem masa najcięższych z nich nie przekracza 10~8 masy Ziemi. Słońce od czasu do czasu wzywa je do przeglądu, jak gdyby chcąc się upewnić, czy zagubione w odległościach tysięcy jednostek astronomicznych nadal są w jego władaniu. Kometa kieruje się wówczas ku Słońcu. Początkowo sunie z prędkością zaledwie metrów na sekundę, by dopiero w miarę osiągania rejonów coraz mu bliższych przyspieszyć marszu. Aphelia komet leżą w odległościach nawet bilionów kilometrów od Słońca.
Komety uważa się za konglomeraty różnej wielkości brył skalnych oraz pyłu kosmicznego — spojonych w jedną bryłę lodem metanowym (CH4) i amoniakalnym (NH3). W czasie zbliżania się do Słońca, mniej więcej na dystansie Jowisza, lód metanowy zaczyna się topić. W rejonie planetoid taki sam los spotyka lód amoniakalny. Zimne ,jądro" zyskuje więc obszerną o-słonę gazową, powstaje tzw. głowa komety. Głowy kometarne pęcznieją do tego stopnia, że osiągają niekiedy rozmiary globów planet. Na materię gazową głowy wywiera ciśnienie strumień wiatru słonecznego, ponadto drobne odłamki stałe (pył) poddane są ciśnieniu promieniowania Słońca. Powoduje to wymiatanie materii z głowy w kierunku od Słońca. Tworzy się jeden, czasami kilka warkoczy, podlegających nieraz gwałtownym zmianom (zagięcia, zgrubienia), wywołanym przez fluktuacje prędkości wiatru słonecznego w o-kresach, kiedy na Słońcu zachodzą burzliwe zjawiska. Jeżeli kometę porównamy do lokomotywy, a wiatr słoneczny do atmosfery ziemskiej, to warkocze można porównać do smugi dymu odrzucanej przez pędzącą lokomotywę. Materia, która tworzy warkocz, ustawicznie się odnawia, dając twory niekiedy długości wielu milionów kilometrów. Zbudowane są one z tak rozrzedzonej materii, że jeśli idzie o bezpieczeństwo istot żywych, to dostateczną o-chronę przed nimi stanowią atmosfery planet.
W pobliżu perihelium nasilenie sił przypływowych Słońca, działających na rozrzedzoną materię głowy komety, bywa nieraz tak znaczne, że kometa zostaje rozerwana na dwie lub nawet trzy części, które kontynuują bieg po samodzielnych, nieco zmienionych orbitach. Zjawisko takie obserwowano w jesieni 1965, gdy jądro najjaśniejszej komety XX w. — komety Ikeya-Seki, rozpadło się na trzy części. Te same siły rozsiewają materię komety po jej or-
82
bicie, dając początek rojom meteorów. Komety mogą przetrwać niezbyt wiele takich „gorących" momentów i dlatego wiek tych ciał liczy się nie na lata, ale raczej na liczbę obiegów Słońca.
Po minięciu perihelium wszystko odbywa się w odwrotnym porządku: warkocz stopniowo zanika, głowa kurczy się, a jądro przybiera z powrotem postać spojonej lodem bryły. Mniej więcej w odległości Jowisza komety znikają z pola widzenia nawet dużych teleskopów, zdążając coraz wolniej ku swym odległym apheliom, by osiągnąć je po tysiącach czy milionach lat.
Płaszczyzny orbit kometarnych są zorientowane chaotycznie w przestrzeni; można powiedzieć, że komety „nie liczą się" zupełnie z płaszczyzną ekliptyki. Najwidoczniej przebieg ich narodzin był zupełnie inny niż planet, związanych z położeniem równika globu słonecznego.
Pewna część komet okrąża Słońce w krótkich okresach, od 3,3 lat (kometa Enckego) do 155 lat (kometa Herschela-Rigolleta) (tab. 5). Spośród nich właśnie rekrutują się „rodziny" związane z poszczególnymi planetami.
Niektóre komety godne są osobnych wzmianek. Do najciekawszych zaliczona została kometa Halleya, która od 4 tyś. lat pojawia się regularnie na naszym niebie w odstępach około 76-letnich. Zarejestrowano dotąd jej 29 powrotów do Słońca, poczynając od zapisków w starożytnych kronikach chińskich. Obserwował ją też Kopernik w 1531, lecz podobnie jak ogół astronomów sądził, że jest to nowa kometa, nie gość od tysiącleci odwiedzający okolice Ziemi. Właściwego rozeznania dokonał dopiero Edmund Halley (1656-1742). Średnicę jądra tej komety ocenia się na 70 km. Jak na kometę, jest to dość dużo*.
Kometa Bieli z 1826, obiegająca Słońce raz na 6 lat 276 dni, rozpadła się w pobliżu perihelium w styczniu 1846 na dwie części niemal na oczach astronomów, by w 1852 ulec całkowitej rozsypce. Jej resztki to rój meteorów Andromedyd, nawiedzający Ziemię w okresie od 22 do 27 listopada każdego roku. Najwidoczniej materia komety rozproszyła się wzdłuż jej orbity.
Kometa Enckego, odkryta w 1786, należy do prawdziwych „szybkobiegaczy niebieskich". Wystarcza jej zaledwie 3,3 roku na obieżenie Słońca. Obiekt jest pilnie śledzony przez astronomów, jako że daje dużo okazji do konfrontacji z obliczeniami. W obserwatorium w Pułkowie pod Leningradem założono nawet specjalne biuro badań ruchów tej komety. Okazało się, że w latach 1819-1914 okres obiegu komety uległ skróceniu o 2,5 dnia, co odpowiada zmniejszeniu się wielkiej osi elipsy o 440 tyś. km. Jest to kometa niewielka. Średnicę jej jądra,ocenia się na 2-8 km. Systematyczne przyspieszenie ruchu tej komety nie zostało jeszcze ostatecznie wyjaśnione. Jasność jej spadła o 4 wielkości gwiazdowe w ciągu ostatnich 100 lat. Ocenia się, że do roku 2000 przestanie zupełnie być widoczna.
Lecz nie tylko komety krótkookresowe stanowią wdzięczny przedmiot ob-
* O przeprowadzonych badaniach komety Halleya jest mowa w Części 8 pt. „Astronautyka w służbie astronomii".
83
serwacji. Również wśród długookresowych bądź charakteryzujących się orbitami parabolicznymi wiele jest obiektów ciekawych, zasługujących na uwagę. Oto wielka kometa Cheseaux z 1744 rozwinęła wachlarz aż 6 warkoczy. W czasie przejścia przez perihelium była tak jasna, że obserwowano ją za dnia, i to w południe.
Ciekawe wyniki otrzymano, badając orbitę komety z 1680, która obiega Słońce raz na 8800 lat. W perihelium zbliża się ona do środka Słońca na 900 tyś. km, a w aphelium oddala od niego na 130 mld km. Jej prędkość orbitalna w perihelium wynosi 550 km/s, w aphelium zaś — tylko 4 m/s. W perihelium kometa oglądana ze środka Słońca przemierzałaby w ciągu 2 godz. więcej niż połowę firmamentu, w aphelium zaś w ciągu 5 lat zakreślałaby na niebie rak l s kątowej. Trudno o bardziej zróżnicowane ruchy ciała niebieskiego. Dane te są oparte na wyliczeniach Enckego.
Głowa komety Halleya sfotografowanej 8 maja 1910 za pomocą 150-cen ty metrowego teleskopu na Mount Wilson
Warto też wspomnieć o „przeżyciach" krótkookresowej komety Lexella. W 1767 zbliżyła się ona znacznie do Jowisza i przez 4 miesiące pozostawała w strefie jego aktywności. Sytuacja podobna powtórzyła się w 1779. Po pierwszym zbliżeniu kometa przeszła na ciasną elipsę, której aphelium leżało wewnątrz orbity Jowisza (a więc stała się wówczas członkiem jego „rodziny"), perihelium zaś wypadło w pobliżu drogi Ziemi. Ponowne zbliżenie do Jowisza też nie obyło się bez następstw. Kometa została przerzucona na obszerną elipsę styczną w perihelium do orbity tej planety, a w aphelium wykraczającą poza drogę Plutona, gdzie oczywiście można ją było śledzić jedynie rachunkiem.
Podobne perypetie ma w swym „życiorysie" kometa Brooksa z 1889, która — jak się okazało — 3 lata przed odkryciem, a więc w 1886, przeszła pomiędzy księżycami Jowisza i niemal „otarła się" o powierzchnię naszego olbrzyma planetarnego. Okres jej obiegu wynosił wówczas 30 lat. Przy tej okazji rozpadła się na 4 części. Zaobserwował je E.E. Barnard. Był to skutek działania sił przypływowych Jowisza, który został minięty w odległości 2,02 swego promienia równikowego (licząc od środka planety). A więc znów „dramat" rozegrał się wewnątrz strefy Roche'a.
Nie mniej interesujące okazały się losy komety Otermy (okres obiegu 7,9 lat), odkrytej w 1943, a krążącej po orbicie kołowej niemal pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Z rachunków dotyczących przeszłości komety, przeprowadzonych przez odkrywczynię, wynika, że kometa ta należała pierwotnie do rodziny Saturna, potem „przeniosła się" na 25 lat do rodziny Jowisza, a w
Orbity planet zewnętrznych oraz dwu komet: Halleya (mała elipsa) i 1910 I (elipsa wydłużona)
1965 miała powrócić znów do swych towarzyszek związanych z Saturnem. Te skoki zawdzięcza wielkim zbliżeniom do Jowisza, który deformuje jej orbitę.
Tajemniczo przedstawiają się losy 41 komet krótkookresowych nie objętych tabelą 5, które obserwowano tylko podczas jednego zbliżenia do Słońca. Ich okresy obiegu dokoła Słońca wynosiły od 2,3 do 145 lat. Trudno powiedzieć o nich coś konkretnego. Są także komety, które były obserwowane w czasie kilku obiegów i mimo to gdzieś przepadły. Prawie w każdym przypadku odpowiedzialność spada na Jowisza, który zmienia często do niepoznaki orbity mijających go komet. Trzeba zaznaczyć, że historia ruchów komet krótkookresowych obejmuje ponad 100 zbliżeń do tej planety. Ale tylko nieliczne z nich zanalizowano wyczerpująco. Rachunki takie są żmudne i czasochłonne.
W przeszłości obliczenia torów komet prowadzone były ręcznie, z pomocą zwykłych maszyn do liczenia. Zajmowało to czasami i kilkadziesiąt lat pracy jednego astronoma. Obecnie komputery dokonują tych samych obliczeń w ciągu niewielu godzin. Prace takie prowadzone są w Polsce i cieszą się dużym uznaniem na świecie wśród astronomów zajmujących się kometami.
Do września 1977 obserwowano 267 komet o orbitach eliptycznych (z tego 106 o okresie mniejszym i 161 o okresie większym niż 200 lat), 287 komet o orbitach parabolicznych i 89 o orbitach hiperbolicznych. Od 1800 miało miejsce 861 pojawień 643 komet.
W okresie październik 1977 - 7 listopada 1980 zaobserwowano 28 nowych komet, z tego: 9 o orbitach eliptycznych, 18 o orbitach parabolicznych i jedną o orbicie hiperbolicznej. Ogółem zanotowano 51 pojawień.
Zatem w listopadzie 1980 znanych było: 276 komet o orbitach eliptycznych (z tego 161 o okresie większym niż 200 lat), 305 komet o orbitach parabolicznych i 90 o orbitach hiperbolicznych. Łącznie znanych było 671 komet, które od 1800 do listopada 1980 pojawiły się 912 razy.
Przyjął się zwyczaj, że kometa otrzymuje nazwę od nazwiska odkrywcy lub też — jeśli odkrywców jest kilku — od nazwisk trzech pierwszych chronologicznie. Przeglądając katalogi pod tym kątem widzenia, natrafiamy na 13 komet polskich. Pierwszym odkrywcą w Polsce był astronom gdański Jan He-weliusz. Przysporzył on nauce kilka tych obiektów w latach: 1652, 1661, 1664, 1665, 1672 i 1677. W okresie od 1652 do 1677 odkrytych zostało łącznie 7 komet, z których aż 6 przypada na Heweliusza.
Po blisko 250-letniej przerwie nową serię zapoczątkował. L. Orkisz (1925). Następne odkrycia nastąpiły już znacznie szybciej. Oto ich rejestr: kometa Wilka-Peltiera (1925 XI), Wilka (1930 I), Wilka (1930 III), Kaho-Kozika-Li-sa (1936 III) i jeszcze raz Wilka-Peltiera (1937 III). Odkrycia Orkisza i Lisa dokonane -zostały na stacji górskiej w Beskidach, Wilk natomiast zaobserwował wszystkie swoje komety w Krakowie z balkonu mieszkania położonego na peryferiach miasta. Ostatnio, w 1966, odkrył kometę astronom polski K. Rudnicki.
Polskie obiekty wykraczają w aphelium poza układ planetarny, a więc powrócą dopiero po tysiącach lat. Na przykład kometa Orkisza, według obliczeń astronomów holenderskich, odsuwa się od Słońca 450 razy dalej niż Pluton i ma się pojawić na ziemskim niebie dopiero za 850 tyś. lat.
Oczywiście nie od razu zdano sobie sprawę, czym są komety — obiekty tak odmienne od wszelkich innych ciał niebieskich. W starożytności i średniowieczu uważano je za „wyziewy" Ziemi poruszające się w jej atmosferze. Budziły nadto zaniepokojenie, a niekiedy nawet panikę, jako rzekoma zapowiedź wojen, głodu i epidemii. Jeszcze za czasów Kopernika wielki popłoch w Europie spowodowały trzy jasne komety z lat 1531, 1532 i 1533, zwłaszcza że ostatnia z nich przemierzała firmament ruchem wstecznym, a więc z zachodu na wschód. Dla uspokojenia umysłów zorganizowano wówczas dysputę z udziałem najwybitniejszych astronomów, a wśród nich figurował również „Wrocławianin" Kopernik. Kopernik napisał wtedy obszerny traktat o kometach, który niestety zaginął. Wiadomo tylko, że uważał on ciała te za „gwiazdy szybkie", krążące poza sferą Księżyca. Był to na owe czasy znaczny postęp w poglądach.
Dalszy krok naprzód zawdzięczamy Tychonowi Brahe (1546-1601), astronomowi duńskiemu, który dla komety z 1577 wyliczył kolistą drogę wokół Ziemi, położoną poza orbitą Wenus. Był on bowiem jeszcze zwolennikiem geocentrycznej teorii, która — jak wiadomo — za centrum świata uważała Ziemię.
Dopiero jego zięć, J. Kepler, rozpoznał w kometach ciała niebieskie okrążające Słońce. Wywody jego poparł obserwacjami Jan Heweliusz, uważając dla odmiany komety za „wyziewy planet", które po odbyciu drogi okrężnej dokoła Słońca rozpraszają się bez śladu w przestrzeniach międzyplanetarnych. G.S. Dórfler (1643-1688), proboszcz w Plauen, w związku z obserwacjami okazałej komety z 1680 wskazał, że ciała te obiegają Słońce po parabo-lach. Zapewne za to wnikliwe rozeznanie został potem obdarowany najwyż-
szymi na Księżycu górami. W końcu Isaac Newton udowodnił, że komety obiegają Słońce po liniach krzywych, które powstają z przecięcia stożka kołowego płaszczyzną. Jak wiadomo, do krzywych tych zaliczamy: okrąg, elipsę, parabolę i hiperbolę. Taki charakter orbit kometarnych wynika z praw mechaniki nieba. Metody rachunkowego wyznaczania dróg komet w przestrzeni na podstawie zaobserwowanych ich pozycji na niebie udoskonalił dopiero H.W. Olbers (1758-1840).
Obstrzał kosmiczey Ziemi
Od miliardów lat trwa w Kosmosie „wojna". Każdej doby miliardy pocisków rażą glob ziemski, a bombardowanie to nie ustaje ani na chwilę. Niekiedy wzmaga się, aby ucichnąć do nowego zetknięcia się naszej atmosfery z jakimiś zasobniejszymi „magazynami". Jest to „broń" różnokalibrowa, począwszy od drobnych pyłków, ważących ułamki miligrama, aż do brył o masie tysięcy ton. Na szczęście te ostatnie należą do rzadkości. Nieustanny „ogień" podtrzymywany jest głównie przez drobne pociski. Dzięki tej nieszkodliwej „zabawie" glob nasz wzbogaca się o kilka tysięcy ton masy na dobę. Wobec ogromu Ziemi nie ma to oczywiście znaczenia. Nawet po miliardzie lat przybytek wyniesie zaledwie jedną milionową masy Ziemi.
Na orbicie Ziemi prędkości meteorów względem Słońca wynoszą do 42 km/s, w odniesieniu zaś do Ziemi mogą osiągać 72 km/s, zależnie od tego, czy obiekt porusza się w tym samym co ona kierunku, czy pod pewnym do niego kątem. Jeżeli zważymy, że energia kinetyczna tych ciał jest duża ze względu na ich prędkość ruchu, dziwny wydaje się fakt, że ludzkość z tej o-presji wychodzi niemal bez uszczerbku, a tysiące pokoleń żyje wśród ustawicznego obstrzału, wcale się nim nie przejmując. Jakaż broń jest na nie odporna? Oto okazuje się, że pancerz taki stanowi iluzoryczna na pozór atmosfera ziemska o grubości około 2 tyś. km. Gazy atmosfery, zgęszczone przez pędzący meteor, spełniają rolę jakby płyty pancernej. Tworzą one wielki parasol, chroniący Ziemię przed tym żelaznym lub kamiennym deszczem. Drobny pył kosmiczny spalany jest „na poczekaniu". Astronom obserwujący niebo przez teleskop odnotowuje wtedy w swym dzienniku: „przelot meteoru przez pole widzenia".
Podobny los unicestwienia przez atmosferę ziemską spotyka również nieco większe bryłki materii, o masie kilku miligramów czy nawet gramów. To są znane nam już z dzieciństwa „gwiazdy spadające". Widać je doskonale gołym okiem jako krótkie błyski przeszywające firmament, mimo że owo spalanie zachodzi na wysokości kilkudziesięciu kilometrów nad Ziemią.
Większe meteory, począwszy od masy ułamków kilograma, już tak łatwo nie giną. Dzięki swej znacznej energii kinetycznej wnikają dość głęboko w at-
mosferę ziemską, dając efektowne zjawisko bolidów. Zapalając się na niebie nieoczekiwanie, przewyższają blaskiem pozornym najjaśniejsze planety. Głowa ich iskrzy się od odpryskujących odłamków, które spadają ku Ziemi. Niekiedy temu pięknemu zjawisku towarzyszy detonacja podobna do grzmotu. Z reguły 90% masy takiego bolidu odparowuje po drodze w atmosferze, zostawiając za sobą tylko z wolna gasnący ślad. Nieznaczna reszta — zahamowana niemal zupełnie na wysokości kilkunastu kilometrów — pod wpływem przyciągania Ziemi poczyna wolno spadać ku jej powierzchni ruchem początkowo jednostajnie przyspieszonym. Później znów następuje pewne zahamowanie, aż wreszcie taki żużel wdraża się w ziemię i niekiedy bywa odnajdywany. Przybysz z Kosmosu, który dotarł do nas, nosi już nazwę meteorytu. Wskutek tak gwałtownych przeżyć jest z reguły obtopiony na całej powierzchni. Meteoryty były do momentu pierwszej wyprawy księżycowej jedynymi ciałami pochodzenia pozaziemskiego, które mogliśmy dotknąć ręką i badać laboratoryjnie.
Na osobne omówienie zasługują „nadbolidy" o masie wielu ton, które od czasu do czasu atakują naszą planetę. Pokonawszy opór atmosfery, zachowują resztki pierwotnej energii ruchu i wdrażają się głęboko w teren, na kilkadziesiąt czy nawet paręset metrów. Ich duża jeszcze energia ruchu wskutek gwałtownego zahamowania zamienia się w energię cieplną. Gwałtownie odparowując, nadbolid eksploduje, a detonację słychać w promieniu paruset kilometrów. Blask eksplozji w danym momencie przewyższa jasnością Słońce. Słup pyłu wzbija się w górę na kilka kilometrów i widoczny bywa nieraz przez dobę. Wstrząs skorupy ziemskiej obiega cały glob, a wywiązująca się ilość energii jest tu nie mniejsza niż przy wybuchu bomby atomowej.
Takich większych i mniejszych śladów spadku nadbolidów odszukano już kilkanaście w różnych okolicach kuli ziemskiej. Wiele kraterów meteorytowych powstało w okresie, zanim człowiek pojawił się na naszej planecie, nic też dziwnego, że stoki ich straciły swą ostrość, zostały „zamaskowane" roślinnością. Jeden z najbardziej znanych tego typu kraterów odnaleziono w Arizonie między miejscowościami Winstow i Flagstaff. Ma on średnicę około 1200 m, otoczony jest wałem o wysokości 37 m w stosunku do otaczającej go równiny i 175 m w stosunku do dna. Największy krater pochodzenia meteorytowego odkryto w 1950 na Labradorze. Ma on średnicę 3,2 km. Mniejsze odszukano na Saharze, na Półwyspie Arabskim i w Europie.
Meteory występują w postaci rojów, których orbity można wyznaczyć na podstawie obserwacji. Liczbę rojów ocenia się na kilka tysięcy. Do obserwacji, dotąd tylko optycznych, zastosowano w ostatnich latach radiolokację. Meteory bowiem przelatując przez atmosferę jonizują cząsteczki powietrza, pozostawiając za sobą długą na wiele kilometrów i szeroką na kilkaset metrów smugę plazmy. Powstaje ona z gazów atmosferycznych pod wpływem wysokiej temperatury, wywiązującej się w wyniku tarcia meteoru o warstwę powietrza. Od zjonizowanych gazów odbijają się fale radiowe i w ten sposób dekonspirują ślad meteoru nie tylko w nocy, ale i w dzień, oczywiście nieza-
Krater meteorytowy w Arizonie
leżnie od stopnia zachmurzenia. W ten sposób oprócz dotychczasowych „nocnych" wykryto także „dzienne" roje meteorów.
Z obserwacji meteorów można wyznaczyć ich drogi w przestrzeni, a więc i okresy obiegu Słońca. Obserwacjami objęte są oczywiście przede wszystkim te roje, które ocierają się o naszą atmosferę. Inne, mijające ją z dala, dają się zauważyć czasami, gdy przypadkowo sonda kosmiczna na nie natrafi.
Jak powstały meteoryty i bolidy? Może są to po prostu szczątki rozpad-łych komet, rozsiane wzdłuż ich orbit. Czynnikiem odpowiedzialnym za ich powstawanie są siły przypływowe Słońca i większych planet, mijanych z bliska. Jeśli chodzi o nadbolidy, to niektórzy uważają je za fragmenty jakiejś rozpadłej planetoidy lub nawet planety. W tym ujęciu meteoryty żelazne pochodziłyby z metalicznego jądra planety, a kamienne z jej skorupy. Bardziej jest jednak prawdopodobne, że znaczna część „gruzu" błąkającego się w przestrzeni międzyplanetarnej to rezultat kruszenia się asteroid w czasie ich zderzeń.
Jak powstał Układ Słoneczny
Problem ten, jak większość zagadnień kosmologicznych, nie jest jeszcze dostatecznie zbadany. Hipotezy starające się odtworzyć poszczególne etapy rozwoju naszego układu można by podzielić na dwie kategorie. Pierwsze zakładają, że wskutek kondensacji mgławicy ciemnej — powstało najpierw Słońce, które dopiero po upływie dość długiego czasu zyskało planety, komety i meteory. Drugie suponują, że rodzina Słońca uformowała się jednocześnie z nim samym z tego samego tworzywa, przy czym mniejsze obiekty zostały zmuszone przez siły grawitacyjne Słońca do jego obiegania.
Do pierwszej grupy teorii należy zaliczyć przede wszystkim hipotezę mgławicową Kanta-Laplace'a. Według niej olbrzymie prasłońce, kondensując się pod wpływem własnej grawitacji, przyspieszało swój obrót dokoła osi. Wymagała tego zasada zachowania momentu pędu. W okolicach równika słonecznego miały się tworzyć w wyniku takiej akcji wybrzuszenia, które — wskutek wzrastającej tam siły odśrodkowej w miarę przyspieszania rotacji — odrywały się w postaci ogromnych gazowych pierścieni. Z czasem pierścienie te skupiały się w globy — obecne planety. Akt taki miał się powtarzać co pewien czas, w miarę postępującej coraz dalej kondensacji pra-słońca, dając coraz to nowe porcje materii planetotwórczej. Według tej hipotezy wiek planet byłby różny; bliższe Słońca byłyby młodsze, dalsze — starsze. Planety z kolei powtórzyły opisany „zabieg", oczywiście w mniejszej skali, tworząc księżyce. Hipoteza Kanta-Laplace'a — mimo cech prawdziwości — upadła, gdyż była w niezgodzie z wielu nowszymi danymi obserwacyjnymi i badaniami astrofizycznymi.
Do tej samej kategorii należy zaliczyć teorię J. Jeansa, który założył, że w dalekiej przeszłości jakaś obca gwiazda minęła Słońce w dostatecznie małej odległości, aby siły przypływowe oderwały odeń olbrzymią smugę gazów (tzw. cygaro Jeansa), z której po podziale powstały przez kondensację globy planet. Lecz i ta teoria została odrzucona. Wobec pustki dominującej w Galaktyce spotkanie dwóch gwiazd jest mało prawdopodobne i cała Galaktyka po 20 mld lat istnienia mogłaby się stać areną powstania zaledwie kilkuset systemów planetarnych. Poza tym prawdopodobnie „cygaro" spadłoby z powrotem na Słońce, nim zdążyłyby się z niego utworzyć planety.
Nowsze teorie przyjmują, że Słońce i jego rodzina tworzyły się jednocześnie z pierwotnej pyłowo-gazowej mgławicy. W otoczeniu prasłońca pozostała wystarczająca ilość nie wyzyskanej przez niego materii i z niej to właśnie powstały wiry większych i mniejszych rozmiarów, które — po kondensacji tworzącej je materii ciemnej — dały początek planetom i księżycom.
Kondensacja drobnych cząstek pyłowych w większe skupiska zachodziła dzięki tzw. niestabilności grawitacyjnej cienkiej warstwy pyłu
zalegającej centralną płaszczyznę („równik") pierwotnej mgławicy. Niestabilność ta sprowadza się do tego, że na skutek wzajemnego przyciągania grawitacyjnego drobnych lodowo-skalnych bryłek, cała warstwa pyłu rozpada się na odrębne skupiska narastające wokół przypadkowo się pojawiających, lokalnych zagęszczeń. Skupiska takie narastały, gromadząc coraz więcej materii, a zderzając się ze sobą tworzyły jeszcze większe kondensacje. W ten zapewne sposób powstały skalne zarodzie przyszłych planet. Wokół tych tworów skupił się gaz (głównie wodór i hel) stanowiący gros pierwotnej masy mgławicy. Tak prawdopodobnie powstały wielkie planety, mające potężne otoczki wodorowo-helowe. Przypuszcza się, że proces ten nie zdążył się dostatecznie posunąć, jeśli chodzi o takie planety jak Merkury, Wenus, Ziemia i Mars: nim wokół wspomnianych zarodzi zaczął się gromadzić gaz, od Słońca począł dąć potężny wicher, który wymiótł całkowicie gaz z pierwotnej mgławicy. W ten sposób te cztery planety nie zdążyły utworzyć otoczek gazowych i praktycznie składają się tylko z materiału tworzącego owe zarodzie. Co do komet, to według nowych teorii powstały one z kondensacji resztek materii pyłowo-gazowej, jakiej sporo pozostało po pierwotnej mgławicy. Tworzą one rozległą chmurę kometarną na obrzeżach Układu Słonecznego. Pod wpływem sił grawitacyjnych Słońca skupiska te dążą ku niemu, by okrążywszy je dokoła powrócić do miejsca swego powstania.
Życie organiczne w Układzie Słonecznym
Na meteorach zakończyliśmy przegląd ciał Układu Słonecznego. Teraz zajmiemy się zagadnieniem życia organicznego w jego obrębie.
Życie w pojęciu ziemskim, jak już wspominaliśmy, może istnieć jedynie tam, gdzie ma do dyspozycji materię jednocześnie w trzech stanach skupienia: stałym, ciekłym i gazowym. Takie miejsce stanowią jedynie powierzchnie planet. Ale muszą to być planety dostatecznie nagrzewane i naświetlane promieniami Słońca. Najlepiej nadają się tu planety dość szybko wirujące dokoła swych osi, gdyż tylko wtedy temperatura ich powierzchni jest dostatecznie równomierna, aby sprzyjać powstaniu życia. Jeżeli przy tym oś ich obrotu jest odchylona nieco od kierunku prostopadłego do orbity — jak to stanowi regułę w naszym układzie — następuje sezonowo wzmożona lub zmniejszona operacja Słońca, kolejno na obu półkulach. Na planecie występuje wtedy cykliczna zmiana pór roku, do czego życie musi się przystosować. Biologowie są zdania, że do powstania i rozwoju życia opartego na białku niezbędne są: obecność wody w stanie ciekłym, atmosfery z wolnym tlenem oraz temperatury zawartej w przedziale od — 70°C do + 80°C.
Z tych trzech czynników najważniejsza jest umiarkowana temperatura, nie wykraczająca sezonowo poza przytoczony przedział. W temperaturach bowiem wyższych od +80°C białko — ów fundamentalny budulec materii ożywionej — rozkłada się, ulegając najpierw ścięciu, potem zwęgleniu, w temperaturach zaś niższych od - 70°C organizm nie jest w stanie utrzymać stałej temperatury i cała zawarta w nim woda zamarza..
Punktem wyjścia dla życia organicznego jest przeróbka nieorganicznych związków chemicznych na organiczne (w związkach organicznych występuje zawsze węgiel, fundamentalny składnik wszelkich białek). Przeróbka ta odbywa się w tkankach roślin w wyniku fotosyntezy. W procesie tym z gazowego dwutlenku węgla (CO2), znajdującego się w niewielkiej ilości w atmosferze, z wody i soli mineralnych roślina tworzy węglowodany, tłuszcze i białka. Do fotosyntezy potrzebny jest pewien określony rodzaj promieniowania elektromagnetycznego, mianowicie fale świetlne. Promieniowanie nadfioletowe niszczy zielony barwnik potrzebny do fotosyntezy — chlorofil, promieniowanie podczerwone zaś nie jest zdolne do zapoczątkowania reakcji fotochemicznych. Ponadto zbyt silne naświetlanie roślin prowadzi do zaniku fotosyntezy, a zbyt słabe zwalnia jej rytm. Na szczęście atmosfera ziemska pochłania w dużym stopniu promieniowanie nadfioletowe, chroniąc w ten sposób przed zniszczeniem życie organiczne na naszym globie.
Jak widzimy, życie organiczne wymaga spełnienia wielu różnych warunków jednocześnie. Być może jednak przyroda zna jeszcze inne sposoby tworzenia komórek ożywionych, np. za pośrednictwem nie węgla, lecz innego pierwiastka podstawowego. Mógłby to być np. krzem, którego związki są odporne na działanie temperatur dochodzących nawet do 1000°C. Kto wie, czy oparte na krzemie życie nie krzewi się w innych okolicach Kosmosu.
Bombardując strumieniem elektronów mieszaninę amoniaku, metanu i pary wodnej, można otrzymać liczne i różnorodne związki organiczne, m.in. tzw. aminokwasy. Być może, w atmosferach niektórych praplanet w podobny sposób powstały związki organiczne pod wpływem plazmy słonecznej, promieniowania nadfioletowego czy wyładowań elektrycznych. Związki te spadły potem z opadami do ciepłych mórz tropikalnych. Na Ziemi działo się to przed około 3 mld lat. Stamtąd z wolna przesiedliło się życie także na lądy, dając w rezultacie bogaty świat roślinny i zwierzęcy, który podlegał powolnej ewolucji. Biosfera pokryła z czasem całą powierzchnię planety, sięga też do głębin morskich i obu biegunów skutych zawsze lodem. Zupełnie niedawno, bo kilka milionów lat temu, w wyniku postępującej ewolucji świata zwierząt pojawia się wreszcie istota rozumna — człowiek. Opanowawszy swą planetę — zamierza on teraz zbadać, i to bezpośrednio, sąsiednie planety i księżyce. A potem? Potem sięgnie jeszcze dalej, oczywiście jeśli mądrze użyje sił, które odkrył i sobie podporządkował.
Ekosfera słoneczna
Tak nazwano obszar mający kształt kulistej powłoki (ze Słońcem w środku), w której planety dostatecznie szybko wirujące mogą mieć na swej powierzchni trwałe warunki ekologiczne (życiowe). Ponieważ decydującym czynnikiem jest tu temperatura, przeto problem ten da się ująć w liczby i wzory. W dociekaniach tych za punkt wyjścia przyjmujemy wyniki pomiarów klimatologicznych na Ziemi i Marsie. Otóż średnie temperatury roczne na powierzchni tych planet wynoszą odpowiednio: + 14°C i -35°C, mieszczą się więc w przedziale postulowanym przez biologów. Okazuje się, że są one nawet nieco wyższe niż temperatury globu, którego powierzchnia miałaby własności tzw. ciała doskonale czarnego. Ciałem doskonale czarnym nazwali fizycy takie wyimaginowane ciało, które pochłania wszystkie rodzaje promieniowania elektromagnetycznego i zamienia je w całości na ciepło. Oczywiście ciepło to wypromieniowuje na zewnątrz, osiągając równowagę między absorpcją i emisją energii cieplnej. Temperatura jego jest wtedy stała.
Okazuje się, że tak ekonomiczne gospodarowanie energią promienistą Słońca zawdzięczają planety swym atmosferom. One to — jeśli nie są zbyt gęste i chmurne — przepuszczają dobrze promieniowanie świetlne, bardzo zaś niechętnie oddają przestrzeni międzyplanetarnej wyprodukowane z niego ciepło. W ten sposób planety stwarzają nawet w odniesieniu do ciała doskonale czarnego pewną nadwyżkę termiczną, która dla Ziemi wynosi + 10°C, a dla Marsa +15°C. Jest to wynik tzw. szklarniowego efektu działania atmosfer.
Jeżeli glob jakiś nie ma niemal zupełnie atmosfery, to bardzo szybko z zapadnięciem na nim zmroku stygnie, np. nasz Księżyc — do — 160°C. Jeżeli natomiast jest otulony atmosferą, zwłaszcza obfitującą w chmury, nocny spadek temperatury jest wielokrotnie mniejszy, dochodzi bowiem najwyżej do kilkudziesięciu stopni, jak to ma miejsce na Marsie.
Formuły matematyczne, wyprowadzone* dla globów o charakterze ciał doskonale czarnych, dostatecznie szybko wirujących, wskazują, że ekosfera zaczyna się w odległości około 92 min km od Słońca, a kończy się na dystansie około 275 min km od niego. W ekosferze naszego układu znajdujemy obecnie tylko trzy planety, a mianowicie: Wenus, Ziemię i Marsa. Wobec przyjętego przez biologów przedziału temperatur sprzyjających życiu organicznemu, znajdujemy związek między tymi danymi a rozmiarami i usytuowaniem ekosfery. Jeżeli odległość przednich kresów ekosfery od Słońca przyjmiemy za l, to okazuje się, że odległość geometrycznego centrum ekosfery wyrazi się liczbą 2, jej chłodnych-kresów liczbą 3, grubość zaś ekosfery wyniesie 2.
Na ekosferę słoneczną przypada zaledwie 1/5000 części objętości naszego układu. Ogromne ilości energii promienistej wysyłanej przez Słońce opuszczają ekosferę po upływie 10 min. Planety ekosferyczne otrzymują zaledwie miliardową część energii promienistej Słońca. Widać stąd, jak szczodrze szafuje przyroda tym dobrem. Energia słoneczna w olbrzymiej części „wsiąka" w puste i ciemne otchłanie międzyplanetarne i międzygwiazdowe.
Oczywiście, że sposób i tempo ewolucji Słońca* będą mieć decydujący wpływ na przyszłe losy Ziemi i planet, w szczególności na perspektywy powstania życia organicznego na innych globach, które dziś jeszcze nie ożywione, być może oczekują cierpliwie swej roli kolebki życia. Obecnie powierzchnie ich, począwszy od Jowisza, wykazują temperaturę — 150°C do — 250°C, ale —jak się okazuje — w dalekiej przyszłości stan taki ulegnie likwidacji.
Przyszłe losy Słońca można obliczyć korzystając z teorii budowy wewnętrznej gwiazd**. Okazuje się, że Słońce kiedyś, po kilku miliardach lat, stanie się tzw. olbrzymem, tzn. gwiazdą rozdętą do niezmiernie wielkich rozmiarów. Tarcza Słońca stanie się tak wielka, że widoczna z Ziemi zajmowałaby przeważającą część nieba. Ilość energii wysyłanej przez tak wielką tarczę będzie wielokrotnie większa niż w chwili obecnej, chociaż temperatura powierzchni Słońca opadnie do około 3 tyś. stopni lub nawet mniej. Średnia temperatura planet stanie się wówczas odpowiednio wyższa. Merkury zostanie pochłonięty przez rozszerzające się Słońce; podobny los spotka też Wenus, a może i Ziemię. Strefa „umiarkowanych", ziemskich temperatur przesunie się do Marsa i do Jowisza. Czy może wówczas pojawić się życie na tych planetach? Jeżeli tak, to w innej postaci niż na naszej Ziemi, ze względu na zasadnicze różnice w składzie chemicznym ich atmosfer. Bardziej prawdopodobne jest jednak, że Ziemia stanie się niezdatna do zamieszkania. Czy musi to oznaczać kres ludzkiej cywilizacji? Chyba nie, bo w tak odległej przyszłości migracja na inne, pozasłoneczne układy planetarne powinna być technicznie wykonalna. Prognostyki takie nie mają większego sensu. Skala miliarda lat jest tak długim odcinkiem czasu dla ludzkiej cywilizacji, że problemy „przetrwania" czy „migracji" mogą być dla tych odległych naszych potomków zupełnie pozorne i bezprzedmiotowe.
* Patrz Część 2 pt. „Słońce".
** Patrz Część 3 pt. „Budowa i ewolucja gwiazd".
Źródło ciepła i
Żyjemy na Ziemi i tak przywykliśmy do Słońca jako źródła wszelkiego na niej życia, że nie zastanawiamy się, jak dalece ingeruje ono w naszą codzienność. Nie myślimy, co by się stało, gdyby go zabrakło lub — co może jeszcze gorsze — gdyby zwiększyło nagle ilość wysyłanej na Ziemię energii. Warto zatem rozpatrzyć te dwie skrajne możliwości.
Najpierw zastanówmy się, jakie skutki wywołałoby zgaśniecie naszej dziennej gwiazdy.
W samej budowie Ziemi poza radykalnymi zmianami struktury atmosfery niewiele by zaszło zmian. Do jej powierzchni dochodziłoby wtedy ciepło jedynie z wnętrza globu. Trudno powiedzieć, do jakiej temperatury mogłoby ono ogrzać atmosferę ziemską, ale z pewnością nie do tak wysokiej, aby wstrzymać skraplanie i zamarzanie całego zawartego w niej zapasu pary wodnej. Po tysiącach lat skropleniu uległyby zapewne także i inne składniki atmosfery, takie jak tlen, azot i dwutlenek węgla.
Już samo zamrożenie wody i pokrycie całej Ziemi warstwą lodu wystarczyłoby do zaniku życia w znanej obecnie postaci. Krajobraz ziemski uległby radykalnej zmianie. Pokryte grubą warstwą lodu lądy i oceany poszarzałyby szybko wskutek spadku na nie pyłu kosmicznego i drobnych meteorytów, przed którymi nie chroniłaby atmosfera. Po tysiącach lat na powierzchni Ziemi znalazłaby się warstwa regolitu, podobnego do pyłu leżącego grubą warstwą na Księżycu.
Spod tej zlodowaciałej warstwy wyłaniałyby się wulkany, zasiewające okolice jeszcze skuteczniej niż meteoryty i pył kosmiczny, ruchy tektoniczne zaś powodowałyby wyrastanie i zanikanie pasm górskich. Byłyby to zapewne jedyne efektowne, zewnętrzne objawy życia planety jako całości, bo życie organiczne zamarłoby całkowicie i zabrakłoby żywych istot, które mogłyby te
zjawiska oglądać.
Inaczej rzecz by się miała, gdyby Ziemi przypadła w udziale orbita o średnicy dwukrotnie mniejszej od orbity Merkurego. Promieniowanie 5-krotnie bliższego Słońca byłoby około 25 razy silniejsze od dochodzącego do Ziemi obecnie. Skutki takiego zwiększonego transportu energii cieplnej byłyby tragiczne. Powierzchnia Ziemi zamieniłaby się w martwą pustynię, podobną zapewne do istniejącej obecnie na Wenus pod grubą warstwą jej atmosfery.
Za pomocą pyrheliometru mierzy się co jakiś czas i tylko w jednym obserwatorium stałą słoneczną. Do ciągłych natomiast pomiarów ilości ciepła, otrzymywanego przez powierzchnię Ziemi przy różnych wysokościach Słońca nad horyzontem, służy aktynometr (na naszej rycinie)
Wydaje się, że pierwsza możliwość — brak Słońca — nieprędko nam zagrozi. Wcześniej — za kilka miliardów lat — Słońce tak powiększy swoją średnicę, że powierzchnia jego fotosfery zbliży się bardzo do Ziemi, a Merkury znajdzie się prawdopodobnie już we wnętrzu Słońca. Wprawdzie temperatura powierzchni Słońca nie zmieni się zbytnio, ale jej zbliżenie do Ziemi spowoduje wzrost ilości dostarczanej energii i zamianę ziemskiej powierzchni w pustynię. Po dalszych milionach lat temperatura i rozmiary Słońca zmniejszą się znacznie, a na Ziemi zapanują na dość długo warunki podobne do dzisiejszych, ale nie będzie od dawna już wtedy na niej żadnej żywej istoty, chyba że powstanie nowe życie.
Tak więc człowiek oraz niezwykle różnorodna fauna i flora prosperują na Ziemi zupełnie dobrze dzięki co najmniej dwom czynnikom: odpowiedniej odległości Ziemi od Słońca i dostatecznie stałej w czasie emisji promieniowania słonecznego, pochodzącego z niezbyt gorącej fotosfery. Trzecim, nie mniej ważnym czynnikiem warunkującym w ogóle powstanie życia jest obecność odpowiedniej atmosfery.
Skoro decydującym warunkiem egzystowania żywych istot na Ziemi jest otrzymywanie od Słońca odpowiedniej ilości ciepła, to ważnym problemem jest jego pomiar — w ciągu sekundy, minuty czy dłuższych odcinków czasu.
Zwykle do pomiaru cieplnego promieniowania służą aktynometry, w których promieniowanie słoneczne ogrzewa poczernioną płytkę metalową (czarna barwa sprzyja pochłanianiu promieniowania). W aktynometrze znajduje się jednak i druga płytka, nie poczerniona i nie oświetlana przez Słońce, a więc i nie ogrzewana. Powinna zatem mieć niższą temperaturę niż ta, która jest oświetlana. Istotą pomiaru jest doprowadzenie jej do temperatury, jaką ma płytka czarna. W tym celu podgrzewa się ją prądem elektrycznym. Pomiar natężenia prądu ogrzewającego płytkę pozwala wyliczyć ilość dostarczanego ciepła. Jest ona równa tej ilości, jaką dostarcza Słońce płytce poczernionej. Jeżeli uzyskaną energię wyrazimy w kaloriach i podzielimy przez powierzchnię płytki w centymetrach kwadratowych, uzyskamy wielkość określającą, ile ciepła w danym czasie dostarczyło Słońce. Po przeliczeniu na minuty otrzymamy ciepło uzyskane w ciągu minuty przez każdy centymetr kwadratowy powierzchni.
W wyniku długoletnich obserwacji z użyciem bardzo skomplikowanych aktynometrów, zainstalowanych na szczycie dość wysokiej góry (dla uniknięcia zbyt silnego pochłaniania energii słonecznej przez atmosferę), stwierdzono, że każdy centymetr kwadratowy powierzchni umieszczonej w odległości, na jakiej znajduje się Ziemia, poza jej atmosferą, otrzymuje w ciągu minuty energię wystarczającą do podgrzania grama wody prawie o dwa stopnie. Wielkość tę nazywamy stałą słoneczną) piszemy:
5= 1,95 cal/(cm2-min) albo w jednostkach energetycznych:
S= l,36-106 erg/(cm2-s)*
W powyższych rozważaniach istotne jest, aby promienie słoneczne padały prostopadle do powierzchni Ziemi i aby nie było atmosfery, pochłaniającej dużą część niesionej energii. Nachylenie płaszczyzny odbierającej promieniowanie i obecność atmosfery znacznie zmniejszają nagrzanie. Z codziennej obserwacji wiemy, że Słońce grzeje znacznie silniej, gdy stoi wysoko na niebie, niż wtedy, gdy zbliża się do horyzontu. Obecność atmosfery dodatkowo osłabia blask Słońca bliżej horyzontu.
Efekt geometryczny łatwo prześledzić rachunkiem. Jeżeli powierzchnię o przekroju l cm2, oświetlaną przez promieniowanie padające prostopadle, nachylimy np. pod kątem 50° do kierunku padania wiązki promieni, zauważymy, że ta sama wiązka świetlna obejmie swoim wpływem większą powierzchnię, równą około 1,3 cm2. Oznacza to, iż na jednostkę powierzchni nachylonej w ten sposób przypadnie 1,3 razy mniej energii promienistej niż na powierzchnię prostopadłą. Zamiast około 2 cal/(cm2-min) otrzymamy tylko około 1,5 cal/(cm2-min). W tym przeliczeniu nie bierzemy pod uwagę istnienia atmosfery.
* W jednostkach SI stała słoneczna wynosi: S = 1360 J/(m2-s)
Słońce znajdujące się wysoko nad horyzontem oświetla znacznie silniej powierzchnię niż Słońce chylące się ku zachodowi
Gdyby każdy punkt powierzchni Ziemi odbierał jednakową ilość promieniowania, wszędzie trwałoby lato. Byłoby tak, gdyby cała powierzchnia Ziemi była prostopadła do kierunku, z którego płynie strumień energii cieplnej, a więc była płaszczyzną, jak to przyjmowali uczeni w dalekiej starożytności. Tymczasem Ziemia jest kulą, wskutek czego różne obszary jej powierzchni są w danej porze dnia nachylone pod różnymi kątami do tego kierunku. Ponadto kąt padania promieni słonecznych zależy od pory roku, ponieważ oś obrotu Ziemi nie jest prostopadła do płaszczyzny jej orbity, lecz nachylona pod kątem 67°. Nie mniejsze różnice w oświetleniu występują też w różnych porach dnia. O wschodzie i blisko zachodu Słońca kąt padania liczony od pionu jest bliski kąta prostego. W okolicach niezbyt odległych od równika w południe może być nawet równy zeru i Słońce świeci wtedy prostopadle nad głowami — w zenicie. Wynikające stąd zmiany znamy doskonale z własnego doświadczenia. W słoneczny dzień wiosenny można nawet chodzić w letnich ubraniach, ale o świcie lub wieczorem nie zaszkodzi nieraz i dobry kożuch.
Wróćmy jednak do zmian w ciągu roku. We Wrocławiu Słońce nigdy nie świeci prostopadle nad głową, bo nawet w czerwcu wznosi się najwyżej do 62° nad horyzontem. Gdyby nie było atmosfery, każdy centymetr kwadratowy powierzchni gruntu otrzymałby wtedy nie dwie, lecz tylko 1,8 cal/min. Jeszcze gorzej jest w grudniu, kiedy w południe wysokość Słońca nad horyzontem wynosi tylko 16°, a ilość energii padającej na każdy centymetr kwadratowy (bez atmosfery) wynosi zaledwie 0,6 cal/min.
Oznaczmy przez S/, stałą słoneczną dla powierzchni oświetlanej przez Słońce znajdujące się na wysokości h nad horyzontem. Prosty rachunek pozwala wyliczyć, że Sh = 1,95 sin h cal/(cm2-min).
Ilość energii padającej na jednostkę powierzchni decyduje o stopniu jej nagrzania. Nic dziwnego, że w zimie, kiedy Słońce jest niżej nad horyzontem, występują mrozy nie spotykane w porze letniej. Prócz tego duży wpływ na nagrzewanie ma długość dnia, od której zależy suma ciepła dostarczonego przez cały czas przebywania Słońca nad horyzontem. Zimą, gdy dzień jest zbyt krótki, Słońce nie jest w stanie ogrzać gruntu do takiej temperatury jak w czasie długiego dnia letniego. Przyczyną niejednakowej długości dnia w różnych porach roku jest wspomniane już nachylenie osi Ziemi do płaszczyzny jej orbity.
A jaka jest rola pochłaniania promieniowania przez naszą atmosferę? Gdy Słońce jest w zenicie, pochłania ona około 2/3 energii płynącej ze Słońca, a
więc stała słoneczna dla miejscowości leżących na poziomie morza wynosi tylko około 1,3 cal/(cm2-min). Późnym wieczorem ilość ta znacznie się zmniejszy, a wtedy gdy Słońce będzie już tylko około 14° nad horyzontem i promieniowanie jego będzie miało cztery razy dłuższą drogę do przebycia poprzez tyleż razy grubszą warstwę atmosfery — spadnie do około 0,3 cal/(cm2-min). Do tego dochodzi jeszcze efekt geometryczny — zwiększa się powierzchnia oświetlana przez tę samą ilość promieniowania — i w ostateczności zostanie tylko kilka procent tego, co mogłoby dojść do powierzchni gruntu, gdyby Ziemia nie była kulą i nie miała atmosfery.
Droga promieni słonecznych w atmosferze jest dłuższa wtedy, gdy Słońce świeci nisko nad horyzontem (b), niż gdy jest blisko zenitu (a)
W sumie dzięki kombinacji warunków geometrycznych z wpływem naszej atmosfery powstają strefy klimatyczne — dwie podbiegunowe, dwie umiarkowane i jedna równikowa. Na granice tych stref ma duży wpływ także rzeźba powierzchni Ziemi, prądy morskie, dominujące kierunki wiatrów itp., ale to już czysto ziemskie zjawiska niezależne od Słońca.
Słońcu przypisujemy jednak nie tylko udział w tworzeniu stref klimatycznych na Ziemi. Obciążamy je także winą za wiekowe i krótsze zmiany klimatyczne, za ostre zimy, upalne lub chłodne i deszczowe lata, za każdą dłuższą lub krótszą zmianę klimatyczną (zwykle zresztą uważaną za pogorszenie). Użalamy się wtedy, że „dawniej było cieplej", choć w rzeczywistości zmiany zachodzą w obu kierunkach.
Krótkotrwałe zmiany klimatyczne łączy się nieraz ze zmianami aktywności słonecznej, o czym będzie mowa dalej. Wiekowe zmiany, takie jak epoki lodowe, usiłowano łączyć z wiekowymi wahaniami stałej słonecznej. Skutki takich zmian mogłyby istotnie być bardzo wyraźne. Według opinii niektórych klimatologów wystarczyłoby zmniejszenie stałej słonecznej o 5%, żeby w Europie zapanowała epoka lodowa.
102
Można szukać jeszcze innych powiązań zmian klimatycznych na Ziemi ze Słońcem. Wysyła ono silne i bardzo zmienne promieniowanie radiowe i rentgenowskie, jest też źródłem strumieni protonów i elektronów. Zmiany natężenia tych promieniowań nie wpływają wyraźnie na zmiany stałej słonecznej, ale wpływają na stan jonosfery. Nie bardzo jednak wiadomo, jakimi drogami zakłócenia jonosfery dochodzą do dolnych warstw atmosfery i czy mogą one wpływać na to, co dzieje się w przyziemnych rejonach Ziemi.
Naturalnie nie można wykluczyć wiekowych zmian stałej słonecznej wynikających z ewolucji Słońca, ale są to bardzo wolno przebiegające procesy, dostrzegalne po wielu dziesiątkach i setkach milionów lat.
W nieco krótszych odstępach czasu, nie większych od kilkudziesięciu milionów lat, Słońce wkracza w obszary obfitujące w pył kosmiczny lub gaz międzygwiazdowy. Pył może przesłonić Słońce — osłabiając dopływ energii cieplnej do Ziemi, gaz może uniemożliwić dojście do magnetosfery ziemskiej wiatru słonecznego. Zarówno pierwsze, jak i drugie zjawisko może zapewne wpływać na chwilowe, trwające niedługie miliony lat zmiany klimatyczne. Brak jednak dotychczas dokładnych obliczeń pozwalających ocenić takie zmiany.
Jeśli chodzi o klimat innych planet, to warto podkreślić, że odległość od Słońca decyduje o wartości stałej słonecznej dla danej planety. Tak więc, powierzchnia planety położonej 5,2 razy dalej od Słońca niż Ziemia, a w tej sytuacji jest Jowisz, będzie otrzymywać (5,2^ «27 razy mniej energii promienistej niż Ziemia. Stała słoneczna wyniesie tam tylko 0,07 cal/(cm2-min). Dostarczenie jednostce powierzchni tej planety takiej ilości energii, jaką uzyskuje Ziemia w ciągu minuty, wymaga niemal półgodzinnej operacji Słońca. Najbliższa Słońca planeta Merkury uzyska tę samą ilość ciepła w ciągu niecałych 5 s.
Fotosfera słoneczna
Słońce świeci bardzo jasno. Jego tarcza jest jaskrawa, nie ma mowy o dostrzeżeniu na niej gołym okiem jakichkolwiek szczegółów, chyba że znajduje się ona nisko nad horyzontem i występują na niej bardzo wielkie grupy plam. A jednak powierzchnia Słońca jest bardzo urozmaicona i zmienna, ale dojrzeć szczegóły i stwierdzić ich zmiany można dopiero za pomocą lunety, przy jednoczesnym osłabieniu światła słonecznego przy użyciu filtru, lub rzutując obraz Słońca na biały ekran.
Takie wizualne obserwacje nie są jednak zbyt dokładne i dlatego uciekamy się do pomocy fotografii, umieszczając w ognisku obiektywu lunety zamiast okularu soczewkę powiększającą i poza nią kliszę fotograficzną. Wymagana jest klisza o bardzo małej czułości, żeby obraz Słońca nie był prześwietlony,
nawet przy czasach ekspozycji równych 0,001 s. Lunety służące do fotografowania fotosfery nazywamy heliografami.
Fotografujemy zatem „powierzchnię" naszej gwiazdy, którą nazywamy fotosferą. Trzeba jednak pamiętać, że jest to powierzchnia w tym samym znaczeniu co np. powierzchnia chmur. Słońce jest kulą gazową, a to, co obserwujemy — to tylko zewnętrzne je> warstwy. Jeśli znajdziemy się w chmurach czy gęstej mgle, sięgamy wzrokiem na odległość niewielu metrów. W gazach fotosfery — gdybyśmy znaleźli się na Słońcu i mogli tam patrzeć — widzielibyśmy jeszcze przedmioty odległe nawet o paręset kilometrów. Skąd wiadomo, że przezroczystość gazów fotosfery jest tak duża? Już najprostsze obserwacje prowadzone z Ziemi pozwalają stwierdzić, że tarcza słoneczna nie jest jednostajnie jasna, lecz brzegi ma ciemniejsze niż środek. Zobaczymy dalej, w jaki sposób interpretacja tego faktu prowadzi do określenia przezroczystości fotosfery.
Jeśli heliograf wyposażyć w okular, można oglądać obraz Słońca na ekranie
Z wnętrza Słońca płynie ku jego „powierzchni" ogromna ilość promieniowania o najrozmaitszych długościach fali. Rozłożone za pomocą pryzmatu daje ono widmo ciągłe, które w przedziale widzialnym obserwujemy jako barwną (od fioletu do czerwieni) wstęgę. Na jej tle występują liczne ciemne, wąskie, poprzeczne paski — widmowe linie absorpcyjne. Każda z nich powstaje w wyniku pochłonięcia oraz rozproszenia wydobywającego się z wnętrza Słońca promieniowania o określonej długości fali przez gazy fotosfery i warstw wyżej nad nią leżących. Z każdą linią absorpcyjną związane jest przejście elektronów w atomach z niższego poziomu energetycznego na wyższy.
Atomy różnych pierwiastków mają różną liczbę elektronów, zajmujących różne poziomy energetyczne. Trudno opisać krótko i przystępnie zależność pozycji prążków absorpcyjnych w widmie od stanu atomu. Najprościej wygląda to w przypadku atomu wodoru, w skład którego wchodzi jeden elektron i mało skomplikowane jądro, czyli proton. Przypuśćmy zatem, że atom wodoru znajduje się w stanie niewzbudzonym, a to oznacza, że jego jedyny
Fotografia fotosfery
elektron zajmuje najniższy poziom energetyczny. Chcąc go zmusić do przejścia do stanu wyższego, musimy mu dostarczyć energii w postaci np. elementarnej porcji promieniowania — kwantu energii, czyli fotonu. I tak, jeśli wodór naświetlimy promieniowaniem o ciągłym widmie energii, to w miejscu widma odpowiadającym energii fotonu pochłanianego przez wodór nastąpi zmalenie natężenia — pojawi się ciemny prążek. Jego położenie w widmie będzie ściśle określone przez długość fali odpowiadającą pochłoniętemu kwantowi energii. W przypadku atomu wodoru, który dzięki pochłonięciu kwantu przeszedł ze stanu niewzbudzonego (podstawowego) w pierwszy stan
wzbudzony, uzyskamy linię widmową w dalekim nadfiolecie o długości fali 121,6 nm. Prążek ten należy do serii widmowej Lymana i ma największą długość fali w tej serii. Kolejne dalsze linie należące do serii będą miały coraz mniejsze długości fali. W dziedzinie widzialnej występuje seria Balmera, której pierwszy prążek leży w czerwonej części widma, a jego długość fali wynosi 656,3 nm.
W widmie wodoru występują jeszcze inne serie, ale każda z nich jest opisana podobnym wzorem określającym długość fali poszczególnych linii należących do serii. We wzorach tych różne są tylko współczynniki liczbowe dla różnych serii. Składniki serii Balmera oznaczamy następująco: Ha, Hp, Hy, H8 itd. Ich długości fali są odpowiednio równe 656,3 nm, 486,1 nm, 434,0 nm, 410,2 nm itd. Linie każdej z tych serii mogą występować w widmie emisyjnym (jasne linie na ciemnym tle) — kiedy to atom wysyła promieniowanie, i absorpcyjnym (ciemne linie na jaśniejszym tle widma ciągłego) — kiedy to atom pochłania promieniowanie.
Reguły określające długości fal w widmie innych pierwiastków nie są tak proste jak dla wodoru, ale i dla nich opracowano wzory pozwalające uzbrojonym w spektrograf astronomom zidentyfikować pierwiastek odpowiedzialny za powstawanie danej linii, stwierdzić, jaka jest obfitość atomów, temperatura gazu składającego się z tych atomów, a często także jak silne jest pole magnetyczne, w którym ten gaz się znajduje.
Spektrograf używany w astronomii nie różni się zasadniczo od laboratoryjnego, poza tym, że jest przymocowany do lunety, a w przypadku badań Słońca umieszczony w dużej komorze, z której nieraz wypompowuje się powietrze, tak by znajdował się w jak najlepszej próżni i w stałej temperaturze.
Chcąc szczegółowo zbadać widmo Słońca, dąży się do uzyskania możliwie jak najdłuższej wstęgi widma, czyli jak największej dyspersji. Pozwala to dokładnie badać linie widmowe nawet wtedy, gdy częściowo zachodzą na siebie. Dążąc do jak największej dyspersji, natrafiamy na poważny kłopot, gdyż rozciągnięcie światła słonecznego na długość kilkunastu metrów może tak je
osłabić, że pojawią się trudności z jego sfotografowaniem lub z rejestracją za pomocą urządzeń fotoelektrycznych.
Ilość światła, jaka dochodzi do szczeliny spektrografu, zależy od średnicy obiektywu lub zwierciadła w teleskopie słonecznym. Znaczna dyspersja wymaga więc dużego natężenia promieniowania w szczelinie. Uzyskuje się to budując duże reflektory; największy z dotychczas wybudowanych ma średnice zwierciadła równą 1,5 m. Pozwala on rozciągnąć widmo Słońca w pas o długości kilkunastu metrów i badać wąskie jego odcinki w wybranych przedziałach długości fali.
Za pomocą spektrografu słonecznego możemy fotografować widmo i badać skład chemiczny gazów tworzących fotosferę słoneczną oraz leżącej nad nią warstwy zwanej chromosferą. Gęstość gazu chromosfery jest dużo mniejsza niż fotosfery i w dodatku gwałtownie maleje wraz z wysokością. Dzięki temu szybkiemu spadkowi gęstości obserwujemy dość wyraźną granicę pomiędzy tą warstwą a fotosferą.
Jak obserwujemy chromosferę
Obserwowanie chromosfery to zupełnie inny problem niż obserwacje foto-sferyczne. Stosuje się do nich co prawda czasami taką samą lunetę, ale spektrograf musi być wyposażony w dodatkowe elementy lub zaopatrzony w dodatkowy filtr.
Chromosferą jest źródłem linii widmowych, nie daje natomiast prawie wcale widma ciągłego. Chcąc więc ją obserwować, trzeba rejestrować natężenie jakiejś linii widmowej na całej tarczy. Okazuje się, że najciekawsze wyniki uzyskuje się mierząc rozkład natężeń promieniowania na tle tarczy słonecznej w linii Ha wodoru lub w linii zjonizowanego wapnia w fioletowej części
Schemat spektroheliografu. Obraz Słońca jest nieruchomy, przesuwa się natomiast sneklrnurHf wrą? 7P. szczelinami
spektrograf wraz ze szczelinami
"Wielki teleskop słoneczny w Kitt Peak (USA) pozwala na zdejmowanie widma Słońca oraz na wiele innych pomiarów. Światło słoneczne pada najpierw na 152-centyme-trowe zwierciadło płaskie (b), zainstalowane na szczycie wieży (a). Kieruje ono odbicie Słońca w głąb 146-metrowego tunelu (c), na dnie którego znajduje się właściwe zwierciadło paraboliczne rzutujące powiększony obraz Słońca (d) do pionowej studni, gdzie znajduje się największy dziś na świecie spektroheliograf oraz aparaty fotograficzne. Urządzenie klimatyzacyjne utrzymuje w całym tunelu stałą temperaturę
widma. Linia H,, nadaje się nie tylko dlatego, że jest bardzo szeroka, ale przede wszystkim dlatego, że jest głównym składnikiem chromosfery i w ogóle całego Słońca.
Rejestracja promieniowania w danej linii na tle całej tarczy słonecznej odbywa się często za pomocą   spektroheliograf u, tzn. urządzenia, w
którym wąska szczelina wycina z widma słonecznego pasek o szerokości 0,05 nm (0,5A). Przed tą szczeliną przesuwa się stopniowo cała tarcza słoneczna, dając na kliszy kolejno obraz świecenia wąskich pasków tarczy Słońca. Dziś zamiast spektrografu używa się filtrów i n terferencyj-n o-polaryzacyjnych, pozwalających od razu fotografować całą tarcze słoneczną w wybranym wąskim przedziale widma w linii wodoru lub wapnia. Aby za pomocą spektroheliografu otrzymać dobrze naświetloną fotografię chromosfery całego Słońca, każdorazowy obraz wycinka jego powierzchni, dawany przez szczelinę, musi być eksponowany około l s. Ponieważ szczelina jest wąska (szerokość jej nie powinna być większa od 0,01 średnicy tarczy Słońca), trzeba czekać kilkadziesiąt sekund, zanim przesunie się przed szczeliną całe Słońce. Tyle czasu zajmuje wykonanie jednego zdjęcia chromosfery. Przy użyciu filtru (np. filtru Lyota) ekspozycja trwająca l s może od razu dać zdjęcie całej tarczy Słońca. W tym samym czasie uzyskujemy zatem kilkadziesiąt razy więcej zdjęć, a prócz tego obraz Słońca jest jednoczesny dla całej tarczy, podczas gdy spektroheliograf daje obraz jednego brzegu słonecznego spóźniony o minutę lub nawet więcej w stosunku do drugiego, co przy dość szybkich zmianach zachodzących w chromosferze może czasem prowadzić do błędnych wniosków. Pomimo tych zalet filtru, w bardziej subtelnych badaniach trzeba nieraz stosować spektroheliograf, zwłaszcza w pracach, których tematem jest wygląd chromosfery w niewielkich obszarach powierzchni tarczy słonecznej.
Korona słoneczna to następna po chromosferze warstwa gazów rozciągająca się do odległości wielu dziesiątków promieni słonecznych. Jej strumienie sięgają zapewne aż do orbity Merkurego, a i w pobliżu orbity Ziemi i nawet Urana możemy natknąć się na cząstki pochodzenia koronalne-go, będące składnikami wiatru słonecznego.
Chromosfera sięga wytryskami gazów do 5-10 tyś. km ponad fotosferę, przy czym temperatura jej rośnie od około 4200 K w najniższych warstwach do kilkudziesięciu tysięcy kelwinów bliżej górnej granicy, tam gdzie zaczyna się korona. Temperatura korony niedaleko granicy z chromosferą osiąga milion kelwinów. Gęstość korony jest bardzo mała i w związku z tym minimalna także jest jej jasność. Rozrzedzony gaz korony nie tylko słabiej świeci niż fotosfera lub chromosferą, ale w dziedzinie widzialnej jest prawie całkowicie przezroczysty dla promieniowania tych dolnych warstw atmosfery słonecznej. Dla ziemskiego obserwatora światło korony jest pochłaniane przez atmosferę ziemską i jest znacznie słabsze od jasnej aureoli otaczającej Słońce, która pochodzi od rozproszonego przez tęże atmosferę promieniowania słonecznego
— głównie fotosferycznego. Dlatego obserwacje korony są trudne i wymagają specjalnych zabiegów.
Korona produkuje dwa rodzaje widma: słabe widmo ciągłe z liniami absorpcyjnymi oraz widmo emisyjne. To pierwsze jest rozproszonym światłem fotosfery, lo drugie jest światłem wysyłanym przez gaz koronalny mający temperaturę miliona i więcej stopni.
Światło słoneczne rozpraszane przez naszą atmosferę, tworzące jasną aureolę, nie wykazuje po rozłożeniu na widmo linii emisyjnych, gdyż brak ich w widmie fotosfery. Jeżeli zatem wytniemy z widma korony, obserwowanej poza brzegiem tarczy słonecznej, wąski pasek w tym miejscu, gdzie występuje emisja koronalna, będzie ona silniejsza od światła rozproszonego w tym przedziale widma, czyli będziemy mogli obserwować świecenie korony. Wycinania wąskiego przedziału widmowego dokonuje się za pomocą filtru interfe-rencyjno-polaryzacyjnego w obserwatoriach górskich, tam, gdzie aureola jest już słabsza i gdzie w czystym powietrzu nie rozprasza się promieniowanie słoneczne po drodze wewnątrz lunety. Dla uniknięcia bezpośredniego wpływu świecenia fotosfery, zasłania się tarczę słoneczną przesłoną umieszczoną wewnątrz lunety blisko ogniska.
Główną przeszkodą w obserwacji korony jest — jak widać — nasza atmosfera, powodująca powstawanie jasnej aureoli dokoła Słońca. Od czasu do czasu jednak aureola ta znika i wtedy widać koronę w całej okazałości. Dzieje się tak w czasie całkowitych zaćmień Słońca. Księżyc zasłania wtedy jasną tarczę naszej gwiazdy, a że dzieje się to poza atmosferą ziemską, światło fotosfery nie dochodzi do Ziemi. Gaśnie wtedy aureola i na tle ciemnego nieba widać na krótki czas perłowo świecącą koronę.
Zaćmienia słoneczne trwają krótko i dla ich obserwacji trzeba organizować specjalne ekspedycje. Można jednak spowodować sztuczne zaćmienie, ale poza naszą atmosferą, na pokładzie satelitów takich jak Skylab. Księżyc jest wtedy zastąpiony przez nieprzezroczysty krążek przed obiektywem lunety.
Z powierzchni Ziemi koronę można obserwować nie tylko poza brzegiem tarczy słonecznej, ale także na jej tle — w dziedzinie radiowej, za pomocą różnego typu radioteleskopów. Natomiast poza Ziemią obserwujemy koronę
—  i poza, i na tle tarczy słonecznej — w przedziale rentgenowskim, fotografując ją za pomocą reflektorów rentgenowskich, umieszczonych na pokładach satelitów.
Wnętrze Słońca
Materia słoneczna znajduje się wyłącznie w stanie plazmy. Wysoka temperatura powoduje, że w gazie słonecznym atomy są zjonizowane, występują swobodne elektrony, dodatnie jony i mniej liczne atomy neutralne. Gaz taki nazywamy właśnie plazmą.
Cechy fizyczne plazmy słonecznej są bardzo różne w różnych warstwach Słońca, np. gęstość jej zawiera się w bardzo szerokich granicach, we wnętrzu Słońca jest kilka razy większa od tej, jaką ma platyna, w koronie spada do wartości bliskiej próżni. W zewnętrznej koronie rozrzedzenie materii jest tak znaczne, że w objętości l cm3 można naliczyć zaledwie setki czy tysiące atomów, w fotosferze już 1013-1014, im głębiej, tym więcej. Podobnie duże różnice wykazje temperatura, ale jej zmiany z odległością od środka są bardziej zawiłe niż zmiany gęstości.
Mówimy o temperaturze i gęstości plazmy w środku Słońca, ale przecież badanie jego wnętrza nie jest możliwe w sposób bezpośredni. Nie dochodzi do nas stamtąd prawie żaden sygnał w postaci promieniowania — taki, który można by od razu odczytać. Płynie wprawdzie z wnętrza naszej gwiazdy potężny strumień neutrin, ale pomiar ich liczby jest bardzo trudny. Udało się jedynie ocenić górną granicę liczby neutrin dolatujących do Ziemi: wartość jej zresztą, dość trudno jest uzgodnić z poglądami na budowę wnętrza Słońca.
Z obserwacji znamy jedynie warstwy powierzchniowe Słońca, o jego centrum tylko z grubsza możemy coś niecoś wnioskować. Jest rzeczą zrozumiałą, że w centrum ciśnienie i gęstość gazu są największe, masa zaś zmniejsza się do zera. W granicach pomiędzy fotosferą i centrum zawarta jest prawie cała masa słoneczna, a na resztę objętości — ponad fotosferą — pozostaje tylko ułamek procentu. Badając wnętrze Słońca zaniedbujemy zatem wszystkie warstwy ponad fotosferą i zajmujemy się tylko tym. co jest pod tą świecącą warstwą gazów, szukając wyjaśnienia, jak to wnętrze jest zbudowane.
Pragniemy więc dowiedzieć się, jak w tej ogromnej kuli gazowej zmieniają się parametry fizyczne materii i jak to jest możliwe, że Słońce nie gaśnie od miliardów lat, mimo ogromnej energii wysyłanej w przestrzeń kosmiczna.
Z obserwacji wiemy, że z powierzchniowych warstw kuli słonecznej, a więc głównie z fotosfery, płynie we wszystkie strony ogromna ilość energii, wyrażająca się liczbą 3,78-1033 erg/s. Skoro masa Słońca równa jest l,98-1033g, możemy powiedzieć, że każdy gram materii słonecznej emituje prawie 2 ergi na sekundę energii.
Skąd bierze się tak wielka ilość energii, gdzie i w jaki sposób jest ona produkowana oraz jak wydostaje się na zewnątrz — oto pytania, na które trzeba odpowiedzieć.
Zacznijmy od źródeł energii. W gwiazdach bardzo młodych, a Słońce musiało kiedyś być taką młodą gwiazdą, energia cieplna powstaje kosztem energii grawitacyjnej. Olbrzymia kula gazowa kurczy się stopniowo do coraz mniejszych rozmiarów pod wpływem siły ciążenia. Następuje spadek materii ku środkowi, a energia uzyskana dzięki temu powoduje wzrost temperatury. Jednocześnie rośnie ciśnienie i gęstość. W rezultacie po milionach lat temperatura w środku gazowej kuli (ewentualne domieszki pyłu między gwiazdowego zamieniły się już w gaz) osiąga wartość kilkunastu milionów stopni. W takich warunkach mogą zostać zapoczątkowane reakcje jądrowe, które w dal-
Tak schematycznie można przedstawić reakcję termojądrową prowadzącą do powstania helu z wodoru
szym ciągu będą powodować utrzymywanie się bardzo wysokiej temperatury i podtrzymywać produkcję energii.
Pierwsze stadium grawitacyjnej produkcji ciepła nie jest zapewne zbyt długie i Słońce dawno już wyrosło z tego dziecięcego wieku. Kiedy doszły do głosu reakcje jądrowe, Słońce przestało się kurczyć i osiągnęło na długie miliardy lat stan równowagi. Zasoby paliwa termojądrowego w Słońcu są ogromne. Wystarczą na okres równy dotychczasowemu trwaniu Słońca, a więc na kilka miliardów lat, i dopiero po tym czasie nastąpią dość gwałtowne przemiany w zewnętrznym wyglądzie i w wewnętrznej strukturze Słońca.
W przypadku Słońca w grę mogą wchodzić przede wszystkim dwa rodzaje reakcji termojądrowych: powstawanie jąder atomów helu bezpośrednio z połączenia jąder atomów wodoru lub też narodziny takich atomów helu na dłuższej drodze, w której rolę pośredników pełnią jądra atomów węgla i azotu. Pierwsza reakcja jest nazywana cyklem protonowym, druga cyklem węglowym lub azotowo-węglowym (patrz Część 3 pt. „Budowa i ewolucja gwiazd").
Dominuje zapewne cykl protonowy. Przebiega on w sposób następujący. W panującej wewnątrz Słońca temperaturze milionów stopni atomy wodoru — podobnie jak i inne atomy — są zjonizowane, zatem istnieją tam
swobodne elektrony i protony, mające duże prędkości. Jeżeli takie dwa zjonizowane atomy wodoru, czyli protony, zbliżą się do siebie na dostatecznie małą odległość, zaczynają działać między nimi potężne siły przyciągania jądrowego, znacznie większe od elektrostatyczngo odpychania ładunków jednoi-miennych. Protony gwałtownie zaczynają się przyciągać i „sklejają się" w jedną całość. Rezultatem takiego sklejenia jest powstanie jądra ciężkiego wodoru, czyli deuteru (D), składającego się z protonu i neutronu. Jednocześnie następuje wypromieniowanie pozytonu (dodatni elektron) i neutrina. Ponieważ ta ostatnia cząstka nie oddziałuje prawie wcale z materią i przelatuje najczęściej przez całe Słońce, nie przekazując po drodze energii atomom, energię unoszoną przez neutrina należy zapisać po stronie strat. Pozyton natomiast bardzo szybko spotyka swojego ujemnego bliźniaka — elektron — i oba zamieniają się w dwa kwanty promieniowania gamma (y).
Nowo powstałe jądro deuteru w bardzo krótkim czasie zderza się z innym protonem, z którym daje jądro atomu helu 3He (o dwu protonach i jednym neutronie). Suma energii deuteru i protonu jest jednak większa od całkowitej energii powstałego w ten sposób jądra atomu helu, toteż jej nadmiar zostaje wypromieniowany w postaci kwantu gamma, który tracąc po drodze energię wędruje podobnie jak dwa poprzednie ku powierzchni Słońca. Następnym etapem jest połączenie się dwu atomów helu 3He w powszechnie występujący we Wszechświecie atom helu 4He, zawierający dwa protony i dwa neutrony, przy czym zwolnione zostają dwa protony, które mogą brać następnie udział w innych reakcjach termojądrowych. Cały cykl protonowy można zapisać symbolicznie w sposób następujący:
H, D i Hę oznaczają odpowiednio jądra wodoru, deuteru i helu. Przez e+ o-znaczamy pozyton, a przez y — promieniowanie gamma o energiach fotonów znacznie większych od tych, jakie niosą fotony twardego promieniowania rentgenowskiego.
Jak widać, tworzeniu się helu z wodoru towarzyszy emisja promieniowania, niosącego ze sobą znaczne ilości energii. Każdy foton wysyłany w kolejnych reakcjach ma energię kilku lub nawet kilkunastu megaelektronowoltów (l MeV = 1,6-KT6 erg), w zależności od przebiegu reakcji. Opisany proces jest jednym z wariantów produkcji energii, jakie mogą zachodzić wewnątrz Słońca.
Spróbujmy oszacować wartość energii emitowanej w czasie powstawania helu, przypadającą na jeden atom i uzyskiwaną przez całe Słońce. Masa jądra helu 4He jest mniejsza niż masa dwóch protonów i dwóch neutronów wchodzących w jego skład. Różnica ta pochodzi właśnie stąd, że część masy
zostaje wypromieniowana w postaci neutrin i fotonów gamma. Ze wzoru Einsteina podającego zależność między masą (m) i energią (E):
E = mc2
łatwo obliczyć, że energia może powstać kosztem ubytku masy, a ilość jej będzie równa temu ubytkowi pomnożonemu przez kwadrat prędkości światła. W przypadku powstawania helu ilość produkowanej energii jest tak olbrzymia, że może pokryć rozrzutne wysyłanie przez Słońce promieniowania w ciągu miliardów lat, dopóki starczy wodoru jako paliwa.
Przy powstaniu jednego jądra helu 4He wyzwala się 4,3-10~5 erga energii. Rocznie Słońce wysyła w przestrzeń około 12-1040 ergów, musi zatem zużywać około l HO*5 atomów wodoru. Ponieważ masa atomu wodoru wynosi 1,6-10~24 g, rocznie ulegnie przemianie około 2-1022 g wodoru. Skoro masa Słońca, którego głównym składnikiem jest wodór, równa jest około l O33 g, to reakcje cyklu protonowego mogą zachodzić przez miliardy lat, zanim zasoby paliwa zostaną uszczuplone w jakiś widoczny sposób. Czas ten nieco się skraca, gdy przypomnimy sobie, że jądrowe przemiany zachodzą w wysokiej temperaturze, a bliższe powierzchni warstwy Słońca są chłodniejsze od środkowych, zatem w ich obrębie nie mogą zachodzić jądrowe reakcje. Ogranicza więc to przestrzeń, w której reakcje te mogą zachodzić, do środkowych części kuli słonecznej.
Cykl węglowy zapewne odgrywa mniejszą rolę w gospodarce energetycznej Słońca i nie będziemy go szczegółowo opisywać. Wystarczy wspomnieć, że produktem tego cyklu jest także jądro helu, ale nie powstaje ono bezpośrednio z wodoru, lecz w wyniku kolejnych przemian, w których pośredniczą jądra węgla i azotu.
Odpowiedź na pierwsze pytanie jest więc jasna — źródłem energii słonecznej są reakcje jądrowe.
Odpowiedź na drugie pytanie została już także wypowiedziana — reakcje jądrowe występują w wysokich temperaturach, jakie spotykamy tylko niezbyt daleko od środka Słońca. Jest rzeczą prawdopodobną, że obszar, w którym mogą obecnie zachodzić reakcje jądrowe, sięga najwyżej do odległości 1/3 promienia Słońca od jego środka, a głównym producentem energii są warstwy leżące nie dalej niż w odległości 1/5 promienia od środka.
Najbardziej zawiła będzie odpowiedź na trzecie pytanie — w jaki sposób energia produkowana w reakcjach jądrowych jest przenoszona z wnętrza ku warstwom powierzchniowym.
Znamy trzy sposoby przenoszenia energii cieplnej: przewodnictwo, konwekcję, czyli unoszenie, i promieniowanie. Jeśli chodzi o przewodnictwo, to w przypadku wnętrza słonecznego możemy go nie brać pod uwagę, ponieważ plazma, z której zbudowana jest kula słoneczna, jest złym przewodnikiem ciepła, tą drogą mogłyby uchodzić na zewnątrz tylko nikłe ilości energii.
Bardzo skutecznym sposobem transportu energii jest natomiast konwekcja, aczkolwiek zachodzi ona w warstwach dość dalekich od jądra Słońca. Za-
pewne na głębokości około 100 tyś. km pod fotosferą rozpoczyna się strefa, w której plazma słoneczna uzyskuje znaczną ruchliwość. Tam też zaczyna się dokonywać transport energii cieplnej przez konwekcję. Głębiej proces ten nie odgrywa większej roli. W tej bliższej powierzchni warstwie, o grubości około 1/7 promienia Słońca, ogromne ilości energii są wynoszone ku górze przez płynące nieprzerwanie w górę prądy gazowe, które opadają następnie w dół po ochłodzeniu w wyższych warstwach i przekazaniu im części ciepła.
W całej reszcie kuli słonecznej, w środkowych jej częściach poniżej warstwy konwekcyjnej, dominuje przenoszenie energii przez promieniowanie. Naturalnie i w warstwie konwekcyjnej nie można zaniedbać transportu przez promieniowanie, ale nie jest on tam głównym czynnikiem.
Wiemy, że wybuch bomby atomowej utworzył potężną falę gorącego powietrza, która zmiotła z powierzchni Ziemi całe miasto. Było to zjawisko konwekcji — transportu ciepła przez przenoszenie, razem z innymi zjawiskami natury dynamicznej. Zanim jednak ta fala gorącego powietrza zdążyła oddalić się na kilka metrów od centrum eksplozji, do Ziemi dotarł niezwykle silny strumień promieniowania, który spowodował natychmiastowe wyparowanie żywych organizmów. Było to zjawisko przenoszenia znacznej ilości energii cieplnej przez promieniowanie. Mniej drastycznym przykładem transportu ciepła przez promieniowanie jest ogrzewanie przez Słońce przedmiotów wystawionych bezpośrednio na działanie jego promieni. Przykładem konwekcji może być wzrost temperatury powietrza, gdy wieje wiatr południowy.
Życiodajne promieniowanie Słońca różni się znacznie od tego, które pochodziło od bomby atomowej, i od tego, które niesie energię poprzez wewnętrzne warstwy kuli słonecznej. W warstwach tych głównym rodzajem promieniowania elektromagnetycznego są fotony gamma i rentgenowskie. Dopiero blisko powierzchni, gdzie temperatura już jest niezbyt wysoka (najwyżej setki tysięcy stopni, ale nie miliony), zaczyna dominować promieniowanie widzialrfe. Wędrówka fotonów z wnętrza ku górze nie odbywa się bez przeszkód. Wyprodukowany w reakcji jądrowej kwant promieniowania może być wysłany w dowolnym kierunku, ale zawsze, czy dąży ku górze czy w dół lub na boki, napotyka szybko któryś z atomów, który go pochłania. W akcie tym atom zyskuje tyle energii, ile jej stracił foton. Atom następnie bardzo szybko wysyła inne fotony, których energia może być niższa od tej, jaką stracił poprzedni foton. Zmienić się przy tym może także kierunek, w którym został wysłany nowy foton. Dlatego to droga promieniowania elektromagnetycznego od środka ku powierzchni jest dość skomplikowana. Gdyby po drodze nie było atomów pochłaniających i reemitujących fotony, droga pierwotnego fotonu ze środka do fotosfery trwałaby mniej niż 2,2 s, bo tyle by wynikało z podzielenia długości promienia Słońca przez prędkość światła. W rzeczywistości wędrówka promieniowań wzbudzonych przez pierwotny impuls może trwać bardzo długo.
Zderzenia fotonów z atomami i zmiana ich energii przez reemisję słabszych fotonów to pochłanianie ich energii i rozpraszanie jej na liczniejsze fotony.
Zjawisko to sprawia, że materia słoneczna nie jest całkowicie przezroczysta, gdyż fale elektromagnetyczne idące z wnętrza Słońca ogrzewają warstwy wyżej leżące do temperatury niższej od temperatury ich źródła. Dzięki temu rozkład energii w widmie promieniowania tych warstw jest inny niż w środku, maksimum natężenia promieniowania przesuwa się ku falom dłuższym i w fotosferze słonecznej leży w okolicy około 500 nm (5 tyś. A), co odpowiada temperaturze kilku tysięcy stopni, a nie w dziedzinie twardych fal rentgenowskich jak bliżej środka.
Można wyliczyć, jaki wpływ ma rodzaj materii i jej skład chemiczny na przesuwanie się maksimum promieniowania ku dłuższym falom, i stąd wyznaczyć skład chemiczny Słońca. Wydaje się, że 3/4 masy Słońca przypada na wodór, 1/5 na hel, a reszta na pozostałe pierwiastki, głównie tlen i metale.
Uwzględniając skład chemiczny, transport energii (której źródłem są reakcje jądrowe) i zmiany gęstości materii opracowano model teoretyczny budowy wnętrza Słońca. Zgodnie z tym modelem temperatura we wnętrzu Słońca wynosi około 14-106 K i maleje dość szybko w średnich odległościach od środka, a w miarę zbliżania się do powierzchni coraz wolniej, osiągając wartość około 4500 tyś. K na granicy fotosfery. Gęstość materii w centrum jest rzędu 85 g/cm3 i dość jednostajnie maleje ku powierzchni. Zawartość wodoru i innych pierwiastków jest taka, jak podano wyżej, a produkcja energii odbywa się nie dalej od środka niż 1/3 promienia Słońca.
Ewolecja Słońca
Znajomość budowy wnętrza Słońca, a przede wszystkim źródeł jego energii pozwala pokusić się o nakreślenie przebiegu jego ewolucji od dawnej przeszłości aż po daleką przyszłość.
Słońce nie zawsze było takie spokojne i nieduże jak obecnie. Jego średnica wynosi dziś tylko l 392 tyś. km, ale przed miliardami lat mogła być nawet 100 razy większa. Gwiazda nasza była wtedy zapewne czymś w rodzaju dysku gazowo-pyłowego. Najpierw wyodrębniły się z niego planety, pozostała zaś masa zaczęła się kurczyć pod wpływem dośrodkowego przyciągania, wynikającego z prawa grawitacji. Wskutek tego kurczenia Słońce zaczęło się rozgrzewać. Po bliżej nie określonym czasie całość zaczęła świecić i rodziła się gwiazda. Po wielu milionach lat, kiedy sprężenie gazu w środku i wzrost temperatury były już dostatecznie wielkie, zaczęły się reakcje jądrowe. Zahamowały one dalsze kurczenie się kuli gazowej i stały się nowym, gigantycznym źródłem energii, skutecznie pracującym w Słońcu do dzisiaj.
Z dalszych rozdziałów, poświęconych gwiazdom, dowiemy się, że najdłużej trwającym stadium ewolucyjnym jest to, które powoduje najobfitsze występowanie gwiazd na danym etapie rozwoju.
Ponieważ gwiazdy mają różne masy, ten najdłużej trwający okres egzystencji osiągają przy różnych jasnościach i temperaturach. W przypadku Słońca to stadium ewolucyjne trwa około 10 mld lat, z czego minęło już około 4,5 mld lat.
Keakcje jądrowe zachodzące we wnętrzu Słońca są nie tylko źródłem energii, lecz zmieniają też skład chemiczny gwiazdy. Powodują one w okolicy jądra zmniejszanie się ilości wodoru i wzrost ilości helu. Wynika stąd powstanie niejednorodności chemicznej: części zewnętrzne kuli słonecznej są nadal zbudowane głównie z wodoru, części środkowe — z helu. Niejednorod-ność ta prowadzi do powolnego wzrostu jasności i średnicy Słońca, przy zachowaniu nie zmienionej temperatury fotosfery, gdyż wzrost jasności jest spowodowany wyłącznie zwiększeniem świecącej powierzchni. Przez następne 4,5 mld lat w centrum Słońca wypali się cały wodór i powstanie czysto helowe jądro, a średnica w tym czasie wzrośnie o blisko 25%, przy jednoczesnym wzroście jasności o 50%. Zapewne wystarczy to do zmiany w pustynię prawie całej powierzchni Ziemi.
W dalszym ciągu, gdy wiek Słońca będzie już wynosił 10,3 mld lat, jego wielkość wzrośnie ponad dwukrotnie, a jednocześnie obniży się temperatura fotosfery, dzięki czemu niezmienna pozostanie jasność. Jądro będzie miało wtedy średnicę równą paru procentom średnicy Słońca i będzie kurczyć się aż do rozmiarów porównywalnych ze średnicą kuli ziemskiej. Tak skurczone jądro będzie zawierało około 1/4 masy słonecznej, dzięki czemu jego gęstość wzrośnie do kilkuset kilogramów na centymetr sześcienny.
Gdy jądro Słońca stanie się całkowicie helowe i zacznie się kurczyć, temperatura na jego brzegu będzie tak wysoka, że wodór w dość cienkiej otoczce będzie mógł w dalszym ciągu produkować hel. Ta „paląca się" powłoka jądra zacznie gwałtownie rosnąć i rozpoczną się dramatyczne przemiany w strukturze i wyglądzie Słońca. W czasie około 100 min lat jasność kuli słonecznej wzrośnie około 1000-krotnie, głównie dzięki równie szybkiemu, ponad 100-krotnemu wzrostowi średnicy. Fotosfera słoneczna sięgnie wtedy okolic ziemskiej orbity. Jednocześnie wskutek ekspansji obniży się jej temperatura, aż do około 3500 K. Skoro 1/4 masy słonecznej pozostanie skupiona w malutkim jądrze, nic dziwnego, że resztę Słońca będzie stanowił bardzo rzadki gaz. Stanie się ono wtedy na krótko czerwonym olbrzymem. Z Ziemi będzie wyglądać okazale. Jego ogromna czerwona tarcza zajmie wielką część nieba, gdyż kątowa średnica wyniesie około 60°.
Jednocześnie jądro helowe będzie się w dalszym ciągu kurczyć, jego temperatura będzie ciągle wzrastać — aż do miliardów stopni, co umożliwi powstawanie cięższych pierwiastków, np. berylu, który gwałtownie reaguje z helem powodując narodziny atomów węgla. Reakcja ta będzie przebiegać wybuchowo powodując nagły wzrost ilości ciepła. Wobec znacznej gęstości jądra helowego, nie będzie ono mogło rozszerzać się powoli, nastąpi błyskawiczny wzrost temperatury i eksplozja. Zajdzie to w czasie od kilkunastu do kil-