Isaac Asimov - Wybuchające Gwiazdy!

7/22/2019 Isaac Asimov - Wybuchajce Gwiazdy!

1/203


2/203


3/203

pamici Marvina Grosswirtha(19321984)

powicam


4/203

ISAAC ASIMOV

WYBUCHAJCEGWIAZDY

WYDAWNICTWA ALFA" WARSZAWA 1989

SEKRETY SUPERNOWYCH

przeoyli

Marzena i Andrzej Reichowie


5/203

Tytu oryginau

The Exploding Suns. The Secrets of the Supernovas

New American Library, New York 1986

Copyright 1985 by Nigtfall, Inc.

Projekt okadki

MIROSAW TOKARCZYK

Redaktor

KRZYSZTOF BEREZA

Redaktor techniczny

WANDA KDZIERSKA

Copyright for the Polish edition by Wydawnictwa ALFA

Warszawa 1988

ISBN 83-7001-230-2


6/203

NOWE GWIAZDY1

NIEZMIENNE NIEBO

Przygldajc si niebu w pogodn, bezksiycow noc trudno nieulec fascynacji jego pen spokoju niezmiennoci. Gwiazdy ukadaj siwci w te same wzory i wiec z t sam wci jasnoci. Zdaj si poru-sza miarowo i niezmiennie po okrgach, ktrych rodek znajduje siw pobliu Gwiazdy Polarnej (przy zaoeniu e obserwujemy niebo z p-kuli pnocnej), wykonujc peny obrt w cigu 24 godzin.

Co noc obraz przesuwa si nieco jak gdyby Soce poruszao sina tle gwiazd ruchem znacznie jednak wolniejszym ni ruch dobowy.w (pozorny) obieg Soca wok Ziemi trwa 3651/4 dnia. Oba ruchy

podkrelmy to s regularne i rozmieszczenie gwiazd nie zmienia siw trakcie owych obrotw.

Grecki filozof Arystoteles (384322 p.n.e.), uwaa niezmiennonieba za prawo natury. Na Ziemi mniema wszystkie rzeczy zmie-niaj si i obumieraj, najpierw si tworz, a potem gin, na niebie nato-miast wszystko jest niezmienne, doskonae i wieczne. To, co na Ziemi,

jeli nie jest ywe, pozostaje w spoczynku lub spada, podczas gdy to, cona niebie, nigdy nie spoczywa, lecz dostojnie, bez koca porusza si pookrgach.

Arystoteles uzna nawet, e niebo i Ziemia rni si w zasadniczysposb pod wzgldem budowy. Na Ziemi wszystko skada si z czterechelementw, czyli czterech podstawowych substancji ziemi, wody, po-wietrza i ognia. Niebo i wszelkie znajdujce si tam przedmioty zbudowa-ne s natomiast z pitego elementu, doskonaego i wietlistego materiaunazywanego eterem (aither), co po grecku oznacza wieccy. (My je-stemy bardziej oswojeni z acisk wersj tego sowa aether.)

Bez wtpienia w gronie staroytnych mylicieli znale by monawielu takich, ktrzy podobnie jak Arystoteles byli przekonam o niezmien-noci nieba. Arystoteles zyska jednak najwiksz saw to wanie jegoprace przetrway i dlatego z pogldem tym zwizano autorytet jego imie-nia. Jest to pogld rozsdny choby dlatego, e zgadza si z naszymi po-wszechnymi spostrzeeniami. Kady z nas widzi, e wszystko na Ziemi

5


7/203

rodzi si, ronie, zamiera, niszczeje i ginie, natomiast Soce i wszystkieinne ciaa niebieskie zdaj si trwa wiecznie, bez jakichkolwiek zmian.

Istniej, przyzna trzeba, zjawiska, ktre przemawiaj jakby przeciw-ko tezie Arystotelesa; na niebie zachodz zmiany, niekiedy cakiemoczywiste. Na przykad oboki przypywaj i odpywaj, zacigaj jednoli-t warstw cae niebo albo rozpywaj si w nico. Deszcz i nieg zdaj

si spada z nieba na Ziemi, a nastpnie ustaj.Jednake chmury i opady wystpuj w powietrzu, a powietrze to je-

den z czterech arystotelesowskich elementw skadowych Ziemi. Tak s-dzi Arystoteles, a wspczeni astronomowie zgadzaj si z nim pod tymwzgldem cakowicie. Arystoteles mniema, e atmosfera rozciga si ado Ksiyca, ktry jest najbliszym nas ciaem niebieskim. Eter i nie-zmienno niebios rozpoczynaj si od Ksiyca utrzymywa i obejmuj wszystko to, co rozciga si za nim, w przeciwiestwie do tego,co znajduje si poniej niego.

Zmiany na niebie ograniczaj si nie tylko do pogody. Patrzc naspokojne, nocne niebo, moemy czasem dostrzec poruszajcy si po czar-nym sklepieniu wietlny punkt, ktry blednie stopniowo, a wreszcie ca-kiem znika. Wydawa by si mogo, e gwiazda oderwaa si od nieba,zsuna si po nim i by moe spada na Ziemi. Czasami wicnazywamy to zjawisko spadajc gwiazd. W istocie nic s to jednakwcale gwiazdy adna prawdziwa gwiazda nie zniknie w ten sposb zesklepienia niebieskiego, bez wzgldu na to, jak czsto obserwowalibymy

owo spadanie.Dla Arystotelesa rwnie spadajce gwiazdy byy zjawiskiem zacho-dzcym wewntrz powietrznej otoczki Ziemi, w obrbie jej atmosfery.Dlatego te nazywamy je meteorami, od greckiego sowa oznaczajcegorzeczy w powietrzu. cile biorc, nazwa ta odnosi si tylko do smugiwiata i w tym sensie Arystoteles mia racj, poniewa smuga ta pojawiasi w atmosferze.

rda wiata stanowi niewielkie obiekty (najwiksze maj rozmiarygazu, najmniejsze gwki od szpilki), ktre poruszaj si w przestrzeni

kosmicznej i przypadkowo zderzaj si z Ziemi. Gdy z bardzo duprdkoci przechodz przez atmosfer Ziemi, opr powietrza rozgrzewaje do biaoci.

Same te przedmioty nazywamy obecnie meteoroidami. Mniejsze ca-kowicie wyparowuj na dugo przed osigniciem powierzchni Ziemii opadaj w d bardzo wolno jako drobniutki py. Wikszym udaje siprzetrwa przynajmniej czciowo a ich fragment, lub fragmenty,mog opa na powierzchni Ziemi. Ocalae kawaki, to meteoryty. (Na-ukowcy a do pocztkw XIX w. z wielkimi oporami dopuszczali myl, e

z nieba mog spada kamienie.)6


8/203

Na niebie pojawiaj si rwnie i znikaj rozmaite komety, majcew dodatku dziwaczne i nieregularne (a zatem niedoskonae) ksztaty. By-wa, e wygld ich zmienia si z nocy na noc. Jednake dla Arystotelesakomety byy obszarami ognistych wyzieww, zlokalizowanymi w grnejczci atmosfery, naleay wic do Ziemi, a nie do nieba. (W tej kwestiisi myli, lecz bdno jego pogldu wykazano dopiero pod koniecXVI wieku.)

Jeeli pominiemy pogod, meteory i komety, pozostaj nam do roz-patrzenia ju tylko Ksiyc i ciaa niebieskie lece za nim.

Ksiyc, oczywicie, podlega zmianom. Co noc zmienia ksztat prze-chodzc przez kolejne fazy (od greckiego sowa oznaczajcego wygld,

powierzchowno). Nawet kiedy jest w peni i wyglda jak gadki, wiec-cy krek (wykazujc w ten sposb doskonao formy, jakiej naleaobyoczekiwa od ciaa niebieskiego), wida na nim cienie i rysy, ktre s wi-

doczn oznak niedoskonaoci.Radzono sobie z tym kopotem w dwojaki sposb. W Staroytnoci

i w redniowieczu wielu ludzi wskazywao, e skoro spord wszystkichcia niebieskich Ksiyc znajduje si najbliej Ziemi, jest tym samym naj-

bardziej naraony na wpyw naszego niedoskonaego, zepsutego globu.Tak wic plamy byyby wyziewami Ziemi.

Drugim rozwizaniem byo przyjcie pogldu, e mona pogodzi size zmianami w doskonaym niebie, gdy s one cykliczne, powtarzajce si

w nieskoczono. A zatem nieregularno nie musiaa oznacza niedo-skonaoci, jeeli tylko sama nigdy si nie zmieniaa.Istotnie, plamy na Ksiycu nigdy si nie zmieniay, a jego fazy po-

wtarzay si tak regularnie, e bez trudu mona byo przewidzie fazKsiyca podczas dowolnej nocy w przyszoci.

A oto kolejny wtpliwy punkt dotyczcy Ksiyca. Chocia wscho-dzi on na wschodzie, porusza si po niebie ku zachodowi i zachodzi nazachodzie tak jak Soce i gwiazdy, to jednak cile biorc nie towa-rzyszy im. Co noc naleao go szuka w innej czci gwiadzistego fir-

mamentu, a uwane obserwacje wykazyway, e systematycznie przesuwasi na tle nieba z zachodu na wschd, okrajc niebo w czasie niecoduszym ni 27 dni.

Soce take poruszao si na tle nieba z zachodu na wschd. RuchSoca jest wyranie wolniejszy ni ruch Ksiyca, poniewa wykonanie

penego okrenia zajmuje 3651/4dnia.Ruchy Soca i Ksiyca na tle gwiazd nie s cakowicie regularne,

ale w oczach staroytnych jeszcze gorzej wygldaa sprawa piciu najja-niejszych gwiazd, ktre take poruszay si na tym samym gwiadzistymtle. Zafascynowani obserwatorzy nadali im imiona bogw, uywane przeznas po dzi dzie. Ta pitka, to: Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn.

7


9/203

Nic poruszaj si one na tle gwiazd tak jak Soce i Ksiyc jednostaj-nie, z zachodu na wschd. Bywa, e zwalniaj, po czym zawracaj i ru-chem wstecznym poruszaj si ze wschodu na zachd. Nastpnie znwzawracaj i przez pewien czas poruszaj si w zwyky sposb, po czymwszystko powtarza si od nowa. Pozwalaj sobie na ruch wsteczny czciejlub rzadziej od jednego razu w cigu roku (w wypadku Marsa) do 29

razy w cigu roku (w wypadku Saturna).Grecy nazwali te siedem cia Ksiyc, Soce, Merkury, Wenus,Mars, Jowisz i Saturn planetami (wdrowcami), poniewa wdrowaywrd gwiazd. Nazwa ta przetrwaa do dzi.

Rozmaito ruchw planet Grecy tumaczyli tym, e kada z nich jestprzymocowana do oddzielnej sfery otaczajcej Ziemi, ktre to sferyumieszczone s kolejno jedna w drugiej. Przyjmujc, e im szybciej poru-sza si planeta, tym bliej znajduje si Ziemi, sdzono, e Ksiyc jestosadzony na najbardziej wewntrznej sferze, Merkury na nastpnej, a po-

tem id kolejno: Wenus, Soce, Mars, Jowisz i Saturn. Wszystkie sfery mniemano s absolutnie przezroczyste (krysztaowe) i niedostrze-galne, wszystkie obracaj si i obrt ten powoduje ruch planet na niebie.

Platon (427347 p.n.e.), ktry by nauczycielem Arystotelesa, uwa-a, e tylko regularny ruch po okrgu jest doskonay. Jeeli niebiosa mia-y by uznane za doskonae, naleao wyjani ruchy nieregularne, przed-stawiajc tory planet jako kombinacje regularnych ruchw po okrgu.Arystoteles i myliciele greccy, ktrzy szli jego ladem, starali si wymy-li coraz bardziej skomplikowane kombinacje ruchw po okrgu, aby wy-

jani, dlaczego planety co obserwowano poruszaj si w nieregu-larny sposb, a jednoczenie uchroni je przed zarzutem niedoskonaoci.Wiemy obecnie, e siedem planet, komety i meteoroidy s tylko cz-

ci tego, co nazywamy Ukadem Sonecznym, do ktrego naley takeZiemia. Rne elementy Ukadu Sonecznego (cznie z Ziemi) krdookoa Soca. Soce jest gwiazd, ktra rni si wygldem od innychgwiazd jedynie dlatego, e znajduje si tak blisko nas.

Jeeli pominiemy Ukad Soneczny i wemiemy pod uwag tylkogwiazdy znajdujce si poza nim, to koncepcja Arystotelesa o niezmien-

noci niebios wydaje si poprawna. Co noc, rok po roku, moemy patrzena gwiazdy nie uzbrojonym okiem (tak jak czynili to staroytni) i naj-prawdopodobniej nie dostrzeemy adnej zmiany.


10/203

ZMIANY WRD GWIAZD

Staroytni mniemali, e gwiazdy w liczbie okoo 6000 przymo-cowane s do ostatniej sfery, lecej poza sfer Saturna. (My moglibymysdzi podobnie, gdyby nie wiedza, ktr dysponujemy.) Gwiazdy nazy-wano wic gwiazdami staymi, aby je odrni od gwiazd wdruj-cych, czyli planet, ktre poruszay si niezalenie od tamtej sfery.

Ostatnia sfera gwiazd bya nie przejrzysta, lecz czarna i gwiazdy lni-y na jej tle jak drobne, wietliste paciorki. Cae to czarne niebo obracaosi bardzo regularnie, wykonujc jeden obrt na dob i unoszc ze sobgwiazdy, ktre nie mogy zatem zmienia pozycji wzgldem siebie. Gdywschodzio Soce, niebo stawao si bkitne, a gwiazdy znikay, leczdziao si tak tylko dlatego, e gasi je blask Soca.

Zapewne w powszechnym mniemaniu arystotelesowska koncepcjadoskonaoci niebios pozostawaa w penej zgodnoci z koncepcj gwiazdstaych.

Dotarlimy jednak w ten sposb do postaci greckiego astronomaHipparcha (190120 p.n.e.), najwikszego sporod wszystkich greckichastronomw. Jeli za uwzgldnimy fakt, e nie mia on adnych instru-mentw badawczych z wyjtkiem kilku najprostszych, ktre sam wyna-laz, i e dysponowa jedynie bardzo skpymi notatkami wczeniejszychastronomw, to, co osign, wystarcza, by uzna go za najwikszego

astronoma wszechczasw.Hipparch prowadzi swe badania na wyspie Rodos, znajdujcej siu poudniowozachodniego wybrzea dzisiejszej Turcji, i aby wyjaniobserwowane ruchy planet zaproponowa system ruchw po okrguprzewyszajcy wszystko, co zostao zrobione w cigu dwch stuleci, jakieupyny od mierci Platona. System Hipparcha (z nieznacznymi popraw-kami) by w uyciu przez 17 stuleci.

Klaudiusz Ptolemeusz (100170), astronom, ktry y 300 lat poHipparchu, okoo roku 150 streci jego system, wprowadziwszy do

pewne poprawki, w ksice, ktra w przeciwiestwie do prac samegoHipparcha przetrwaa do naszych czasw. W rezultacie system astro-nomiczny, zgodnie z ktrym Ziemia stanowi centrum Wszechwiata,a wszystkie inne ciaa niebieskie kr wok niej, nazywamy systememptolemejskim, krzywdzc w ten sposb wyranie Hipparcha.

W 134 r. p.n.e. Hipparch sporzdzi katalog gwiazd, ktry by pier-wsz rzeteln prac tego typu. Umieci w nim 850 janiejszych gwiazd.(Ptolemeusz wczy ten spis do swojej ksiki i doda jeszcze 170 pozycji.)Pooenie kadej gwiazdy opisywa, posugujc si ukadem wsprzd-nych, bdcych odpowiednikiem dugoci i szerokoci geograficznej, a jas-no jej przedstawia za pomoc wymylonego przez siebie systemu wiel

9


11/203

koci. W systemie tym gwiazdy dzieliy si na sze klas. Dwadziecianajjaniejszych gwiazd na niebie naleao do pierwszej wielkoci, zaszsta wielko obejmowaa okoo 2000 gwiazd, ktre tylko ludzieo bardzo ostrym wzroku mogli i to z trudem dojrze w bezksiy-cow noc.

Na dobr spraw sam fakt, e Hipparch podj trud stworzenia takie-

go systemu, moe budzi zdziwienie. Staroytnym astronomom gwiazdynie wydaway si wane. Stanowiy jedynie migotliwe to, na ktrym po-ruszay si planety. To wanie planety byy wane i pochaniay ca uwa-g pierwszych astronomw. Sdzono do powszechnie, e ich ruch wy-wiera wpyw na Ziemi i ludzi i e gdyby dao si opracowa system,ktry opisywaby precyzyjnie ten ruch, staoby si take moliwe dokad-ne okrelenie wpywu planet na przysze losy kadego czowieka. Stwo-rzenie takiego wanie systemu astrologii czytania z planet stao siproblemem, ktry w czasach staroytnych interesowa ywo wszystkich.

Soce, Ksiyc i pi podobnych do gwiazd planet poruszay si powskim pasie nieba, podzielonym na dwanacie czci. Kada z tych cz-ci bya zamieszkana przez pewien zbir gwiazd. Wyobrania staroyt-nych dostrzegaa w owych zbiorach obrazy rnych istot, najczciej zwie-rzt. Kady zbir nazywano gwiazdozbiorem, a dwanacie gwiazdozbio-rw, przez ktre przechodz planety, nazwano zodiakiem, co po greckuoznacza krg zwierzt.

Ale dlaczego waciwie w zodiaku znajduje si akurat dwanaciegwiazdozbiorw? Dlatego, e Soce pozostawao w kadym gwiazdozbio-rze przez jeden miesic, czyli przez czas, w ktrym Ksiyc wykonywapene okrenie zodiaku.

Z biegiem czasu podzielono na gwiazdozbiory take reszt nieba.W czasach nowoytnych, gdy astronomowie wyruszyli na pkul poud-niow i ledzili gwiazdy na dalekim poudniu (gwiazdy te s niewidocznena pkuli pnocnej, gdzie rozwina si wikszo staroytnych cywiliza-cji), ta cz nieba rwnie zostaa podzielona na gwiazdozbiory. Obecniemamy osiemdziesit sze gwiazdozbiorw obejmujcych cae sklepienieniebieskie, ale dla niektrych atwowiernych ludzi nadal tylko owychdwanacie gwiazdozbiorw zodiaku stanowi przedmiot najwikszego zain-

teresowania.Hipparch, ktry obserwowa niebo kadej nocy i ledzi pooenia

planet, aby opracowa system opisujcy ich ruch, musia rwnie obser-wowa gwiazdy stae, ktre znajdoway si w pobliu planet. Wedlewszelkiego prawdopodobiestwa musia przy tym zapamita pooeniawszystkich janiejszych gwiazd na niebie, a zwaszcza gwiazd z gwiazdoz-

biorw zodiaku.Wedug pisarza rzymskiego Pliniusza (2379), ktry dwa wieki po

Hipparchu zestawi encyklopedi wiedzy ludzkiej, tym, co zainspirowao

10


12/203

astronoma do opracowania katalogu gwiazd, byo pojawienie si w Skor-pionie, jednym z gwiazdozbiorw zodiaku, nowej gwiazdy.

Moemy wyobrazi sobie zdumienie Hipparcha, gdy pewnej nocyspostrzeg nagle gwiazd, ktrej nie byo tam jeszcze w noc poprzedni.

Zdumiewajce? Niemoliwe! Jak moga pojawi si nowa gwiazda na

niezmiennym, doskonaym niebie?Musia nastpnie, noc po nocy, z niedowierzaniem ledzi t nowgwiazd i widzia, jak stopniowo blednie, a wreszcie znika cakowicie.

By moe uprzytomni sobie wtedy, e to, co obserwowa, wcale niemusiao by niezwykym zjawiskiem. Moe nowe gwiazdy pojawiay siod czasu do czasu, potem za znikay, a nie spostrzeono tego dotd dlate-go, e ludzie nie obserwowali gwiazd zbyt uwanie, nie potrafiliby wicpowiedzie, czy zjawio si wrd nich co nowego. Nawet astronomowie

nie mogli mie pewnoci, czy dany obiekt by naprawd nowy, totegwiazdy takie nie byy naleycie badane i mogy znikn, zanim ktokol-wiek odnotowa ich obecno.

Sporzdzajc map gwiazd obejmujc prawdziwe gwiazdy stae,Hipparch bardzo uatwi swoim nastpcom rozpoznanie gwiazdy, ktraewentualnie mogaby si zjawi. Naleao jedynie porwna pooenie po-dejrzanego obiektu z map. Choby ju tylko dlatego mapa gwiazd miaawielkie znaczenie.

Opowie o Hipparchu i jego nowej gwiedzie moe budzi naszezainteresowanie, czy jest jednak prawdziwa?

Przytoczy j Pliniusz, pisarz bardzo podny, a przy tym znanyz wrcz bezkrytycznego stosunku do informacji, z ktrych korzysta.Zwyk by zapisywa wszystkie zasyszane wiadomoci, nie wiemy zatem,na ile rzetelne byo rdo, ktrym posuy si w tym wypadku. Czy, naprzykad, opar si na jednej z prac Hipparcha, ktre mogy przetrwa dojego czasw? W takim wypadku opowie mona by uzna za wiarygodn.Niewykluczone jednak, e byy to mtne pogoski z trzeciej rki, ktre

zapisa, poniewa uzna je za interesujce.Drug osob, ktra wspomina o nowej gwiedzie Hipparcha, jest pe-wien rzymski historyk z III wieku n.e. W dwa stulecia po Pliniuszu okre-li j jako komet.

To jednak, prawd mwic, nic nie znaczy. By moe w tamtychczasach kady nie zidentyfikowany obiekt na niebie nazywano komet(tak jak dzi mgby zosta nazwany UFO).

Prawd jest natomiast, e w adnym z zachowanych zapiskw grec-kich i babiloskich astronomw nie ma wzmianki o jakiejkolwiek nie-trwaej gwiedzie, ktra pojawia si na niebie w miejscu, gdzie adnagwiazda nie miaa prawa si znale. Z jednym wyjtkiem wtpliwejopowieci Pliniusza.

11


13/203

Dzi wiemy, e na niebie rzeczywicie pojawiaj si nowe gwiazdyi to do czsto, a niektre z nich s nawet cakiem jasne. Czemu zatemnie zauwaono ich w Staroytnoci i redniowieczu?

Jak ju powiedziaem, trudno jest rozpoznawa nowe gwiazdy. Przy-padkowy obserwator widzi jedynie mnstwo gwiazd porozrzucanych naniebie bez adu i skadu. Gdyby pewnej nocy doda do nich now gwiaz-d, nawet zupenie jasn, najprawdopodobniej nic zauwayby tego nikt,z wyjtkiem jakiego zapalonego astronoma. Zreszt nawet i astronomo-wie mogliby jej nie spostrzec. Astronomowie staroytnej Babilonii i Grecjiobserwowali gwnie planety i te gwiazdy zodiaku, ktre znajdoway siw bezporednim ssiedztwie planet. Nowa gwiazda poza zodiakiem mogaz powodzeniem uj ich uwadze. By moe sam Hipparch dostrzeg nowgwiazd tylko dlatego, e znalaza si w jednym z gwiazdozbiorw zo-diaku.

Potem, kiedy ju upowszechni si pogld Arystotelesa o doskonao-

ci niebios, pojawia si inna przeszkoda. Skoro raz przyjto sztywn zasa-d, e na niebie nie zachodz adne zmiany, to nawet jeeli niektrzyspord astronomw tak zmian by dostrzegli, nie kwapiliby si zapewnez ogoszeniem tego faktu. Obawialiby si bowiem, e nikt im nie uwierzyi e ucierpi na tym ich reputacja. Najprawdopodobniej wic w takich wy-padkach mamrotaliby pod nosem sami do siebie, e oczy ich sabn i edrcz ich omamy wzrokowe, unikajc w ten sposb ryzyka mwieniao czym, co byoby le przyjte.

Doniesienie takie mogoby si w kocu okaza blunierstwem. red-

niowieczni astronomowie, zarwno chrzecijanie, jak i muzumanie, w do-skonaoci niebios (a zwaszcza Soca) widzieli symbol doskonaoci bo-skiej. Znalezienie jakiejkolwiek skazy w tej doskonaoci oznaczaoby pod-dawanie w wtpliwo autorytetu Boga, a to bya ju niezwykle powanasprawa. Mogli rwnie sdzi, e take i Ziemia bya niedoskonaa z tegotylko powodu, e Adam i Ewa zjedli zakazany owoc w rajskim ogrodzie,a gdyby tego nie zrobili, byaby rwnie doskonaa jak niebiosa.

Jest wic rzecz zupenie moliw, e w epoce gdy astronomia stawia-a pierwsze kroki, nowe gwiazdy zjawiay si co jaki czas, lecz astrono-

mowie albo ich nie dostrzegali, albo nie wierzyli wasnym oczom, albo teprzezornie nabierali wody w usta.


14/203

CHISKIE GWIAZDYNA GOCINNYCH WYSTPACH

Ale Europa i rodkowy Wschd nie byy jedynymi siedliskami cywi-

lizacji.W okresie 2000 lat, liczc od roku 500 p.n.e. a do 1500, Chiny zde-cydowanie wyprzedzay Zachd w zakresie nauki i techniki. W Staroy-tnoci i redniowieczu chiscy astronomowie prowadzili dokadne obser-wacje nieba i notowali wszystkie niezwyke zjawiska. Nie krpoway ichdogmaty o doskonaoci, a przy tym yli w spoeczestwie umiarkowa-nie by tak rzec religijnym i lk przed istotami nadprzyrodzonyminie ogranicza nadmiernie swobody ich myli.

Na przykad, w roku 134 p.n.e. odnotowali pojawienie si na niebie

komety, co potwierdzaoby relacj rzymskiego historyka o obiekcie, ktryzobaczy Hipparch.Przyzna trzeba, e Chiczycy, badajc niebo, nie kierowali si czy-

sto intelektualnymi motywami. Podobnie jak Babiloczycy i Grecy, inte-resowali si astrologi. Wypracowali system umoliwiajcy interpretacjkadego zjawiska zaobserwowanego na niebie i uywali go do okrelaniaprawdopodobiestwa zajcia rozmaitych przyszych wydarze na Ziemi.

Poniewa owe wydarzenia zapowiadane przez niebiaskie znaki miayczsto charakter katastrof, takich jak wojny, epidemie itp., dla krlestwa,

zwaszcza dla dostojnikw, a nawet dla samego cesarza, podjcie dostate-cznie wczenie dziaa, ktre zapobiegyby przepowiedzianemu nieszcz-ciu lub zmniejszyyby jego rozmiary, byo spraw o pierwszorzdnymznaczeniu. Ilekro co zego zdarzyo si bez uprzedniego ostrzeenia,egzekucje nadwornych astronomw nie budziy niczyjego zdziwienia.

Dlatego te astronomowie chiscy prowadzili swe obserwacje bardzodokadnie, a szczeglnie pieczoowicie rejestrowali wszystkie gwiazdy nagocinnych wystpach, ktre pojawiay si co pewien czas pomidzy

gwiazdami staymi. W swoich kronikach odnotowali pojawienie si ponad50 takich gwiazd, gwiazd nigdy nie dostrzeonych przez astronomw Za-chodu. Astronomowie koreascy i japoscy, ktrzy byli uczniami Chi-czykw, take zarejestrowali cz z nich.

Niektre z tych nowych gwiazd, opisanych przez Chiczykw, byybardzo jasne i pozostaway widoczne przez sze miesicy, a nawet duej.W Staroytnoci i redniowieczu zarejestrowali oni pi szczeglnie ja-snych gwiazd. W roku 183 Chiczycy dostrzegli bardzo jasn now gwia-zd w gwiazdozbiorze Centaura, a w roku 393 o wiele mniej jasn w gwia-

zdozbiorze Skorpiona.Nie ma w tym nic dziwnego, e ich pojawienia si nie odnotowanow Europie. W tym okresie astronomia grecka chylia si ku upadkowi po

13


15/203

Ptolemeuszu nie byo ju wybitnych greckich astronomw), Rzymianieza w ogle nie interesowali si naukami przyrodniczymi. Nowa gwiazdaw gwiazdozbiorze Skorpiona nie bya zapewne janiejsza od Syriusza (kt-ry jest najjaniejsz gwiazd sta na niebie). Skoro wic aden spordprofesjonalistw znajcych na pami t cz nieba lub mogcych posu-y si jego map nie spojrza przypadkiem w tym kierunku, fakt, egwiazdy nie zauwaono, wypada uzna za cakiem naturalny.

Co wicej, mimo e nowa gwiazda w gwiazdozbiorze Skorpiona byawidoczna przez osiem miesicy (wedug rde chiskich), dorwnywaajasnoci Syriuszowi zaledwie przez kilka nocy. Potem blada z wolna,a im sabsze byo jej wiato, tym mniej stawao si prawdopodobne, edostrzee j ktokolwiek poza skrupulatnymi astronomami chiskimi.

Nowa gwiazda, ktra jak podaj rda chiskie w roku 183pojawia si w gwiazdozbiorze Centaura, bya o wiele janiejsza ni gwiaz-

da, ktra dwa wieki pniej miaa ukaza si w gwiazdozbiorze Skorpiona.Przez kilka tygodni nowa gwiazda w gwiazdozbiorze Centaura bya jakobyjaniejsza ni jakikolwiek obiekt na niebie z wyjtkiem Soca i Ksiyca.Mona pomyle, e przeoczenie jej byo niemoliwe, znajdowaa si jed-nak daleko na poudniu, co utrudniao obserwacj nawet tak jasnegoobiektu. W obserwatorium chiskim w Loyang nigdy nie widziano nowejgwiazdy na wysokoci wikszej ni 3 stopnic ponad poudniowym hory-zontem.

W Europie byaby ona zupenie niewidoczna we Francji, Niemczech

i we Woszech, za obserwatorzy na Sycylii i w Atenach widzieliby jdokadnie na linii horyzontu. Byaby natomiast dosy dobrze widocznaw lecej dalej na poudnie Aleksandrii, ktra stanowia orodek naukigreckiej.

Mimo to nie zostaa odnotowana przez astronomw greckich. W ka-dym razie, jeeli nawet kto zarejestrowa gwiazd na poudniowym hory-zoncie, szacunek dla dominujcego wiatopogldu powstrzyma go przedogoszeniem tego faktu, a jeeli nawet go ogosi, wiat staroytnej naukipo prostu nie przyj tego do wiadomoci, skutkiem czego informacja ta

nie zachowaa si.W cigu szeciu wiekw, ktre upyny od ukazania si nowej

gwiazdy w gwiazdozbiorze Skorpiona w roku 393, w kronikach chiskichnie pojawiaj si adne doniesienia o nowych gwiazdach odznaczajcychsi niezwyk jasnoci. Pod dat 1006 odnajdujemy kolejn wiadomoo nowej gwiedzie w gwiazdozbiorze Wilka, ktry przylega do gwiazdoz-bioru Centaura, a zatem rwnie znajduje si na poudniu.

Mimo tak niedogodnego pooenia zostaa ona zarejestrowana przezastronomw chiskich i japoskich. Na Zachodzie w tym czasie najlep-

szymi specjalistami w dziedzinie astronomii byli Arabowie. Nauka arab

14


16/203

ska znajdowaa si wanie w okresie najwikszego w swych dziejach roz-kwitu. Istniej co najmniej trzy arabskie doniesienia na temat tej gwiazdy.

Nic jest niczym dziwnym, e zostaa ona dostrzeona przez obserwa-torw z rnych krajw. Wszystkie rda zgodnie informuj o jej wielkiejjasnoci. Niektrzy astronomowie oceniaj, e bya ona okoo 200 razy

janiejsza ni Wenus w swej najjaniejszej fazie, a zatem wiecia zaledwiedziesi razy sabiej ni Ksiyc w peni. Mona j byo obserwowa go-ym okiem przez okres okoo trzech lat, cho zapewne tylko przez kilkatygodni bya janiejsza od Wenus.

Ta nowa gwiazda znajdowaa si na niebie na tyle wysoko, e byawidoczna w poudniowej Europie i mona by sobie wyobrazi ludzi weWoszech, Hiszpanii i poudniowej Francji, ktrzy patrzc noc na niebokierowali swj wzrok w stron poudnia, przepenieni zdumieniem i stra-chem. Nic takiego nic miao jednak miejsca, w kadym razie nie ma na tentemat adnych doniesie. Wydaje si, e kroniki prowadzone przez dwaklasztory jeden w Szwajcarii, a drugi we Woszech, napomykajw owym roku o czym, co mona by zinterpretowa jako now gwiazd.I to wszystko.

Poniewa wydarzenie to miao miejsce w roku 1006, naturalne byobyprzypuszczenie, e Europejczycy powinni uzna je za zapowied nadcho-dzcego koca wiata, poniewa w tym czasie niektrzy ludzie sdzili, iowego koca naley spodziewa si po upywie okoo tysica lat od roku

narodzenia Chrystusa. Lecz nawet ta przeraajca perspektywa nie wywo-aa jak si wydaje zainteresowania now gwiazd.Po czym, w roku 1054 rozbysa kolejna nowa gwiazda. Tym razem

stao si to w gwiazdozbiorze Byka, wyranie na pnoc od rwnika.W odrnieniu od lecych na poudniu gwiazd, ktre objawiy si w ro-ku 185 i 1006, bya doskonale widoczna z caej pkuli pnocnej. Co wi-cej, znajdowaa si w pasie zodiakalnym, gdzie nie sposb byo jej niczauway.

W dodatku nowa gwiazda w gwiazdozbiorze Byka jasnoci przewy-

szaa co najmniej 23 razy Wenus w najjaniejszej fazie. Przez trzy ty-godnie bya tak jasna, e dostrzegano j nawet w dziennym wietle (jeelitylko wiadomo byo, gdzie jej szuka), a w nocy rzucaa saby cie (tak jakw sprzyjajcych okolicznociach Wenus). Pozostawaa widoczna przez bli-sko dwa lata i jest moliwe, e bya najjaniejsz spord wszystkich no-wych gwiazd, jakie pojawiay si w czasach historycznych z wyjtkiemgwiazdy z 1006 roku.

Sdzono pniej, e t y l k o astronomowie chiscy i japoscy odnoto-wali ten spektakularny i atwo dostrzegalny obiekt na niebie. Wydawaosi, e brak jakichkolwiek doniesie zarwno europejskich, jak i arabskich.

Jak to byo moliwa? W cigu lipca 1054, gdy nowa gwiazda byanajjaniejsza, przed witem musiaa si bardzo rzuca w oczy. By moe

15


17/203

wikszo Europejczykw o tej porze spaa, moe te niebo byo silniezachmurzone. A moe, jeeli gwiazda bya widoczna, garstka, ktra czu-waa i spogldaa na niebo, braa j za Wenus, nie jest te wykluczone, eci, ktrzy pomyleli: ale to nie moe by Wenus, przypomnieli sobieszybko o Arystotelesie i o doskonaoci dziea boego, po czym z zakopo-taniem skierowali wzrok w inn stron.

W ostatnich latach odkryto jednak rkopis arabski, ktry wspominao jasnej, nowej gwiedzie z roku 1054; istnieje take rkopis woski zawie-rajcy podobn wzmiank.

Wielka to dla nas ulga. Ci, ktrzy wzrastali w tradycjach kultury Za-chodu, mogliby odnie wraenie, e skoro brak doniesie z Europy,gwiazda nie moga naprawd istnie. atwiej jest uwierzy, e jacy tamcudzoziemcy z dalekich stron popucili wodze fantazji, ni w to, e Euro-

pejczycy nie potrafili dostrzec czego, co mieli przed samym nosem. Nie-mniej jednak, jak to pniej wyjani, nawet gdyby nie byo adnych do-

niesie z Zachodu, dysponowalibymy niepodwaalnym dowodem na to,e astronomowie chiscy i japoscy mieli cakowit racj.W roku 1181 Chiczycy i Japoczycy odnotowali kolejn naw

gwiazd, tym razem w gwiazdozbiorze Kasjopei. Oznacza to, e nowagwiazda bya dobrze widoczna na caej pkuli pnocnej. Ale bya onazaledwie tak jasna, jak Vega ktra na pnocnym niebie jest druga podwzgldem jasnoci i w Europie jej nie zauwaono.

Przez nastpne cztery wieki nie zaobserwowano nowych gwiazd. Za-nim pojawia si kolejna nowa gwiazda, sytuacja ulega zmianie. Astrono-mowie chiscy i japoscy byli rwnie biegli jak przedtem, ale w Europienastpio Odrodzenie. Od tej pory prym w wiecie wioda wanie naukaeuropejska.

PIERWSZA NOWAW roku 1543 polski astronom Mikoaj Kopernik (14731543) opub-

likowa ksik zawierajc matematyczny opis wyznaczania pozycji pla-net oparty na zaoeniu, e Ziemia wraz z Merkurym, Wenus, Marsem,

Jowiszem i Saturnem porusza si dookoa Soca. (Ksiyc miaby w dal-szym cigu wirowa wok Ziemi.) To zaoenie niezmiernie upraszczaospraw i pozwolio zestawi lepsze tablice planetarne, chocia Kopernikpozostawa wyznawc dawnych teorii, goszcych, e planety poruszaj sipo torach bdcych kombinacj orbit koowych.

Ksika ta, wydana pod koniec ycia Kopernika (legenda gosi, ewieo wydrukowany egzemplarz otrzyma on dopiero na ou mierci),wywoaa zacieke spory. Poza niewielk garstk ludzie nie byli w stanicuwierzy, e ogromna i cika Ziemia pdzi w przestrzeni kosmicznej

16


18/203

z olbrzymi prdkoci, poniewa nie odczuwali adnego ruchu. Upynoco najmniej pidziesit lat, zanim astronomowie zaakceptowali t helio-centryczn teori, cho tymczasem pogld Hipparcha i Ptolemeusza n* to,czym s niebiosa, zosta powanie zachwiany.

Trzy lata po ukazaniu si ksiki Kopernika, w poudniowej prowin-

cji Szwecji, nalecej wwczas do Danii, narodzi si Tycho Brahe(15461601). We wczesnej modoci studiowa prawo, lecz gdy mia14 lat obserwowa zamienie Soca i to skierowao jego zainteresowaniaku astronomii (z rwnym poytkiem dla tej ostatniej i dla niego samego).

Szczcie umiechno si do niego w roku 1572, gdy mia 26 lat i byjeszcze kim zupenie nieznanym w Europie.

A do tego roku Europejczycy, nie wyczajc astronomw, nie wie-dzieli nic o nowych gwiazdach. Istnia wszak tylko mtny przekaz o nowejgwiedzie Hipparcha, ktry atwo byo uzna za zwyk starodawn bajki zlekceway, zwaszcza e Ptolemeusz nic na ten temat nie pisa. Nieli-czne, niejasne wzmianki o nowych gwiazdach zamieszczone w starychkronikach z roku 1006 i 1054 byy do tego stopnia zapomniane, e adenszesnastowieczny astronom nie mg nic o nich wiedzie.

By to lepy zauek. Astronomowie europejscy nic rzecz jasna nie wiedzieli o kronikach pisanych przez Chiczykw, Koreaczykwi Japoczykw.

I wtedy wanie, 11 listopada 1572 roku, Tycho Brahe wychodzc

z laboratorium chemicznego swego wuja, zobaczy gwiazd, ktrej nigdyprzedtem nie widzia. Znajdowaa si w gwiazdozbiorze Kasjopei, wysokona niebie, i wiecia janiej ni jakakolwiek inna gwiazda naleca do tejdobrze znanej konstelacji. Nikt, kto zna map nieba tak dobrze jak Ty-cho, nie mgby jej przeoczy.

Podobnie jak nowa gwiazda z roku 1054, gwiazda z roku 1572 byaznacznie janiejsza ni Wenus w najjaniejszej fazie. aden astronom niemgby wzi jej za Wenus, poniewa znajdowaa si daleko od pasa zo-diakalnego i daleko od miejsc zajmowanych kiedykolwiek przez planety.

Niezwykle podniecony tym, co ujrza, Tycho zatrzymywa wszy-stkich napotkanych przechodniw, proszc kadego, by spojrza na gwia-zd. Mia bowiem nadziej, e ktry z nich bdzie w stanie mu powie-dzie, czy znajdowaa si ona na niebie rwnie ubiegej nocy.

Kady zapytany potwierdza, e widzi gwiazd, a zatem wzrok niemyli Tychona. Nikt jednak nie umia powiedzie, czy bya to nowagwiazda, czy te nie, ani te jeeli bya nowa kiedy si pojawia.Bya to jasna gwiazda, ale ze wszystkich odpowiedzi wynikao, e rwnie

dobrze moga si znajdowa na swym obecnym miejscu od chwili powsta-nia wiata.Ale Tycho by przekonany, e gdy ostatni raz spoglda na niebo, nie

widzia tam niczego podobnego. Poniewa jednak by ostatnio zajty pro

2 Wybuchajce... 17


19/203

wadzeniem eksperymentw chemicznych w laboratorium swego wuja, odjakiego ju czasu nie obserwowa nieba. Nie mgby wic przysic, egwiazdy nie byo na nim w ubieg noc czy nawet w cigu kilku ostatnichnocy. (Rzecz ciekawa, niemiecki astronom Wolfgang Schuler zauwayprawdopodobnie now gwiazd tu przed witem 6 listopada, pi dniwczeniej ni dostrzeg j Tycho.)

Tycho uczyni co, czego nie zrobi dotd aden astronom. Rozpoczcykl conocnych obserwacji. W czasie poprzedniego pobytu w Niemczechskonstruowa kilka znakomitych przyrzdw pomiarowych i teraz posuysi jednym z nich. By to duy sekstans, za pomoc ktrego mierzyw jednostkach ktowych odlego nowej gwiazdy od innych gwiazdw gwiazdozbiorze Kasjopei. Starannie kalibrowa swoje przyrzdy tak,aby poprawia bdy wynike z niedoskonaoci konstrukcji, przyj take

poprawk na uginanie wiata w atmosferze (by pierwszym w wiecie as-tronomem, ktry to uczyni). Prowadzi te dokadne notatki dotyczce

wszystkich przeprowadzanych obserwacji i warunkw, w jakich je wyko-nywa.Nie mia wprawdzie lunety, poniewa musiao upyn jeszcze 36 lat,

nim wynaleziono ten przyrzd, ale uzyska saw najlepszego w historiiastronomii obserwatora z okresu przedlunetowego. W gruncie rzeczy

jego obserwacje nowej gwiazdy wyraniej nawet ni teoria Kopernika wy-znaczay pocztek wspczesnej astronomii. Nowa gwiazda znajdowaa sina tyle blisko Gwiazdy Polarnej, e moga kry wok niej po torze o takmaym promieniu, i nie znikaa nigdy za horyzontem, pozostajc stale na

niebie. Tycho mg wic kadej nocy obserwowa j w dowolnej chwili.Ogarno go te niezmierne zdumienie, gdy odkry, i wieci ona tak jas-no, e mg j dostrzec nawet w dzie.

Tak jasna bya jednak przez stosunkowo krtki czas; kadej nocy sta-waa si bledsza. W grudniu 1572 nie bya ju janiejsza od Jowisza; dolutego 1573 staa si ledwo widoczna, a w marcu 1573 waciwie ju zni-kna. Zanim staa si cakowicie niewidoczna, Tycho obserwowa j przez485 dni. Astronomowie chiscy i koreascy rwnie odnotowali nowgwiazd, ale w przeciwiestwie do Tychona nie wykonali dokadnych po-miarw jej pooenia. Zaczli ju zostawa w tyle za Europejczykami.

Czym bya nowa gwiazda? Zjawiskiem atmosferycznym, jakim bypowinna, jeeli prawdziwy by pogld Arystotelesa o doskonaoci i nie-zmiennoci niebios? Czy jednak zjawisko atmosferyczne mogo przez 485dni pozostawa w tym samym miejscu i to dokadnie w tym samymmiejscu? Precyzyjne pomiary Tychona nie wykryy bowiem w cigu tegookresu dajcej si zmierzy zmiany jego pozycji wzgldem innych gwiazdw gwiazdozbiorze.

Tycho prbowa nawet w bezporedni sposb okreli odlegonowej gwiazdy. Mona to zrobi dokonujc pomiaru paralaksy ciaa

18


20/203

niebieskiego to znaczy rejestrujc, w jaki sposb zmienia si jego po-zorne pooenie wzgldem innych gwiazd, gdy si je obserwuje z rnychmiejsc.

Ksiyc, ktry spord wszystkich cia niebieskich ley najbliej nas,ma ma paralaks, wystarczajco du jednak, by daa si zmierzy bez

lunety. Od czasw Hipparcha wiadomo byo, e odlego Ksiyca odZiemi rwna jest jej trzydziestokrotnej rednicy, wynosi zatem wewspczesnych jednostkach odlegoci okoo 380 000 kilometrw.

Kady obiekt z paralaks mniejsz ni Ksiyc musia by pooonydalej i musia by czci niebios. Nowa gwiazda miaa tak ma paralaks,e mimo wszelkich stara Tychona, nie udao si jej w ogle zmierzy.Nie byo to wic zjawisko atmosferyczne, ale gwiazda, taka sama jak inne.

Tycho, po dugich wahaniach, postanowi napisa ksik na ten te-mat. Uwaa si za szlachcica, a w owych czasach szlachta nie zniaa si

do wyjaniania czego gorzej urodzonym miertelnikom. Tylko wiado-mo doniosoci odkrycia, ktrego dokona, sprawia, e zdecydowa sina ten krok.

Ksika, napisana po acinie, jak nakazywa zwyczaj w wypadku dzienaukowych, ukazaa si w roku 1573. Wydano j w duym formacie, leczbya niezbyt duga, zawieraa bowiem tylko 52 strony. Miaa natomiastdo dugi tytu, ktry w dzisiejszych czasach niemal zawsze przytaczanyjest w wersji skrconej:De Nova Stella (O nowej gwiedzie).

Dzieo to zawierao wiele materiau dotyczcego astrologicznego zna-czenia nowej gwiazdy, poniewa Tycho by zapalonym astrologiem, jakzreszt wikszo astronomw w owych czasach. Pozostawmy jednak naboku astrologi. Tycho opisa jasno nowej gwiazdy, opowiedzia o tym,jak blada z tygodnia na tydzie, poda wyniki pomiarw jej pooenia,a nawet wykona rysunek ssiednich gwiazd, nanoszc na pooenie no-wej gwiazdy tak, aby unaoczni wszystkim dokadnie to, co zobaczy.

Co za najwaniejsze, wyjani, e jej pooenie nigdy si nie zmienia-o i e nie miaa mierzalnej paralaksy. Bya to gwiazda, nowa gwiazda.

W niebiosach najwyraniej zasza zmiana.Ksika wywoaa sensacj, oznaczaa bowiem koniec astronomiigreckiej. Trzeba si byo rozsta z pojciem niezmiennoci i doskonaociniebios. Wprawdzie w roku 1577 pojawia si jasna kometa, ktra prze-suwaa si wzgldem gwiazd, lecz Tycho wykaza, e i ona nic ma para-laksy, z czego wynikao, e nawet komety znajduj si dalej ni Ksiyci pewna cz niebios, nie byy zatem zjawiskami atmosferycznymi.

Z chwil ukazania si ksiki Tycho od razu sta si najsynniejszymastronomem w Europie. Co wicej, sowo nowa(po acinie nova)zacz-

o by uywane jako nazwa dla gwiazdy z roku 1572, a potem dla wszyst-kich nowych gwiazd. Od tamtej pory sowem tym nazywana jest kadanowa gwiazda na niebie.

19


21/203

NASTPNE NOWE

Jedn z konsekwencji odkrycia nowej przez Tychona byo to, eastronomowie, dotychczas koncentrujcy swoj uwag niemal wyczniena obserwacji planet, zaczli powica wicej zainteresowania gwiazdom.

Okazao si, e odkrycie nowej moe przynie saw. Nastpne pokolenieprzekonao si, e zmiany wrd gwiazd staych nie s wcale rzadkoci.

W roku 1596 przyjaciel Tychona, astronom niemiecki David Fabricius (15641617), zauway w gwiazdozbiorze Wieloryba gwiazd, ktrejnie byo tam wczeniej. Bya to gwiazda trzeciej wielkoci, a wic o jas-noci ledwie przecitnej. Ale astronomowie nie chcieli ju pozwoli, by imcokolwiek umkno.

Czy bya to rzeczywicie nowa gwiazda? Odpowied nie nastrczaaadnych trudnoci, wystarczyo kontynuowa obserwacje. Z biegiem cza-su nowa gwiazda przyblada i znikna, a Fabricius uzna, e ma dowodydostateczne, by ogosi, i rzeczywicie odkry now.

Nastpna nowa wie si z osob niemieckiego astronoma Jana Kep-lera (15711630).

Kepler wsppracowa z Tychonem w ostatnim okresie jego ycia.Tycho, ktry spdzi wiele lat, prowadzc dokadne pomiary zmian pozy-cji Marsa wzgldem gwiezdnego ta, mia nadziej, e dziki tym obser-wacjom bdzie w stanie wykaza suszno swej kompromisowej teorii do-

tyczcej orbit planet. Chcia on dowie, e Merkury, Wenus, Mars, Jo-wisz i Saturn obracaj si dookoa Soca, natomiast samo Soce, wraz zotaczajcymi planetami, obraca si dookoa Ziemi.

Gdy Tycho zmar w roku 1601, pozostawi Keplerowi wszystkie wy-niki swych prac w nadziei, e jego wsppracownik uyje ich do udowo-dnienia prawdziwoci Systemu Tychoniaskiego.

Kepler, oczywicie, nie mg tego udowodni. Wykaza natomiastw roku 1609, e Mars nie porusza si dookoa Soca po orbicie koowej(czy te bdcej kombinacj okrgw), jak twierdzi uparcie Platon i jak

sdzili wszyscy nie wyczajc Kopernika zachodni astronomowie.Mars tymczasem porusza si dookoa Soca po orbicie eliptycznej,w jednym z ognisk ktrej ley Soce. Kepler wykaza nastpnie, ewszystkie planety poruszaj si po orbitach eliptycznych.

W ten sposb Kepler opracowa ostatecznie prawdziwy opis UkaduSonecznego. To jego system, a nie Kopernika, odpowiada rzeczywisto-ci. W cigu nastpnych 400 lat astronomowie nie wnieli ju do dzieaKeplera adnych istotnych poprawek. Powstay teorie bardziej oglne,odkryto nowe planety, lecz orbity eliptyczne pozostay nietknite i naj-prawdopodobniej nic tego nie zmieni.

20


22/203

Tymczasem w roku 1604, zanim Kepler w peni rozwin twj system, w gwiazdozbiorze Wownika zajaniaa nowa gwiazda. Bya janiejsza ni nowa Fabriciusa, ale z ca pewnoci nie tak jasna, jak nowaTychona. Nowa z roku 1604 dorwnywaa jasnoci Jowiszowi i zapewneosigna mniej wicej jedn pit jasnoci Wenus w najjaniejszej fazie.

Niemniej jednak byo to zdarzenie o kapitalnym znaczeniu, poniewazaszo na niebie, z ktrego astronomowie nie spuszczali ju oczu. ZarwnoKepler, jak i Fabricius rejestrowali dokadnie pooenie i zmiany, jakiezachodziy w nowej z roku 1604. Zanim znikna, upyn cay rok.

Tak wic w cigu 32 lat, jakie upyny pomidzy rokiem 1572 i 1604,w okresie ycia jednego pokolenia zaobserwowano na niebie 3 nowe,w tym dwie o znacznej jasnoci. Wszystkie trzy byy zjawiskami spektaku-larnymi, cho wcale nie tak rzadkimi, jak mniemali ich obserwatorzy.


23/203

GWIAZDY ZMIENNE2

ZOBACZY NIEWIDZIALNE

Rok 1604, w ktrym pojawia si nowa Keplera, nie zmieni wyobra-enia ludzi o gwiazdach. Niebo w dalszym cigu byo sfer zbudowan zesztywnej substancji, za gwiazdy wieccymi paciorkami na firmamen-cie, do ktrego jak si zdawao byy przymocowane.

Co jaki czas, w niezbadany sposb, na nieboskonie pojawia sijasny bysk nowa. Te nowe, wiecce punkty rozbyskiway niespo-dziewanie, a potem nieodmiennie, stopniowo blady. Im janiej wieciy,tym wicej czasu mijao, zanim zgasy, lecz prdzej czy pniej znikaywszystkie.

Czy nowa, ktra zgasa, istniaa nadal, bya tylko po prostu zbyt cie-mna, by mogo j dojrze ludzkie oko? Czy mogy istnie gwiazdy, ktrenigdy nie byy na tyle jasne, bymy potrafili je dostrzec? Czy mogy gdzieznajdowa si gwiazdy, ktre istniay od pocztku wiata, lecz zawsze byytak ciemne, e nikomu nigdy nie udao si ich zobaczy?

Niemiecki filozof Mikoaj z Kuzy (14011464) uwaa, e otacza nasnieskoczona przestrze, a w niej znajduje si nieskoczona liczba gwiazd,e wszystkie gwiazdy s w rzeczywistoci socami, a wygldaj jak sabowiecce punkty (o ile w ogle s widoczne) wycznie z powodu olbrzy-miej odlegoci od Ziemi, i e dookoa wszystkich gwiazd kr planety,z ktrych przynajmniej cz zamieszkana jest przez istoty rozumne. Sko-ro wic liczba gwiazd jest nieskoczona, czowiek za dostrzega tylko kilkatysicy sporod nich, to olbrzymi wikszo musz stanowi gwiazdyzbyt ciemne, aby mogy by dostrzeone.

Pogldy Mikoaja brzmi bardzo nowoczenie, ale nic wiemy nico tym, w jaki sposb do nich doszed. Nic by zreszt w stanie przekonakogokolwiek o susznoci swych zaskakujcych hipotez, poniewa nie miaadnych dowiadczalnych dowodw na ich poparcie.

Woski filozof Giordano Bruno (15481600) ptora wieku pniejprzej pogldy Mikoaja z Kuzy. Byy to ju jednak czasy Reformacji;w caej Europie ludzie reprezentujcy wadz Kocioa stali si podejrzli-wi i niespokojni, goszenie niecodziennych pogldw zaczo by znacznie

bardziej niebezpieczne. W dodatku Bruno by czowiekiem o stano

22


24/203

wczych pogldach, ktremu sprawiao przyjemno szokowanie i obraanie otoczenia. Zaprowadzio go to na stos.

Rwnie Bruno nic mg poprze swych pogldw dowodami. Pojego mierci nikt ju waciwie nie wierzy w istnienie gwiazd zbyt cie-mnych, by mona je byo dojrze. Zreszt, po co miayby istnie takieniewidzialne gwiazdy? Po c Bg by je tworzy? Sama sugestia, i Bgmgby stworzy co rwnie bezuytecznego, bya dla wielu ludzi blu-nierstwem.

W roku 1609 inny uczony woski, Galileusz, dowiedzia si, e w Nider-landach wynaleziono przyrzd w ksztacie rury zaopatrzonej na obu ko-cach w soczewki, ktry mia t wasno, i obserwowane przeze przed-mioty wydaway si wiksze i blisze. Natychmiast rozpocz wasne eks-perymenty i w krtkim czasie sporzdzi instrument, ktry dzi nazywamylunet. Nastpnie zrobi co nieoczekiwanego i bardzo miaego skie-

rowa j w niebo.Luneta Galileusza bya maa i prymitywna, ale dziki niej czowiekpo raz pierwszy bada niebo uzbrojonym okiem. Luneta zbieraa wicejwiata ni oko i skupiaa je na siatkwce. W rezultacie wszystko wydawa-o si wiksze albo janiejsze bd te i wiksze i janiejsze zarazem. Ksi-yc robi wraenie wikszego i mona byo oglda bardziej szczegowyjego obraz. To samo dotyczyo Soca (oczywicie obserwator musia za-bezpieczy si przed jego olepiajcym blaskiem). Wiksze wydaway site planety i staway si maymi, wietlistymi krkami. Gwiazdy byy takmae, e nawet powikszone, w dalszym cigu pozostaway punktamiwietlnymi, ale punkty te stay si wyraniejsze.

Gdziekolwiek Galileusz kierowa swoj lunet, wszdzie dostrzeganowe, zadziwiajce rzeczy. Na Ksiycu zobaczy gry i kratery, a takepaskie obszary, ktre jak sdzi byy morzami. Zobaczy plamyna Socu. Dostrzeg cztery satelity okrajce Jowisza. Zaobserwowa, eWenus, tak jak Ksiyc, przechodzi przez kolejne fazy. Obraz widzianyw teleskopie pozwala przypuszcza, e planety s prawdopodobnie takimi

samymi wiatami jak Ziemia, a nawet by moe rwnie zmiennymii niedoskonaymi. Nawet Soce ze swymi nowo odkrytymi plamami byonajwidoczniej niedoskonae. Fazy Wenus, zaobserwowane przez Galile-usza, pozostaway natomiast w sprzecznoci z systemem ptolemejskim; zato pasoway do systemu kopernikaskiego.

Dziki lunecie Galileusza kopernikaska koncepcja Ukadu Sone-cznego uzyskaa niezwykle istotne potwierdzenie, co z kolei zwrcio uwa-g Inkwizycji, ktra zmusia woskiego astronoma do wyrzeczenia si po-gldw Kopernika. Zwycistwo to nie na wiele zdao si konserwatywnymkrgom religijnym, poniewa caa spoeczno europejskich naukowcwuznaa wkrtce za prawdziwe zaoenie Kopernika, e Soce znajduje siw rodku ukadu planetarnego, i koncepcj torw eliptycznych Keplera.

23


25/203

Pierwsze odkrycie, jakiego dokona Galileusz, posugujc si sw lu-net, nie miao jednak nic wsplnego z Ukadem Sonecznym. Gdy po razpierwszy popatrzy w niebo, skierowa teleskop w stron Drogi Mleczneji stwierdzi, e nie jest ona po prostu wietlist mg, lecz e tworz jniewiarygodnie olbrzymie mrowia gwiazd, ktrych odrbnoci nie monadostrzec nie uzbrojonym okiem. Gdziekolwiek nie spojrza, luneta nieod-

miennie pokazywaa mu znacznie wicej gwiazd, ni mogo dojrze oko.Stao si jasne, e istnieje ogromna liczba gwiazd, ktre wiec zbytsabo, by dao si je zobaczy goym okiem, a ktre jednak mona do-strzec, gdy s dostatecznie rozjanione dziki uyciu lunety.

Wynikao std, e gdy nowa gwiazda blada i znikaa, by moe wcalew rzeczywistoci nie nika. Moga przecie sta si po prostu zbyt blada,by dao si j obserwowa goym okiem. W gruncie rzeczy nowa moganawet nie by wcale now gwiazd, lecz po prostu gwiazd dotychczaszbyt ciemn, by mona j dostrzec, ktra nagle zacza wieci janiej,staa si widoczna, po czym znowu zblada i znw pogrya si w cie-

mnoci.W roku 1638 astronom holenderski Holwarda z Francher

(16181651) spostrzeg gwiazd w tej samej dokadnie czci nieba, gdzieprzed 42 laty Fabricius zobaczy sw now. Holwarda obserwowa, jakblednie, znika, po czym znw si pojawia. Jak si okazao, w cyklachmniej wicej jedenastomiesicznych na przemian rozjaniaa si i przyga-saa, a przez lunet bya dostrzegalna nawet w swej najciemniejszej fazie.Bya wtedy gwiazd dziewitej wielkoci (zakadajc, e gwiazdy najsabiejwidoczne goym okiem to wielko szsta, i rozszerzajc system Hippar-

cha tak, by obejmowa gwiazdy o najmniejszej dostrzegalnej przez lunetyjasnoci).Gwiazda Fabriciusa w najjaniejszej fazie bya 250 razy. janiejsza ni

w fazie najciemniejszej. Nie bya to nowa w cisym tego sowa znaczeniu,nic bya now gwiazd. Mimo to miaa swj udzia w obaleniu koncep-cji niezmiennoci niebios. Gwiazda zmienna o zmiennej jasnoci przeczyaarystotelesowskiemu twierdzeniu o niezmiennoci w nie mniejszym stop-niu ni nowa.

Gwiazdy o zmiennej jasnoci nazywamy obecnie gwiazdami zmien-nymi, Holwarda zidentyfikowa pierwsz z nich. Niemniej jednak, gwia-zdy zmienne, ktre rozbyskiway niespodziewanie i w nieregularnych od-stpach czasu, wci byy okrelane jako nowe. Gwiazda Fabriciusa, ktraregularnie zapalaa si i gasa, nie bya ju natomiast uwaana za now;uwaano j po prostu za gwiazd zmienn.

W roku 1603 astronom niemiecki Johann Bayer (15721625) opra-cowa system identyfikowania gwiazd, ktry polega na oznaczaniu kadejz nich za pomoc kolejnej litery greckiej i aciskiej nazwy gwiazdozbioru,w jakim si znajdowaa. Gwiedzie Fabriciusa, rejestrujc jej pooenie

24


26/203

w jednym z okresw, gdy bya widoczna, nada imi Omikron Cetl".(Nie zdawa sobie sprawy, e jest to nowa odkryta przez Fabriciusa.)Gdy tylko dostrzeono jej zmienn natur, astronom gdaski Jan Hewe-liusz (1611 1687) nazwa j Mira, co po acinie oznacza cudowna.

Mira moga wydawa si cudowna, poniewa zmienno, gdy ze-

tknito si z ni po raz pierwszy, czynia wraenie dziwnej i niezwykejwasnoci. Trwao to zreszt do krtko. Do koca XVII wieku odkrytojeszcze trzy gwiazdy zmienne. Jedn z nich bya bardzo dobrze znanagwiazda Algol, druga co do jasnoci gwiazda w gwiazdozbiorze Perseusza,std znana rwnie jako Beta Persei.

W roku 1667 woski astronom Geminiano Montanari (16331687)zauway, e Algol zmienia sw jasno. Nie bya to Mira, poniewazmiany jasnoci byy zdecydowanie mniejsze. Jasno Algola zmieniaa siod 2,2 w maksimum do 3,5 w minimum, czyli wieci on w swej najja-

niejszej fazie trzykrotnie janiej ni w najciemniejszej.By moe fakt ten odnotowali ju wczeniej Arabowie. Mityczny bo-

hater Perseusz przedstawiany jest zazwyczaj z gow zabitej przez niegoMeduzy w rku. Gow Meduzy, mitologicznego potwora, ktrego spoj-rzenie zmieniao ludzi w gazy, wyobraaa gwiazda Algol. Nazw t na-dali jej Arabowie, a znaczy ona demon. Czy stao si tak dlatego, egwiazda ta miaa wyobraa Meduz, czy te chodzio o to, e zmieniaasw jasno i w ten sposb sprzeciwiaa si uwiconemu przekonaniu, iniebiosa s niezmienne? A moe i Grecy, cho niechtnie, uwiadamiali

sobie to odstpstwo od reguy i dlatego wanie widzieli w niej Meduz?W roku 1782 siedemnastoletni, guchoniemy Anglik, John Goodricke

(17641786), bada dokadnie gwiazd Algol i odkry, e jasno jejzmienia si niesychanie regularnie. Jeden cykl zmian trwa dokadnie69 godzin. Goodricke przypuszcza, e Algol jest gwiazd podwjn, przyczym jeden z jej skadnikw mia wieci janiej ni drugi. Dwie gwiazdykryy zdaniem modego astronoma wok siebie i co 69 godzingwiazda ciemniejsza przesaniaa sw janiejsz towarzyszk, skutkiemczego wiato gwiazdy Algol na pewien czas przygasao. Okazao si, emia racj. Znamy dzi okoo 200 takich gwiazd zamieniowych.

Algol nie jest wic prawdziw gwiazd zmienn, poniewa kady z jejskadnikw wieci ze sta jasnoci, a zmiany wynikaj std, e jednaz gwiazd okresowo przesania drug.

W roku 1784 Goodricke odkry, e pewna gwiazda w gwiazdozbiorzeCefeusza, oznaczona jako Delta Cephei, jest rwnie gwiazd zmienn.Zmienia si jeszcze sabiej ni Algol, w najjaniejszej fazie jest bowiemtylko dwa razy janiejsza ni w fazie minimalnej jasnoci. Delta Cepheima rwnie bardzo regularny cykl zmian jasnoci, rozjaniajc si i bled-nc co 51/3doby. Jednak sposb, w jaki natenie jej wiata narasta i opa-da, nie daje si wytumaczy za pomoc efektu zamienia. Przygasanie

25


27/203

nastpuje wolniej ni rozjanianie, za gwiazda zamieniowa powinna ga-sn i rozjania si z t sam prdkoci.

W cigu nastpnych dwch wiekw odkryto wiele innych gwiazdzmiennych, ktrych krzywe zmian jasnoci przypominaj krzyw DeltaCephei, cho dugo cyklu moe wynosi od 2 do 45 dni. Nazywa si jecefeidami. Dopiero w latach dwudziestych XX w. astronom angielski Ar-

tur Stanley Eddington (18821944) zdoa wykaza, i przebieg krzy-wych mona wyjani, zakadajc, e gwiazda pulsuje, czyli regularnierozszerza si i kurczy.

Wikszo gwiazd zmiennych naley do takich gwiazd pulsujcych;niektre z nich s dugookresowe, inne krtkookresowe, jedne regularnierozjaniaj si i gasn, inne za nie. Znamy dzi wiele tysicy gwiazd ka-dego z tych gatunkw.

Nowe rwnie zaliczamy do gwiazd zmiennych, poniewa jasno ichzmienia si w czasie. Zasadnicza ich odrbno polega na tym, e zmien-

no ta w wypadku nowych jest znacznie wiksza ni w wypadku innychgwiazd nalecych do grona zmiennych. Nowe zwikszaj sw jasno niedwa lub trzy, ale dziesitki tysicy razy. Gasn potem znacznie dueji radykalniej. A co waniejsze, inne zmienne gwiazdy zmieniaj sicyklicznie i w krtkich odstpach czasu przechodz na przemian przezfaz jasn i ciemn. Nowe za zmieniaj si tylko jeden raz. Jeeli nawetzdarza si im przej ponownie przez faz rozjaniania, dzieje si to wdugich i cakowicie nieprzewidywalnych odstpach czasu.

RUCH I ODLEGO

Od pojawienia si spektakularnych nowych, ktre obserwowali Ty-cho i Kepler, i przeomu w pogldach na natur nieba (jakim byo zrozu-mienie, e podlega ono zmianom) mino sto pidziesit lat, a nie pojawi-o si ani jedno doniesienie o dostrzeeniu kolejnej nowej. Gwiazda odkry-ta przez Fabriciusa, cho on sam uwaa j za now, w rzeczywistoci

jak si okazao jednak ni nie bya.Nie znaczy to, e nie nastpoway eksplozje nowych. Po prostu adna

z nich nic bya na tyle okazaa, by moga zosta zauwaona. Mimo, ewci przybywao obserwatorw, liczba astronomw bya wci zbyt ma-a, by mogli oni, wnikliwie badajc kady fragment nocnego nieba, za-uway pojawienie si niepozornej nowej pord ogromnej liczby zwy-kych gwiazd dostrzegalnych przez nowo wynalezione lunety. Nawet dzi,gdy astronomowie maj do dyspozycji wspaniae mapy nieba oraz zaawan-sowan technik fotograficzn, bywa, e nowa pozostaje pocztkowo nie-zauwaona i rejestruje si j dopiero wtedy, gdy przejdzie przez maksi

26


28/203

mum jasnoci. Zdarza si nawet, e nowe pozostaj cakowicie niezauwaone a do momentu szczegowej analizy wykonanych wczeniej foto-grafii.

Niemniej jednak, w cigu owych 150 lat, ktre nie przyniosy kolej-nych nowych, nastpi do znaczny postp w badaniach gwiazd. Jeszczew sto lat po wynalezieniu lunety mona wci byo ywi przekonanie, eniebo jest sztywn sfer rozcigajc si tu za orbit Saturna (ktregow XVIII wieku, tak samo jak w staroytnoci, uwaano za najbardziejodleg planet), za gwiazdy maymi, przymocowanymi do niej pun-ktami wietlnymi. Luneta przyzna trzeba bya w stanie bardzo tepunkty rozmnoy, lecz na wielkim sklepieniu wystarczao miejsca dlawszystkich.

Angielski astronom Edmond Halley (16561742) by pierwszym,ktry spostrzeg, e pewna kometa wdruje wok Soca po staej orbicie

i pojawia si na niebie w rwnych odstpach czasu. Od tej pory komet tnazywano komet Halleya.W latach pniejszych Halley pracowa nad problemem dokadnego

okrelenia pozycji niektrych gwiazd. W miar ulepszania teleskopwwzrastaa precyzja pomiarw.

Porwnujc swoje wyniki z wynikami wczeniejszych badaczy Halleyspostrzeg ze zdumieniem, e Grecy najwyraniej popenili bdy, okrela-jc pooenia niektrych gwiazd. Gdyby nawet uwzgldni fakt, e Grecynic znali lunety, to i tak bdy te wydaway si stanowczo za due, zwa-

szcza e dotyczyy kilku spord janiejszych gwiazd.Halley uzna, e istnieje tylko jedno wyjanienie. Grecy nie pope-

n i l i b d u to gwiazdy zmieniy swoje pooenie w cigu minionychszesnastu stuleci. W roku 1718 Halley oznajmi, e jasne gwiazdy: Syriusz, Procjon i Arktur od czasw greckich zmieniy swe pozycje na niebiew dostrzegalny sposb, a w niewielkim stopniu nawet od czasu, gdy przedstu pidziesiciu laty Tychon zanotowa ich wsprzdne.

Halley uzna, e gwiazdy bynajmniej nie s przymocowane do nieba,lecz chaotycznie przemierzaj ogromne przestrzenie, niczym pszczoyw ulu. Oglnie rzecz biorc, znajduj si tak daleko, e przebywane przeznic drogi s bardzo niewielkie w porwnaniu z ich odlegociami od Zie-mi. Dlatego jest rzecz niemoliw dostrzeenie ich ruchu, gdy prowadzisi obserwacje w kolejne noce lub nawet lata a do czasw, gdy lunetyzostan ulepszone na tyle, e pozwoli to na rejestrowanie owych bardzoniewielkich zmian pooenia.

Poniewa jednak pozycje gwiazd byy rejestrowane przez wiele stule-ci, z pokolenia na pokolenie, ich zmiany stay si zauwaalne. Dotyczyo

to zwaszcza bliszych gwiazd, a wanie wrd nich (sdzi Halley) musia-y si znajdowa: Syriusz, Procjon i Arktur. Wyjaniao to zarwno ichjasno, jak i dostrzegalny ruch wasny.

27


29/203

Jaka jednak bya odlego do tych gwiazd? Jeli znaoby si ich para-laksy, mona by byo odpowiedzie na to pytanie. Blisza gwiazda powin-na pozornie zmienia sw pozycj wzgldem dalszej, w miar jak Ziemiaokra Soce, przemieszczajc si przy tym z jednej jego strony na drug jest to przesunicie o 300 milionw kilometrw. Jednak ruch pozornynawet najbliszych gwiazd jest bardzo nieznaczny. Lunety z czasw Hal

leya, a zreszt take i modsze o sto lat, nie byy dostatecznie precyzyjne,by umoliwi zmierzenie paralaksy jakiejkolwiek gwiazdy.Dopiero w roku 1838 astronom niemiecki Fryderyk Wilhelm Bessel

(17841846) zdoa zmierzy bardzo ma paralaks gwiazdy zwanej 61Cygni, ktra jest waciwie par krcych wok siebie niezbyt jasnychgwiazd. Jej ruch wasny jest bardzo wyrany i to wanie byo powodem,dla ktrego Bessel si ni zainteresowa. Jak si okazao, ley ona okoo106 bilionw kilometrw od Ziemi. Poniewa wiato przebywa w ciguroku odlego 9,46 biliona kilometrw, wic odlego t nazywamy

rokiem wietlnym. A zatem gwiazda 61 Cygni jest odlega od Ziemio 11,2 lat wietlnych.W tym samym niemal czasie astronom szkocki Tomasz Henderson

(17981844) zmierzy odlego do Alfy Centauri i stwierdzi, e wynosiona 4,3 roku wietlnego. Alfa Centauri dwie okrajce si gwiazdyi trzecia, znajdujca si w znacznej odlegoci od tej pary jest gwiazdnajblisz Ziemi*.

Obecnie w astronomii coraz czciej stosuje si jednostk odlegocizwan parsekiem** ktra wynosi 3,26 roku wietlnego albo 31 bilionw

kilometrw. Alfa Centauri jest wic odlega od nas o 1,3 parseka, a 61Cygni o 3,4 parseka.A zatem wczeniejsze o cztery wieki domysy Mikoaja z Kuzy okaza-

y si nadzwyczaj trafne. Liczba gwiazd nawet jeli skoczona byaolbrzymia. Gwiazdy byy socami znajdujcymi si w ogromnej odlego-ci od Ziemi, rozsianymi na niewyobraalnie olbrzymich przestrzeniach.

Ludzka wizja nieba zmienia si w sposb nieodwracalny. Ze staro-ytnej astronomii nie pozostao waciwie nic.

* Najblisz Ziemi gwiazd jest Soce, natomiast Alfa Centauri jest gwiazd pooo-n najbliej Soca, (przyp. tum.)

** Gwiazda, ktrej paralaksa wynosi jedn sekund uku, znajduje si w odlegoci

jednego parseka od Ziemi, (przyp. tum.)


30/203

WSPCZESNE NOWE

W roku 1838 astronom angielski John Herschel (17921871) badaw Afryce Poudniowej gwiazdy pooone blisko poudniowego biegunanieba gwiazdy te nigdy nie s widoczne z Europy. Herschel odnotowagwiazd pierwszej wielkoci w gwiazdozbiorze Kil Okrtu (Carina). Byaona znana jako Eta Carina. Wczeniejsi astronomowie, ktrzy odbyli pod-r na pkul poudniow, zarejestrowali j jako sab gwiazd zaledwieczwartej wielkoci.

Czyby bya to nowa? Najwidoczniej. Z upywem lat zacza z wolnaprzygasa, lecz w roku 1843 zapalia si znowu i na krtki czas osignawielko 1, prawie dorwnujc jasnoci Syriuszowi. Nastpnie znwprzyblada, a do szstej wielkoci. Nie bya to i nie jest prawdziwa nowa,lecz raczej bardzo nieregularna gwiazda zmienna niezwykego typu, o kt-rym powiemy pniej.

Pierwsza autentyczna nowa, jak odnotowano od czasu wynalezienialunety, zostaa zaobserwowana w roku 1848 w gwiazdozbiorze Wownikaprzez astronoma Johna Russela Hinda (18231895). Znajdowaa si w tejsamej konstelacji, co nowa Keplera, lecz jej pooenie byo wyranie od-mienne; nie by to wic ponowny rozbysk wczeniejszej nowej. Co wicej,ta nowa (pierwsza od czasw Keplera) nie wygldaa efektownie. Nawet

w swej najjaniejszej fazie nie osigna czwartej wielkoci.Do koca wieku zaobserwowano jeszcze trzy czy cztery inne niepo-zorne nowe. Jedn z nich odkry w gwiazdozbiorze Wonicy (std jej na-zwa nowa Wonicy) w roku 1891 duchowny szkocki T.D. Anderson.

By on astronomem amatorem, ktry dokona jednego z tych wieluinteresujcych odkry astronomicznych, jakie przypady w udziale obser-watorom nieprofesjonalnym. Anderson wypatrzy now w gwiazdozbiorzeWonicy pomimo jej sabego blasku pitej wielkoci. By rozpozna nowgwiazd o tak maej jasnoci, Anderson musia pamita dokadne pooe-

nia waciwie wszystkich widzialnych gwiazd na niebie.Z pocztkiem XX wieku upyno ju niemal 300 lat od zaobserwo-wania ostatniej nowej pierwszej wielkoci, jeeli pominiemy niejasnyprzypadek gwiazdy Eta Carina.

Lecz noc 21 lutego 1901 T.D. Anderson wracajc do domu odkrysw d r u g now. Tym razem wiecia ona w gwiazdozbiorze Perseusza(Perseus), zostaa wic nazwana now Perseusza. Nie tracc ani chwili,Anderson powiadomi o swym odkryciu obserwatorium w Greenwichi fachowcy natychmiast skierowali w t stron teleskopy. Jakim cudem

Anderson dostrzeg j wczenie, gdy wci jeszcze stawaa si coraz ja-niejsza. Dwa dni pniej nowa Perseusza osigna szczytow jasno, 0,2,czyli jasno Wegi.

29


31/203

Bya to ju era fotografii, astronomowie uzyskali wic ogromn prze-wag techniczn nad poprzednikami. Czy ta cz nieba, gdzie wiecianowa Perseusza, bya fotografowana przed jej pojawieniem si?

Owszem, bya. Wanie ta cz nieba zostaa sfotografowana w Ob-serwatorium Harvardzkim zaledwie na dwa dni przed nowym odkryciem

Andersona. Dokadnie w tym miejscu, gdzie wiecia nowa Perseusza, nafotografii z Harvard widniaa bardzo blada gwiazda trzynastej wielkoci,ktra miaa zaledwie 1/630 jasnoci potrzebnej na to, by mona j byodostrzec bystrym, lecz nie uzbrojonym okiem.

W cigu czterech dni nowa Perseusza zwikszya sw jasno o trzy-nacie wielkoci, czyli 160 tysicy razy. Niemal natychmiast zacza bled-nc w nieregularnym tempie i po kilku miesicach znowu staa si nie-widzialna dla nie uzbrojonego oka. W kocu powrcia do trzynastej wiel-koci.

W siedem miesicy po wybuchu nowej Perseusza uyteczno foto-grafii zostaa dowiedziona w jeszcze inny sposb. Oko obserwatora, nawetspogldajcego przez teleskop, odbierao gwiazd po prostu jako gwiazd.Tymczasem, gdy w ognisku teleskopu znalaza si zamiast oka klisza foto-graficzna i wykonane zostay zdjcia o dugim czasie nawietlania, powik-szona w ten sposb ilo zarejestrowanego wiata pozwolia ujawni wo-k nowej Perseusza niewyran, wietlist otoczk, ktra z upywem ty-godni i miesicy zwikszaa swoje rozmiary. Byo to po prostu wiato

wypromieniowane w czasie najjaniejszej fazy, ktre rozchodzio si wewszystkich kierunkach z prdkoci 300 000 km/sek, owietlajc chmurpyu i gazu wok gwiazdy. Pitnacie lat pniej, w roku 1916, moliwastaa si rwnie obserwacja bladego piercienia utworzonego z gstegogazu, otaczajcego gwiazd, przy czym jak mona byo przypuszcza gaz wyrzucony zosta w fazie rozbysku gwiazdy, a nastpnie rozcho-dzi si we wszystkie strony, cho znacznie wolniej ni wiato.

Wynikao std, e gwiazda doznaa gigantycznej eksplozji, ktra spo-wodowaa rozbysk wietlny i wyrzucenie gazu. Byo to oczywiste, acz-

kolwiek astronomowie nic jeszcze wwczas nie wiedzieli o procesach za-chodzcych we wntrzu gwiazd ani te nie znali mechanizmu, ktrymgby doprowadzi do ich wybuchu. Mogli natomiast nada nazw te-mu zjawisku i w ten sposb nowa Perseusza staa si przykadem zmien-nej wybuchowej. By moe wszystkie nowe byy po prostu zmiennymiwybuchowymi, a zatem to wyraziste i cise okrelenie powinno zastpinazw nowa. Jednake wszelkie prby przeprowadzenia takiej zmianynie miayby sensu; termin nowa zakorzeni si w ludzkich umysach odczasu, gdy Tycho uy go po raz pierwszy, i wszystko wskazuje na to, enic si w tej mierze nie zmieni.

30


32/203

8 czerwca 1918 roku w gwiazdozbiorze Orla wielu rnych obserwa-torw dostrzego, niezalenie, jeszcze janiejsz now. W dniu tym byaona gwiazd pierwszej wielkoci, a dwa dni pniej osigna maksimumrozbysku, wiecc z jasnoci rwn 1,1, czyli niemal dorwnywaa Sy-riuszowi.

Nowa Ora pojawia si w okresie I Wojny wiatowej i w wiekachwczeniejszych zostaaby zapewne uznana w podobnej sytuacji za omen.Nawet w dwudziestym wieku niektrzy dostrzegali w niej zapowied wy-darze o wielkiej doniosoci. Wojna zbliaa si do koca. Wiosn 1918roku Niemcy podjli ryzykown prb rozstrzygnicia jej na swoj ko-rzy, rozpoczynajc wielk ofensyw we Francji. Rzucili do walki wszy-stkie swoje rezerwy i pocztkowo odnosili druzgocce sukcesy, lecz nieudao im si osign ostatecznie zwycistwa. Z pocztkiem czerwca na-tarcie niemieckie stracio cay swj impet, natomiast wojska francuskiei brytyjskie otrzymay wsparcie wci zwikszajcych swoj liczebnooddziaw amerykaskich. Stao si jasne, e Niemcy doszy ju do kresuswych moliwoci, i rzeczywicie, po upywie piciu miesicy skapitulowa-y. Nowa Ora zostaa przez alianckich onierzy nazwana gwiazd zwy-cistwa.

I tym razem fotografie Obserwatorium Harvardzkiego wykazay, eprzed wybuchem bya to blada gwiazda o jasnoci mieszczcej si pomi-dzy dziesit i jedenast wielkoci. W cigu piciu dni zwikszya sw

jasno pidziesit tysicy razy, lecz jak mona byo oczekiwa gasa szybko. We wrzeniu z trudem dawao si j dostrzec goym okiem.Po omiu miesicach bya widoczna tylko przez teleskop.

Nowa Ora jest najjaniejsz now, jaka pojawia si od roku 1604.Nic janiejszego w ogle nie pojawio si od tej pory na niebie. Ale jasnonie jest jedyn interesujc cech nowych.

Narastao przekonanie, e nowe wywodz si z bladych, zupeniezwyczajnych gwiazd. Obserwujc gwiazdy, ktre pniej stay si nowy-mi, odnosio si wraenie, e te prenowe nie zawieraj nic godnego uwagi.

Z drugiej jednak strony mona ju byo rozszerzy badania poza zwykeobserwacje.Pod koniec dziewitnastego wieku astronomowie otrzymali spektro-

skop urzdzenie, ktre rozszczepia wiato na falc skadowe. Uzyskanow ten sposb widmo wiata biaego wszystkie barwy tczy; czerwon,pomaraczow, t, zielon, niebiesk i fioletow (uszeregowane wedugmalejcej dugoci fali). Na podstawie rozmieszczenia linii widmowychoraz pooenia i rodzaju fal o okrelonych dugociach, nie wystpujcychw danym widmie, ktrym odpowiaday czarne linie w widmie, oraz na

podstawie rozmieszczenia tych linii astronomowie mogli stwierdzi, czygwiazda porusza si w nasz stron, czy te oddala si od nas, czy jestgorca, czy chodna, jaki jest jej skad chemiczny itd.

31


33/203

Jak zatem wygldaj widma prenowych?Niestety, bardzo trudno jest otrzyma widmo sabo wieccej gwia-

zdy, a takich gwiazd jest wiele. Zarejestrowanie widm wszystkich gwiazdna niebie, nawet gdyby uciec si do pomocy komputerw, byoby ogro-mnym, niezwykle pracochonnym przedsiwziciem. I rzeczywicie, zba-dano widma tylko niewielu spord nich. Gdy nowa Ora zacza budzicoraz wiksze zainteresowanie astronomw, okazao si, e badano widmotej gwiazdy przed wybuchem. Nowa Ora jest do dzi jedyn now,ktrej widmo zbadano, zanim rozbysa.

Z widma nowej Ora w stadium prenowej nie dao si odczyta ni-czego niezwykego z wyjtkiem tego, e jest to raczej gorca gwiazda,o temperaturze powierzchniowej okoo 12 000C (temperatura powierzch-niowa Soca wynosi 6 000C). Wydawao si to wiarygodne, poniewanawet bez znajomoci zachodzcych wewntrz gwiazdy procesw, prowa-dzcych do jej eksplozji, mona byo przypuszcza, e prawdopodobie-stwo wybuchu gwiazdy gorcej jest znacznie wiksze ni prawdopodo-biestwo wybuchu gwiazdy chodnej.

W grudniu 1934 roku w gwiazdozbiorze Herkulesa pojawia si no-wa, ktr zarejestrowano jako now Herkulesa. Bya ona pocztkowo sabozmienn gwiazd, oscylujc pomidzy dwunast i pitnast wielkoci.Przebadane pniej fotografie wykazay, e w dniu 12 grudnia, gdy zacz-a si rozjania, wci jeszcze bya zbyt saba na to, by dao si j dostrzecnie uzbrojonym okiem. Jednak w dniu 13 grudnia staa si ju gwiazdtrzeciej wielkoci i zostaa dostrzeona przez pewnego astronomaamatoraw Anglii.

Jak na now rozjaniaa si do wolno, ale do 22 grudnia osignasw szczytow jasno, wynoszc 1,4. Potem zacza w sposb nieregu-larny przygasa blada, a nastpnie odzyskiwaa czciowo sw jasno.Okoo 1 kwietnia bya ju ledwo widoczna goym okiem, nastpnie zaczagwatownie blednc, a w pocztkach maja bya ju tak jak przed wybu-chem gwiazd trzynastej wielkoci.

W tej sytuacji astronomowie zmienili przedmiot swego zainteresowa-nia, podejmujc badania innych gwiazd, i wydawao si to uzasadnione.

Tymczasem jednak nowa Herkulesa zacza rozjania si na nowo.W pocztkach czerwca osigna dziewit wielko. Nastpnie, a dowrzenia, do wolno zwikszaa sw jasno, osigajc wielko 6,7, a za-tem mona j byo prawie dostrzec nie uzbrojonym okiem. Potem znwzacza blednc, tym razem bardzo powoli, i dopiero w roku 1949, pit-nacie lat po swym pierwszym pojawieniu si, powrcia po raz drugi dotrzynastej wielkoci.

Stao si oczywiste, e faszywe jest przekonanie, jakoby nowe mogyzwiksza swoj jasno tylko raz. Znane s obecnie tak zwane nowe pow-

rotne. W roku 1866 nowa w gwiazdozbiorze Korona Pnocna osigna

32


34/203

maksimum jasnoci, stajc si gwiazd drugiej wielkoci, po czym wszy-stko powtrzyo si w roku 1946. Istniej nowe, ktre osigay maksimumtrzy, a nawet cztery razy. Moliwe, e tak now powrotn jest Eta Cari-na, ktra zreszt jak si wkrtce przekonamy ma take jeszcze bar-dziej interesujce wasnoci.

Ostatni jasn now, jaka si pojawia, jest nowa abdzia, dostrze-ona w gwiazdozbiorze abdzia (Cygnus) 22 sierpnia 1975 roku. Nowaabdzia rozjaniaa si w niezwykym tempie, osigajc drug wielko,co oznaczao wzrost o by moe nawet dziewitnacie wielkoci.W cigu jednego dnia zwikszya sw jasno trzydzieci milionw razy,lecz pniej rwnie szybko gasa i po trzech tygodniach znikna. Jak sizdaje, im wiksza jest jasno gwiazdy i im szybciej zostanie ona osigni-ta, tym szybsze i gwatowniejsze jest jej ganicie, aczkolwiek zawsze

przebiega ono znacznie wolniej ni uprzednie zwikszanie jasnoci.

JAK JASNE I JAK POWSZECHNES NOWE?

Ile wiata naprawd promieniuj nowe? Mwimy w tej ksiceo nowych, ktre osigaj takie albo inne wielkoci, s rwnie jasne jak

Syriusz lub janiejsze ni Wenus, lecz to jeszcze nie wszystko. Jedna nowamoe wydawa si nam janiejsza od drugiej, poniewa rzeczywicie jestjaniejsza (emituje wicej wiata) albo te dlatego, e znajduje si bliejnas ni ta, z ktr j porwnujemy.

Dysponujemy obecnie rnymi sposobami szacowania odlegoci dzie-lcych nas od gwiazd. Znajc jasno gwiazdy znajdujcej si w okrelonejodlegoci od nas, nietrudno obliczy, jaka byaby ona w wypadku innejodlegoci. Malaaby pozornie wraz ze wzrostem odlegoci, a rosa wraz

z jej zmniejszaniem si, zgodnie z prost zalenoci: jasno jest odwrot-nie proporcjonalna do kwadratu odlegoci.Tak wic Soce jest zdecydowanie najjaniejsz gwiazd na niebie.

Jego wielko wynosi 26,91 (dla porwnania jasno Syriusza, drugiejgwiazdy na licie najjaniejszych, wynosi 1,42). Soce jest wic o 25,49wielkoci janiejsze od Syriusza, przy czym kada wielko oznacza zwik-szenie jasnoci 2,512 razy. Wynika std, e Soce wieci na niebie pit-nacie miliardw razy janiej ni Syriusz.

Soce jest te jednak gwiazd pooon niezwykle blisko nas. Jest

ono oddalone od Ziemi o zaledwie 150 milionw kilometrw, czylio 0,000005 parseka. Syriusz z kolei znajduje si w odlegoci 2,56 parseka,czyli 530 tysicy razy dalej ni Soce.

3Wybuchajce... 33


35/203

Przypumy teraz, e obserwujemy Syriusza i Soce z tej samej od-legoci (astronomowie przyjmuj standardowo odlego 10 parsekw).

Gdybymy umiecili Soce w odlegoci 10 parsekw, znalazoby siono wtedy 2 miliony razy dalej od nas ni obecnie. Jego jasnozmniejszyaby si odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odlegoci,2 000 000 x 2 000 000, czyli 4 000 000 000 000 razy. Gdybymy teraz

chcieli okreli jego wielko (zmiana wielkoci o jeden odpowiada zmia-nie jasnoci 2,512 razy) stwierdzilibymy, e jasno Soca zmniejszonacztery biliardy (cztery tysice bilionw) razy wyniosaby 4,69. Z odlego-ci 10 parsekw Soce miaoby zatem wielko 4,69. Jest to tak zwanawielko absolutna. Soce byoby gwiazd pitej wielkoci, a wic ra-czej niepozornym czonkiem spoecznoci niebios.

Co do Syriusza, ktry jest oddalony o 2,65 parseka, jego odlego odnas zwikszyaby si przy tej operacji jedynie 3,75 razy. Jego jasno zma-laaby, lecz raczej nieznacznie, i z odlegoci 10 parsekw wielko abso-

lutna Syriusza wyniosaby 1,3. Byby on wci jeszcze gwiazd pierwszejwielkoci, cho moe nie najjaniejsz.

Gdy mwimy o jasnoci, mwimy o jasnoci obserwowanej, czylio tzw. wielkoci gwiazdy widzianej na niebie. Jelibymy chcieli porwnaobrazy dwch gwiazd, jakie otrzymalibymy, gdyby gwiazdy te znajdowa-y si w takiej samej odlegoci od nas, czyli mwic inaczej ichabsolutne wielkoci, mwilibymy o jasnoci absolutnej.

Porwnanie jasnoci obserwowanej dwch obiektw zaley czciowood odlegoci; zapalona zapaka trzymana w doni jest janiejsza od Syriu-sza. Natomiast porwnanie jasnoci absolutnej dwch obiektw przynosiwaciw informacj; mwi nam, ktry obiekt rzeczywicie emituje wicejwiata, i o ile.

Przy zaoeniu, e odlegoci obu gwiazd s rwne, Syriusz jest ja-niejszy o 3,4 wielkoci. Oznacza to, e jest on 23 razy janiejszy odSoca.

A gdzie znajduj si na tej skali nowe? Nie zawsze daje si atwookreli odlego poszczeglnych nowych, poniewa s one czsto poo-one bardzo, bardzo daleko od nas. Z informacji uzyskanych dziki zba-daniu duej ich liczby wynika jednak, e przecitna wielko absolutna

prenowej wynosi okoo 3, czyli, e s one pocztkowo okoo 5 razy janiej-sze od Soca. Gdy osigaj maksimum jasnoci, przecitna wielko abso-lutna wynosi 8, czyli nowa, w swej najjaniejszej fazie, osiga zwykle

jasno 150 000 razy wiksz ni jasno Soca.Niektrzy astronomowie rozrniaj dwa rodzaje nowych: szybkie

i powolne.Szybkie nowe, w cigu zaledwie kilku dni powikszaj sw jasno

100 000 i wicej razy. Szczytowa jasno utrzymuje si przez mniej wicejtydzie, po czym gwiazda systematycznie i niezbyt szybko ganie. Powol

34


36/203

na nowa zwiksza sw jasno nie tak szybko, nieregularnie i w mniejszymstopniu. Ganie za jeszcze wolniej i bardziej nieregularnie ni szybkanowa.

Przykadami szybkich nowych s nowa Perseusza i nowa abdzia,a nowych powolnych nowa Wonicy, nowa Herkulesa. Nowe powrot-ne, a przynajmniej te, ktre rozbyskuj co kilkadziesit lat, charakteryzu-j si mniejszym wzrostem jasnoci ni zwyke nowe, wliczajc w to nawetnowe powolne.

Jak czsto pojawiaj si nowe?Przed rokiem 1900 obserwowano je nader rzadko, obecnie spotyka si

je znacznie czciej. Dzieje si tak nie z tego powodu, i wzrosa liczbanowych, lecz po prostu dlatego, e obserwuje je wicej ludzi i astronomo-wie dysponuj lepszymi technikami wykrywania ich. Zreszt te, ktre wi-dzimy, to bynajmniej nie wszystkie, ktre istniej.

Aby zrozumie, czemu tak si dzieje, zacznijmy od postawienia sobiepytania o liczb istniejcych gwiazd. Nie uzbrojonym okiem mona do-strzec okoo szeciu tysicy, lecz za pomoc teleskopu wiele milionwwicej.

Czy jak utrzymywa Mikoaj z Kuzy liczba ich jest niesko-czona?

Przeciw istnieniu nieskoczonej liczby przemawia istnienie DrogiMlecznej naszej Galaktyki ogromnej wstgi wietlnej otaczajcejniebo, ktra obserwowana przez teleskop okazuje si olbrzymim zbiorowi-skiem bardzo bladych gwiazd.

Cakowita masa Galaktyki rwna jest mniej wicej stu miliardom masSoca. Co prawda, gwiazdy naszej Galaktyki s przewanie znaczniemniejsze i lejsze od Soca, moe w niej istnie zatem nawet 250 miliar-dw gwiazd.

Astronomowie oceniaj, e w caej Galaktyce pojawia si przecitnie25 nowych w cigu roku. Jeeli porwnamy to z cakowit liczb gwiazdw Galaktyce, okae si, e w cigu roku tylko jedna na 10 miliardwprzechodzi w now.

Fakt, e w Galaktyce moe w cigu roku pojawi si 25 nowych, nieoznacza, e zaobserwujemy ich tyle, nawet gdybymy ledzili niebo z ma-ksymaln uwag. Oboki pyu, ktre zasaniaj rodek Galaktyki, sprawia-

j, e nie moemy dostrzec adnych nowych wybuchajcych w jej cen-trum (gdzie znajduje si najwicej gwiazd) oraz w jej przeciwlegej czci.

Z tego wanie powodu, w najlepszym wypadku, mamy szanse zaob-serwowa dwie lub trzy nowe w cigu roku.


37/203

Rys. 1. Nowa, ktr zaobserwowano w gwiazdozbiorze Malarza w 1925 r.; przed wybuchem(zdjcie grne), w maksimum jasnoci (zdjcie rodkowe) i po maksimum jasnoci (zdjcie

dolne)


38/203

GWIAZDY DUE I MAE

ENERGIA SONECZNA

Gdy mylimy o nowej, ktra na przestrzeni kilku dni zwiksza swojjasno sto tysicy razy, musimy mie wiadomo, e wysya ona w prze-strze ogromne iloci energii. Przecitna nowa w okresie swej maksymal-

nej jasnoci emituje w cigu jednego dnia tyle energii, ile Soce w cigup roku.

Co jest rdem tej energii?Zanim odpowiemy na to pytanie, powinnimy najpierw zastanowi

si, skd Soce czerpie swoj energi. Soce wieci ju od 4,6 miliardalat, z t sam mniej wicej intensywnoci. W tym okresie wypromieniowao niewyobraalne iloci energii, a jednak nadal wieci i bdzie wieci,w ten sam sposb jak dotychczas, jeszcze przez 5 czy 6 miliardw lat.

Skd bierze si owa energia?A do poowy XIX wieku nikt nie zawraca sobie zbytnio gowy tym

pytaniem. W Staroytnoci i redniowieczu sdzono, e Soce zbudowa-ne jest ze specjalnego, niebiaskiego tworzywa, ktrego waciwoci jestwysyanie wiata. Nie mogoby ono przesta wieci, tak jak rzeczy ziem-skie nie mog nie ulega zniszczeniu z upywem czasu. Nie uwaanozreszt, e Soce jest bardzo stare. Sdzono, e wieci ono na niebie odnajwyej kilku tysicy lat.

Nadszed wiek dziewitnasty. Mijay lata i naukowcy zaczli powoliuwiadamia sobie istnienie problemu. Nie wierzyli ju, e ciaa niebieskierni si zasadniczo od ziemskich pod wzgldem skadu chemicznego.Zaczli te zdawa sobie spraw z faktu, e wiek Soca liczy si nie w ty-sicach, ale w milionach lat. Rwnoczenie coraz wnikliwiej badali wa-snoci energii.

W roku 1847 fizyk niemiecki Hermann L. F. von Helmholtz(1821 1894) po dugotrwaych badaniach procesw, w trakcie ktrychzachodziy zmiany postaci energii, sformuowa prawo zachowania energii.Prawo to stwierdza, e energii nie mona stworzy ani zniszczy, mona

jedynie zmieni jej posta. Do podobnych wnioskw doszli w latach czter

3

37


39/203

dziestych XIX wieku inni naukowcy, lecz Helmholtz by tym, ktryprzedstawi najbardziej przekonywajce argumenty, i dlatego jemu wa-nie przypisuje si zasug sformuowania tego prawa.

Co wicej, to wanie Helmholtz by pierwszym naukowcem, ktryzainteresowa si autentycznie problemem energii sonecznej. Soce niemogo czerpa swej energii znikd; nie mogo stwarza jej z niczego. Skd

wic pochodzia energia Soca?Helmholtz bra pod uwag rozmaite, dobrze znane rda energii.

Czy w gr mogo wchodzi zwyke spalanie? Czy energia Soca mogapochodzi z nieustannego napywu materii w postaci meteorw? Z pier-wszych prb oblicze wynikao, e albo iloci otrzymanej energii byybyniedostateczne, albo musiaaby ulec zmianie masa Soca, co powinnodoprowadzi do atwo mierzalnych skutkw, a nie doprowadzio.

Wreszcie w roku 1854 Helmholtz uzna, e jedynym rdem energii,ktre mogoby zasila Soce nie powodujc przy tym zmian o destru-kcyjnym charakterze, jest kurczenie si gwiazdy. Ogromne iloci materiizapadaj si powoli ku rodkowi, a energia wyzwalana podczas tego proce-su przeksztaca si w promieniowanie zapewniajce Socu napd nawiele tysicleci.

Nie byo to wyjanienie w peni zadowalajce, gdyby bowiem Socekurczyo si przez kilkadziesit milionw lat, musiaoby mie pocztkowotak due rozmiary, e rozcigaoby si poza orbit Ziemi. A zatem Ziemiamogaby powsta dopiero po znacznym zmniejszeniu rozmiarw Soca,wobec czego nie mogaby liczy sobie wicej ni kilkadziesitmilionw lat.

Pod koniec XIX wieku zarwno geolodzy, jak i biologowie zaczlicoraz powszechniej skania si ku przekonaniu, e Ziemia, a zatemi Soce, s znacznie starsze, ni przyjmowano dotychczas. Wiek Ziemioceniano obecnie na co najmniej setki milionw, a nawet miliard lat lubwicej. Soce nie mogo by modsze, za zapadanie si substancji, z kt-rej jest zbudowane, nic byoby w stanie dostarcza energii a tak dugo.Skd si wic braa?

W ostatnich latach stulecia ludzko cakiem nieoczekiwanie dowie-

dziaa si o istnieniu nowego rda energii. W roku 1896 fizyk francuskiAntoine Henry Becquerel (18521908) odkry promieniotwrczo.Stwierdzi on, e atomy uranu bardzo powoli, lecz systematycznie, rozpa-daj si na inne, mniejsze atomy.

W roku 1901 inny fizyk francuski, Piotr Curie (18591906), wyka-za, e procesowi rozpadu promieniotwrczego towarzyszy wydzielaniepewnych iloci ciepa. Byy to iloci bardzo niewielkie, skoro jednakprzemiany radioaktywne mogy zachodzi na przestrzeni miliardw lat, tozwaywszy na ilo wszystkich substancji promieniotwrczych znajduj

38


40/203

cych si we wntrzu Ziemi, cakowita ilo wytworzonego ciepa byabyniewyobraalnie wielka. Stao si jasne, e odkryto nowe, bardzo wydajnerdo energii.

W roku 1906 pochodzcy z Nowej Zelandii fizyk Ernest Rutherford(18711937) wykaza, e atom nie jest po prostu malek kulk (jak do-tychczas sdzono), lecz skada si z jeszcze mniejszych czstek elemen-

tarnych, gwnie (jak obecnie wiadomo) z protonw, neutronw i elek-tronw. Protony i neutrony, obdarzone stosunkowo du jak na takiemalekie czstki mas, znajduj si w podobnie malekim jdrzew samym rodku atomu. Dookoa jdra kr lekkie elektrony. To wa-nie jdro podlegao zmianom, wysyajc energi podczas rozpadu, i dlate-go z czasem zaczto mwi o energii jdrowej.

Czy mona by przyj zatem, e Soce wieci dziki energii jdro-wej?

Jedynym rdem energii jdrowej znanym na pocztku XX wieku

by rozpad pierwiastkw promieniotwrczych, takich, jak uran i tor. CzySoce mogo by olbrzymi kul uranu i toru?Nie, nie mogo. W pierwszych latach XX wieku poznano skad che-

miczny Soca dziki uyciu spektroskopu. O przyrzdzie tym i bada-niach widma wspomniano ju w rozdziale poprzednim. Powimy imjeszcze raz chwil uwagi.

wiato soneczne, przechodzc przez szklany pryzmat, ulega roz-szczepieniu, dajc wszystkie barwy tczy, ktre fizycy nazywaj widmemwiata biaego. Po raz pierwszy dowiadczenie takie wykona w roku 1666

fizyk angielski Isaac Newton (16421727). Dzieje si tak dlatego, ewiato biae jest mieszanin fal o rnych dugociach, za przy przejciuprzez szklany pryzmat kady promie wietlny ulega ugiciu w stopniuzalenym od dugoci fali. Im krtsza fala, tym silniejsze ugicie. Widmowiata biaego zawiera wic wszystkie fale wietlne uoone kolejno; odnajkrtszych na jednym kocu do najduszych na drugim.

W roku 1814 optyk niemiecki Jzef Fraunhofer (17871826) wyka-za, e w widmie Soca wystpuj liczne ciemne linie. Jak ju dzi wie-my, istniej one dlatego, e atmosfera soneczna pochania niektre du-goci fal przechodzcego przez ni wiata. wiato soneczne, ktre docie-ra do Ziemi, pozbawione jest fal o tej dugoci, za luki uwidaczniaj sijako ciemne linie w widmie.

W roku 1859 fizyk niemiecki Gustaw Robert Kirchhoff (18241887)wykaza, e atomy poszczeglnych pierwiastkw pochaniaj (lub, poogrzaniu, emituj) fale wietlne o pewnej dugoci, charakterystycznej wy-cznie dla tych pierwiastkw. Umoliwiao to stwierdzenie obecnoci po-szczeglnych pierwiastkw w badanej substancji dziki identyfikacji fal

emitowanych lub pochanianych przez ni.W roku 1861 fizyk szwedzki Anders Jonas Angstrm (18141874)

39


41/203

stwierdzi, e pewne ciemne prki w widmie sonecznym s charaktery-styczne dla wodoru, ktrego atomy maj najprostsz budow. Wtedy to

po raz pierwszy zidentyfikowano, cho tylko czciowo, skad chemicznyciaa niebieskiego i okazao si, e jest ono zbudowane z tworzywa wyst-pujcego na Ziemi. Faszywo domniemania Arystotelesa, i ciaa niebie-skie zbudowane s z im tylko waciwego materiau, zostaa ostatecznieudowodniona.

W latach nastpnych coraz dokadniej badano widmo soneczne i od-naleziono w nim lady innych pierwiastkw wszystkie wystpowaytake na Ziemi. Okrelono nawet ich proporcje. Mona wic byo stwier-dzi z ca pewnoci, e Soce nie jest kul zbudowan z uranu i toru.Pierwiastki te wystpuj w nim jedynie w ladowych ilociach, a ilodostarczanej przez nie energii jest po prostu znikoma w porwnaniuz iloci energii emitowanej bez przerwy przez Soce.

Czy oznacza to, e energia jdrowa nie moe by rdem energiiSoca?

Bynajmniej. W roku 1915 chemik amerykaski William Draper Harkins (18731951) przedstawi teoretyczne przesanki hipotezy goszcej,i obok zwykej promieniotwrczoci istnieje wiele innych rodzajw prze-mian jdrowych, ktre mog stanowi rdo energii. Podkreli zwa-szcza, e szczeglnie wielkie iloci energii wydzielaj si podczas przejciaczterech jder wodoru w jdro helu i sugerowa, e synteza termojdro-wa, lub termosyntcza, jak dzi nazywamy t reakcj, jest rdem ener-gii sonecznej.

Problem polega na tym, e o ile rozpad promieniotwrczy nastpuje

samorzutnie, mgby wic z powodzeniem stanowi rdo energii Soca,gdyby tylko zawierao ono dostateczne iloci uranu, o tyle zapocztkowa-nie syntezy termojdrowej wymaga olbrzymich temperatur, takich, jakichnie jest w stanie wytworzy nawet rozarzona powierzchnia Soca.

W latach dwudziestych naszego stulecia A.S. Eddington zastanawiasi, dlaczego Soce nie kurczy si i nie zapada pod wpywem swej wa-snej, ogromnej siy grawitacyjnej. Jedynym czynnikiem, ktry mgbyprzeciwdziaa tej sile, jest ciepo. Eddington obliczy, jaka temperaturamusi panowa wewntrz gwiazdy, aby rozmiary jej zostay zachowane.

Oczywicie musiaa by ona rzdu milionw stopni; obecnie przyjmujesi, e powinna ona wynosi 15 milionw stopni Celsjusza.Co wicej, w roku 1929 astronom amerykaski Henry Norris Russel

(18771957) ustali skad chemiczny Soca z niespotykan przedtemdokadnoci. Wykonana przeze analiza widma sonecznego wykazywaa,e, w przyblieniu, 75% masy Soca stanowi wodr, za pozostae 25% hel. Pierwiastki te skadaj si z atomw o najprostszej budowie. Wyst-pujce w materii sonecznej atomy bardziej zoonych pierwiastkw nieprzekraczaj w sumie 1% masy Soca.


42/203

Skoro Soce stanowi w zasadzie kul zbudowan z wodoru i helu,synteza termojdrowa jest waciwie jedyn reakcj jdrow, ktra moe

by rdem energii niezbdnej dla podtrzymywania promieniowania sonecznego. Poza tym, jeli nie powierzchnia, to wntrze Soca jest rdem temperatury dostatecznie wysokiej, by umoliwi t reakcj.

W roku 1938 fizyk niemiecki Hans Albrecht Bethe (ur. 1906), uwzgl-dniwszy skad i temperatur wntrza Soca, zaproponowa przekonywa-jcy mechanizm zachodzcych tam reakcji. W cigu nastpnych lat opisw zosta ucilony, lecz istota rzeczy polega na tym, e energia pochodziz poczenia czterech jder wodoru w jdro helu, jak to wier wiekuwczeniej proponowa Harkins.

To, co zachodzi na Socu, dotyczy z pewnoci i innych gwiazd,a zatem, wedle wszelkiego prawdopodobiestwa, rozwizujc problempochodzenia energii sonecznej, rozwizano rwnie bardziej oglny prob-lem rda energii gwiazd.

Proces syntezy wodoru moe trwa nieprzerwanie w warunkach rw-nowagi, dajc w okrelonym przedziale czasu sta (lub bardzo wolnozmieniajc si) ilo energii, zalen jedynie od masy gwiazdy.

Im masywniejsza jest gwiazda, tym wicej zawiera wodoru, lecz wy-maga te odpowiednio wicej ciepa, by pomimo silniejszych oddziaywagrawitacyjnych zachowa swoje rozmiary. Ta wymagana ilo ciepa wzra-sta szybciej ni masa gwiazdy. Oznacza to, e wiksze zapasy paliwagwiazdy masywnej zuywane s szybciej ni niewielkie zapasy maejgwiazdy. A zatem, im wiksza masa, tym krtszy jest czas ycia gwia-

zdy a mwic dokadniej okres, kiedy jest ona gwiazd normaln reaktorem, w ktrym zachodzi reakcja syntezy termojdrowej.

Zapasy paliwa masywnej gwiazdy zuywane s tak szybko, e pozo-staje ona gwiazd normaln zaledwie przez kilka milionw lat. Natomiastgwiazda duo mniejsza zuywa swoje znacznie skromniejsze zapasy wodo-ru tak oszczdnie, e mog jej one wystarczy na dwiecie miliardw lat.

Soce, ktre naley do gwiazd rednich pod tym wzgldem, dyspo-nuje zapasami wodoru w

Isaac Asimov - Wybuchające Gwiazdy!

Documents

Transcript of Isaac Asimov - Wybuchające Gwiazdy!