Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Historia astronomii  
  Tematy
- Historia astronomii
- Astronomia przedteleskopowa
- Astronomia starożytnego Egiptu i Mezopotamii
- Astronomia starożytnej Grecji
- Średniowieczna astronomia islamu
- Astronomia średniowieczna i renesansowa w Europie
- Astronomia nowożytna
- Astronomia i astrofizyka XX wieku
- Astronomia w Polsce
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Astronomia i astrofizyka XX wieku

 [ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Postępowi w konstruowaniu instrumentów astronomicznych towarzyszył w XX wieku rozwój nowych odbiorników promieniowania. Tradycyjne obserwacje wizualne, w których kluczową rolę odgrywało oko obserwatora, w coraz większym stopniu zastępowano obserwacjami fotograficznymi. W roku 1908 Joel Stebbins (1878-1966) zastosował do pomiarów jasności gwiazd fotoogniwo selenowe, stając się prekursorem fotometrii fotoelektrycznej, w której podstawowym odbiornikiem promieniowania stał się potem fotopowielacz. Wynalezione w 1936 r. przez A. Lallemanda (1904-1978), pracującego w Obserwatorium w Strasbourgu, i zastosowane w latach pięćdziesiątych XX wieku przetworniki elektronowe pozwoliły na uzyskiwanie fotografii przy znacznie skróconym czasie ekspozycji, co stanowiło istotny postęp w odniesieniu do metod fotograficznych. Kolejnym przełomem w fotometrii astronomicznej było szerokie zastosowanie w latach osiemdziesiątych tzw. kamer CCD (charge coupled device), które dzięki swej wysokiej czułości (kilkaset razy wyższej niż tradycyjne klisze fotograficzne) pozwoliły na prowadzenie dokładnych obserwacji fotometrycznych znacznie słabszych obiektów, a ponadto umożliwiły równoczesne obserwacje wszystkich ciał niebieskich znajdujących się w polu widzenia teleskopu.

W ślad za rozwojem technik obserwacyjnych postępowały kolejne odkrycia astrofizyczne, prowadzące do coraz lepszego zrozumienia natury gwiazd. W 1907 r. Ejnar Hertzsprung (1873-1967) stwierdził istnienie gwiazd olbrzymów i gwiazd karłów. Odkrycie to, a także prace Henry'ego Norrisa Russella (1877-1957) doprowadziły do odkrycia w latach 1911-1913 słynnej zależności między temperaturą (lub typem widmowym) oraz jasnością absolutną (lub mocą promie-niowania) gwiazdy (diagram Herzsprunga-Russella, czyli H-R). Z diagramu H-R wynikał dalszy podział gwiazd według tzw. klas jasności absolutnych na: nadolbrzymy (I), jasne olbrzymy (II), olbrzymy (III), podolbrzymy (IV), gwiazdy ciągu głównego (V), podkarły (VI) i białe karły (VII). Diagram H-R w latach późniejszych odegrał bardzo istotną rolę m.in. w zrozumieniu ewolucji gwiazd. Wśród wielu astrofizyków tworzących podstawy teorii gwiezdnej ewolucji szczególne miejsce zajmuje Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), który za prace z tej dziedziny został wyróżniony w 1983 roku Nagrodą Nobla. Teorię ewolucji układów podwójnych gwiazd rozwinął na początku lat sześćdziesiątych polski astronom Bohdan Paczyński (ur. 1940).

Stwierdzenie w 1912 r. przez Henriettę Swan Leavitt (1868-1921) zależności pomiędzy okresem zmian jasności gwiazd pulsujących (tzw. cefeid) a ich jasnościami absolutnymi pozwoliło na znacznie dokładniejsze oceny odległości do gwiazd. Pierwsze pomiary promieni gwiazd przeprowadził w latach dwudziestych XX wieku metodą interferometryczną Albert A. Michelson (1852-1931). W ocenie mas gwiazd ciągu głównego (V), o ile nie są one składnikami układów podwójnych, dopomogło odkrycie zależności pomiędzy masą gwiazdy i jej jasnością absolutną, dokonane w roku 1924 r. przez sir Arthura S. Eddingtona (1882-1944).

W drugiej połowie XIX w. i na początku XX w. astrofizycy zaczęli tworzyć podstawy teorii budowy wnętrz gwiazd. Pionierami w tej dziedzinie byli: amerykański astrofizyk Jonathan Homer Lane (1819-1880), niemiecki uczony Georg August Ritter (1826-1908) oraz szwajcarski fizyk Robert Emden (1862-1940), autor monografii "Kule gazowe" (Gaskugeln), wydanej w 1907 r. i zawierającej teorię równowagi kul gazowych. Teorią budowy gwiazd zajmował się również wspomniany Eddington. Jemu zawdzięczamy odkrycie, iż podstawowym mechanizmem przenoszenia energii ze środka gwiazdy do jej powierzchni jest promieniowanie, a nie konwekcja. Sir Arthur opracował pierwsze modele gwiazd, z których wynikało, że równowaga, w jakiej pozostaje gwiazda, jest wynikiem równoważenia się siły ciężkości (zwróconej do środka) oraz ciśnienia gazu i ciśnienia promieniowania (skierowanych na zewnątrz). Prace nad teorią atmosfer gwiazdowych rozpoczął w Niemczech w latach 1910-1914 Karl Schwarzschild (1873-1916), autor pierwszego modelu atmosfery gwiazdowej, w którym podstawową rolę odgrywa promieniowanie. Dla interpretacji widm gwiazdowych okazała się także bardzo istotna teoria jonizacji atomów w atmosferach gwiazd, ogłoszona w 1920 roku przez hinduskiego uczonego Meghnada N. Sahę (1893-1956).

Opracowanie w 1913 r. przez Nielsa Bohra (1885-1962) teorii budowy atomu pozwoliło nie tylko na objaśnienie mechanizmu występowania linii w widmach gwiazd, ale stało się podstawą do mającego nastąpić później poznania procesów termojądrowych, związanych z wydzielaniem się gigantycznych ilości energii, niezbędnej do świecenia gwiazd. Pierwsze przypuszczenia, że we wnętrzu gwiazdy mogą zachodzić reakcje prowadzące do tworzenia się helu z wodoru, były wysuwane już około 1920 r., lecz dopiero 20 lat później, głównie dzięki pracom amerykańskiego uczonego Hansa Alberta Bethego (ur.1906) oraz fizyka niemieckiego Karla Friedricha von Weizsäckera (ur.1912) poznano podstawowe cykle reakcji termojądrowych: cykl protonowo-protonowy (p-p) oraz węglowo-azotowo-tlenowy (CNO). Bethe za prace związane z wyjaśnieniem źródeł energii gwiazd otrzymał w 1967 r. Nagrodę Nobla.

Zainteresowanie heliofizyką (fizyką Słońca) sięga początku XIX w., kiedy przeprowadzono pierwsze obserwacje spektroskopowe. Mimo iż plamy słoneczne były obserwowane już przez Galileusza, dopiero w 1843 r. niemiecki miłośnik astronomii Heinrich Samuel Schwabe (1789-1875), farmaceuta z Dessau, stwierdził okresowość ich występowania. Jego odkryciem zainteresował się szwajcarski astronom Rudolf Wolf (1816-1893), poświęcając większą część swego życia obserwacjom Słońca. W wyniku własnych, ponad pięćdziesięcioletnich obserwacji plam słonecznych, a także dzięki analizie dawnych spostrzeżeń, Wolf obliczył średni okres trwania cyklu aktywności Słońca na 11,1 roku. Naturę plam słonecznych i ich powiązanie z polem magnetycznym objaśnił w 1908 r. George Ellery Hale (1868-1938), którego nazwisko nosi obserwatorium na Mt. Palomar (USA). Hale odkrył również, że pojawiające się w nowym cyklu plamy mają biegunowość przeciwną niż plamy starego cyklu. Szczegółowa analiza widma słonecznego doprowadziła do odkrycia w 1942 r. tzw. linii wzbronionych wielokrotnie zjonizowanych pierwiastków. Zewnętrzna część atmosfery słonecznej, tzw. korona, aż do 1931 r. mogła być obserwowana jedynie w trakcie całkowitych zaćmień Słońca, gdyż oślepiający blask słonecznej tarczy uniemożliwia jej dostrzeżenie. Pierwsze obserwacje korony poza całkowitym zaćmieniem Słońca przeprowadził w 1931 r. we Francji Bernard Lyot (1897-1952) za pomocą skonstruowanego przez siebie koronografu. Obserwując w szerokim zakresie widmo korony słonecznej, Lyot odkrył pięć nieznanych dotąd linii emisyjnych. Badania korony były kontynuowane m.in. w Szwecji, gdzie w latach czterdziestych XX w. zidentyfikowano wiele linii korony słonecznej z liniami wzbronionymi wielokrotnie zjonizowanych atomów wapnia, żelaza, niklu i innych pierwiastków. Rozwój techniki rakietowej, jaki nastąpił po drugiej wojnie światowej, sprawił, że obserwacje Słońca na falach krótszych od światła widzialnego zaczęto prowadzić z pokładu rakiet wznoszących się na wysokość kilkudziesięciu kilometrów nad powierzchnię Ziemi. W ten sposób w 1948 r. zarejestrowano promieniowanie rentgenowskie korony słonecznej. Dalszy istotny rozwój heliofizyki nastąpił w latach siedemdziesiątych XX w., gdy systematyczne obserwacje Słońca w szerokim zakresie promieniowania elektromagnetycznego i korpuskularnego podjęły instrumenty zainstalowane na pokładach sztucznych satelitów Ziemi i sond kosmicznych.

Lata dwudzieste XX w. były przełomowe jeśli chodzi o kształtowanie się poglądów na budowę naszej Galaktyki (Drogi Mlecznej) i strukturę Wszechświata. W badaniach tych szczególne zasługi położył Harlow Shapley (1885-1972), kierujący w latach 1921-1952 słynnym Obserwatorium Uniwersytetu Harvarda. Jemu zawdzięczamy pierwszą ocenę odległości Słońca od centrum Drogi Mlecznej na około 50 000 lat świetlnych. Chociaż przyjmowana obecnie wartość 28 500 lat świetlnych jest blisko dwukrotnie mniejsza, nie podważa to znaczenia obliczeń Shapleya, który wówczas nie zdawał sobie sprawy z roli materii międzygwiazdowej, pochłaniającej światło. Dla ocen odległości gromad kulistych Shapley zastosował wspomnianą już zależność pomiędzy okresem zmian jasności a jasnością absolutną cefeid, ustalając tym samym po raz pierwszy skalę odległości we Wszechświecie. Skala ta została zrewidowana w 1952 r. przez Waltera Baadego (1893-1960), który dowiódł, że przyjmowane dotąd odległości są dwukrotnie za małe. Badania prowadzone w latach 1926-1927 przez Bertila Lindblada (1895-1965) oraz Jana Hendrika Oorta (1900-1992) przyczyniły się do odkrycia ruchu obrotowego Galaktyki i jej spiralnej struktury. Dalszym przyczynkiem do zrozumienia budowy Drogi Mlecznej było odkrycie w latach czterdziestych przez Borysa W. Kukarkina (1909-1977) podsystemów gwiazd. Odkrycie to dopomogło później w lepszym zrozumieniu ich ewolucji. Mniej więcej w tym samym czasie armeńscy uczeni, Wiktor A. Ambarcumian (1908-1996) oraz współpracujący z nim Beniamin E. Markarian (1913-1985), odkryli asocjacje gwiazdowe, będące grupami młodych, gorących gwiazd, szybko rozpraszających się w przestrzeni. Dalszym krokiem prowadzącym do poznania struktury Galaktyki było zarejestrowanie po raz pierwszy w 1951 r. w Stanach Zjednoczonych, Holandii i Australii przewidywanego teoretycznie promieniowania radiowego wodoru na fali 21 cm. Odkrycie to potwierdziło istnienie w Galaktyce rozległych obłoków wodoru neutralnego i przyczyniło się do lepszego zrozumienia jej spiralnej struktury. Obserwacje prowadzone ze sztucznych satelitów Ziemi doprowadziły do odkrycia w 1962 r. pierwszego źródła promieniowania rentgenowskiego, znajdującego się w gwiazdozbiorze Skorpiona. Pełny obraz źródeł tego promieniowania, bardzo istotny dla zrozumienia procesów zachodzących w gwiazdach, dostarczył wystrzelony w 1978 r. satelita Einstein.

Jedną z podstaw współczesnej fizyki i astronomii stanowi sformułowana przez Alberta Einsteina (1879-1955) w 1905 r. szczególna teoria względności. Główne jej tezy zostały zawarte w artykule "O elektrodynamice ciał w ruchu", który ukazał się w naukowym czasopiśmie "Annalen der Physik". W 1915 r. w artykule "Równania pola grawitacyjnego" Einstein przedstawił podstawy ogólnej teorii względności. Astronomicznym dowodem jej słuszności było wyjaśnienie niezgodności w obserwowanym już przez Leverierra ruchu peryhelium orbity Merkurego. Zgodnie z klasyczną teorią Newtona ruch ten powinien być w ciągu 100 lat o 43 sekundy kątowe mniejszy niż to zaobserwowano. Tę różnicę całkowicie wyjaśniała einsteinowska teoria grawitacji. Ogólna teoria względności przewidywała również ugięcie promienia światła w silnym polu grawitacyjnym. Udało się to stwierdzić przy okazji całkowitego zaćmienia Słońca 29 maja 1919 r. W trakcie obserwacji okazało się, że gwiazda, znajdująca się w niewielkiej odległości kątowej od zaćmionego Słońca, zmieniła swoje położenie na niebie o 1,75 sekundy kątowej - zgodnie z przewidywaniami teorii Einsteina.

Do znaczących osiągnięć astrofizyki obserwacyjnej XX w. należy również odkrycie pulsarów. Dokonali tego w 1965 roku Anthony Hewish (ur. 1924; laureat Nagrody Nobla z 1974 r.) przy współ-udziale Jocelyn Bell. Pulsary okazały się niezwykle szybko wirującymi gwiazdami neutronowymi (których istnienie teoretycy rozważali pod koniec lat trzydziestych), zbudowanymi z materii o bardzo dużej gęstości. Powszechnie uważa się, że gwiazdy neutronowe stanowią końcowy etap ewolucji gwiazd. Zaskoczeniem było odkrycie dokonane w 1992 r. przez polskiego astronoma Aleksandra Wolszczana, który na podstawie obserwacji radiowych wykazał, iż wokół pulsara PSR 1257+12 krążą trzy planety. Innym bardzo interesującym obiektem okazał się odkryty w 1974 r. przez Russella Hulse'a i Josepha Taylora (laureatów Nagrody Nobla z 1993 r.) podwójny pulsar PSR 1913+13, o okresie obiegu składników 7h45m. W obiekcie tym zaobserwowano kilka efektów relatywistycznych, stanowiących znakomite potwierdzenie ogólnej teorii względności.

Do najbardziej znanych astronomów zajmujących się badaniami odległych galaktyk należał Edwin P. Hubble (1889-1953). W roku 1929 odkrył on, że linie widmowe w galaktykach przesunięte są w kierunku fal dłuższych (ku czerwieni). Interpretując to przesunięcie (ang. redshift) jako efekt Dopplera, Hubble sformułował słynne prawo (zwane prawem Hubble'a), mówiące, że prędkość oddalania się galaktyki jest proporcjonalna do jej odległości. Współczynnnik proporcjonalności, wynoszący około 60 km/s/Mpc, został nazwany stałą Hubble'a. Odkrycie Hubble'a stało się podstawowym faktem obserwacyjnym współczesnej kosmologii.

Ważnym momentem w rozwoju astronomii pozagalaktycznej i kosmologii było odkrycie w 1963 r. przez Maartena Schmidta (ur.1929) w konstelacji Panny (Virgo) pierwszego kwazara (ang. quasi stellar radiosource, czyli quasi-gwiazdowe radioźródło), oznaczonego symbolem 3C 273. Jak się okazało, zapoczątkowało to całą serię odkryć tych najdalszych obiektów we Wszechświecie, których cechą charakterystyczną jest bardzo duże przesunięcie ku czerwieni, odpowiadające w niektórych wypadkach prędkościom ucieczki sięgającym 90% prędkości światła.

Równie ważne jak prace Hubble'a było dla kosmologii odkrycie w 1965 r. przez Arno Penziasa (ur. 1933) i Roberta Wilsona (ur.1935) kosmicznego promieniowania tła, przewidywanego wcześniej na drodze teoretycznej. Promieniowanie to dochodzi do nas ze wszystkich stron i - jak wykazały późniejsze obserwacje przeprowadzone z pokładu sztucznego satelity Ziemi o nazwie COBE (Cosmic Background Explorer) - charakteryzuje się takim rozkładem promieniowania, jakie ma ciało doskonale czarne o temperaturze 2,735 K. Za to odkrycie Penzias i Wilson otrzymali w 1978 r. Nagrodę Nobla. Istnienie promieniowania tła stanowi ważny argument przemawiający za hipotezą modelu gorącego Wszechświata (teoria Wielkiego Wybuchu, ang. Big Bang), którego podstawy teore-tyczne podał w 1948 r. amerykański uczony pochodzenia rosyjskiego, George Gamow (1904-1968).

Współczesne badania astronomiczne wymagają ścisłej współpracy pomiędzy uczonymi i obserwatoriami całego świata. Ramy organizacyjne tej współpracy zapewnia powstała w 1919 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna, zrzeszająca obecnie około 7000 astronomów z całego świata, prowadzących badania we wszystkich dziedzinach astronomii. Wice-przewodniczącymi Międzynarodowej Unii Astronomicznej byli wybierani również (na sześcioletnią kadencję) najwybitniejsi uczeni polscy: Tadeusz Banachiewicz (1932-1938), Eugeniusz Rybka (1952-1958), Wilhelmina Iwanowska (1973-1979) oraz Józef Smak (1991-1997).

Jerzy M. Kreiner

 [ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]
Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach