Dzieje astronomii

Starożytność:

Stopniowo ludzie przestali interpretować gwiazdy w sposób mitologiczny (gwiazdy jako bogowie) i pojawił się naukowy pogląd na rzeczy. Starożytność to czas, w którym rozkwitła przede wszystkim astronomia grecka. Grecy próbowali interpretować zjawiska zachodzące na niebie w sposób naukowy, włączając przy i tym koncepcje filozoficzne, które porządkowały obraz świata. Wspomnimy tutaj najważniejsze myśli i dokonania tego okresu. ' I tak, Tales z Miletu przewidział zaćmienie Słońca, które nastąpiło dokładanie w przewidzianym terminie, tj. 22 maja 585 p.n.e. Ideę kulistości Ziemi wprowadzili około roku 500 p.n.e. uczniowie Pitagorasa. Później bronił jej także Platon (427-347 p.n.e.). Już około roku 400 p.n.e. Demokryt twierdził, że Droga Mleczna jest zbiorowiskiem licznych słabych gwiazd. Pogląd ten wybiegał daleko przed swoją epokę. Arystarch z Samos 1(320-250 p.n.e.) uczył, iż Ziemia obraca się wokół swej osi i w ciągu roku obiega raz dookoła Słońca. Pogląd ten, choć podpowiadający rzeczywistości, nie pasował do swoich czasów i został zapomniany na długie stulecia. Obwód Ziemi, choć niezbyt dokładnie, został po raz pierwszy wyznaczony około 220 lat p.n.e. przez Eratostenesa. Z kolei pierwszy znany nam katalog gwiazd opracował Hipparch z Rodos (190-125 p.n.e.). Wraz z Ptolemeuszem (85-160 n.e.), astronomem greckim działającym w Aleksandrii, ówczesna wiedza astronomiczna osiągnęła swoistą doskonałość i kompletność. Wiedzę tę zawarł Ptolemeusz w wielkim dziele, liczącym 13 ksiąg i zawierającym wszystkie dotychczasowe osiągnięcia astronomii. W dziele tym przedstawiony został model Wszechświata, w którego środku znajduje się Ziemia.
Ptolemeusz wprowadził ponadto system okręgów zwanych epicyklami (z gr.: epikyklos - okrąg), których środek poruszał się jednostajnie po innym okręgu. Wprowadzenie epicykli pozwoliło opisać dość skomplikowane ruchy planet bez odejścia od założenia jednostajnego ruchu po okręgu. Obserwowane zmienne prędkości ruchu planet, ich zatrzymania się oraz ruch wsteczny były wcześniej trudne do opisania. Nazwa tego geocentrycznego obrazu świata była od tej pory ściśle związana z nazwiskiem Ptolemeusza. Obraz ten przetrwał aż do czasów Mikołaja Kopernika. W późniejszych wiekach astronomia stała się domeną badań Arabów, którzy przejęli i rozszerzyli grecką wiedzę astronomiczną. Znanymi arabskimi badaczami nieba byli m.in: Al Battani (ok. 900, wyznaczenie rocznego ruchu Słońca po niebie), Ibn Junis (ok. 1000, obserwacje położeń planet w obserwatorium w Kairze) oraz Nasireddin z Tusi (ok. 1250, wykonanie map nieba). Z tego okresu rozwoju astronomii pochodzi wiele arabskich nazw gwiazd, które przetrwały do naszych czasów, jak chociażby Betelgeuse, znana gwiazda w lewym ramieniu Oriona. Za pośrednictwem Arabów starożytna nauka astronomiczna dotarła na Zachód Europy. W taki oto sposób wiedza astronomiczna przekazywana była z jednego kręgu kulturowego do innego. W krajach Zachodu astronomia szybko stała się obowiązkowym przedmiotem akademickim, jedną z siedmiu sztuk wyzwolonych. Jest prawdą, że średniowieczna teologia i wszechobecna dogmatyka Kościoła była przeszkodą w swobodnym rozwoju nauk przyrodniczych. Nie dostrzega się jednak często faktu, że w tym samym czasie ze strony teologów miały miejsce poważne zachęty ku rozwojowi tych nauk. Tak wielcy teologowie jak św. Albert Wielki czy św. Tomasz z Akwinu uznawali, że astronomia jest pomocna w poznaniu Boga i świata.

Okres Kopernika:

Dalszy rozwój astronomii znamionuje przejście od geocentrycznego obrazu świata (z Ziemią w centralnym punkcie Wszechświata) do heliocentrycznego obrazu świata (ze Słońcem jako punktem centralnym). Miało to miejsce w wieku XVI i związane jest z nazwiskiem Mikołaja Kopernika (1473-1543), kanonika i astronoma z Fromborka. Kopernik odrzucił ptolemeuszowski obraz świata i przyjął Słońce jako punkt centralny układu gwiazd. W układzie tym Ziemia, jako jedna z planet, wraz z innymi krąży wokół Słońca. Kopernik zgodził się opublikować swoje dzieło opisujące ten obraz świata dopiero pod koniec swojego życia. Nowy obraz świata, wynikający z przemyśleń słynnego Kopernika, został później potwierdzony przez praktyczne obserwacje m.in. Tychona Brane (1546-1601), Duńczyka, który prowadził je w obserwatorium astronomicznym "Uraniborg", Galileo Galilei (l546-1642) i Johannesa Keplera (1571-1630). Mimo to heliocentryczny obraz świata przyjmował się na początku dość powoli. Przywrócenie mu właściwego miejsca miało jednak tak fundamentalne znaczenie, że fakt ten uważa się za początek nowej ery w badaniach astronomicznych. Wraz z Galileuszem, od 1592 roku profesorem matematyki i astronomii w Padwie i od 1610 roku nadwornym matematykiem i filozofem we Florencji, rozpoczyna się dla astronomii epoka obserwacji za pomocą lunety.

Galileusz dowiedział się o wynalezieniu lunety w roku 1609. Rok wcześniej wynalazł ją holenderski optyk Jan Lipperhey. Galileusz zbudował więc samodzielnie lunetę i jako pierwszy skierował ją na niebo. Za pomocą tej prostej, zaledwie 30-krotnie powiększającej lunety, zobaczył m.in. rzeźbę powierzchni Księżyca z górami i dolinami, cztery największe księżyce Jowisza, które przypominały mu mały model Układu Słonecznego, a także "zgrubienie" Saturna, gdyż tak przedstawiała się przy tym małym powiększeniu ta planeta z pierścieniem. Był on także pierwszym, który obserwował fazy Wenus i zobaczył, że Droga Mleczna rzeczywiście składa się z gwiazd. Dla Galileusza było jasne, że Ziemia jest tylko jednym z wielu ciał niebieskich i nie jest centralnym punktem wszystkich ruchów. Przyjął on otwarcie kopernikański obraz świata i chciał spowodować, aby obraz ten przyjęto oficjalnie jako nową naukę Kościoła katolickiego. Jednakże Rzym, trwający przy tradycyjnych pojęciach, wydał orzeczenie, które określało heliocentryczny obraz świata jako naukę filozoficznie niepoprawną oraz teologicznie nieuzasadnioną, gdyż przeciwstawia się ona Pismu Świętemu i jego wykładni głoszonej przez Kościół. W wyniku procesu wytoczonego mu przez Inkwizycję, Galileusz musiał odwołać swoje poglądy. Nazwisko Galileusza stało się jednak symbolem tego, że związek astronomii ze światopoglądem zaczyna się rozluźniać i coraz bardziej nauka ta staje się świadoma własnej niezależności.

Johannes Kepler, cesarski astronom z Pragi, którego życie wypełnione było chorobami, kłopotami i nędzą, miał w jednym przypadku szczęście w nieszczęściu. W Niemczech istniało wiele wyznań i żadna urzędowa instytucja nie mogła hamować jego pracy, którą prowadził całkowicie na rzecz kopernikańskiego obrazu świata. Bodźcem do badań było dla Keplera przekonanie o boskim porządku i harmonii, które rządzą Wszechświatem. Kepler poświęcił się badaniom orbit planet i odkrył rządzące nimi prawidłowości. Zawarł je w trzech prawach nazwanych jego imieniem. Pierwsze prawo Keplera mówi, że planety poruszają się po elipsach (a nie, jak przyjmował jeszcze Kopernik, po kołach) przy czym w jednym z ognisk elipsy znajduje się Słońce. Drugie prawo stwierdza że pola powierzchni zakreślonych przez promień wodzący (czyli linię łączącą Słońce z planetą) w jednakowym czasie są także jednakowe. Prawo to tłumaczyło niejednostajną prędkość ruchu planet: jeśli planeta znajduje się blisko Słońca, jej prędkość jest większa niż wtedy, kiedy znajduje się daleko. W ten sposób Kepler obalił starożytny aksjomat jednostajnej prędkości ruchu planet. W trzecim prawie zawarty jest wyczerpujący opis zależności pomiędzy odległością planety od Słońca i okresem jej obiegu wokół niego: stosunek kwadratów okresów obiegu dwóch planet równy jest stosunkowi sześcianów ich odległości od Słońca. Kepler odpowiedział na pytanie jak poruszają się planety, natomiast Anglika, Isaaca Newtona (1643-1727), profesora matematyki w Cambridge, interesowało dlaczego właśnie tak się poruszają. Newton poświęcił się więc badaniom przyczyny, czyli siły, która powoduje ruch ciał niebieskich i sprawia, że w pobliżu Słońca zachowują się one zgodnie z prawami Keplera. Doprowadziło go to do odkrycia prawa grawitacji (lub inaczej prawa przyciągania). Prawo to mówi, że każde ciało materialne przyciąga każde inne ciało materialne, przy czym siła przyciągania jest tym większa, im większe są masy tych ciał i im mniejsza jest odległość między nimi. Jeśli siła przyciągania ma dla danej odległości między ciałami pewną wartość, to w odległości trzy razy większej siła ta będzie dziewięciokrotnie mniejsza. Innymi słowy oznacza to, że siła przyciągania jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości między ciałami. Prawo Newtona wyjaśnia wszystkie znaczące procesy kinematyczne we Wszechświecie. Jednakże sama natura siły grawitacji pozostaje do dziś nie rozwiązaną zagadką.
Prawa ruchu Keplera:
1. Planeta porusza się po elipsie, w której ognisku znajduje się Słońce.
2. Promień wodzący planety (linia łącząca planetę ze Słońcem) w stałych przedziałach czasu zakreśla stałą powierzchnię. Dlatego planeta porusza się szybciej, gdy znajduje się blisko Słońca, niż wtedy, kiedy znajduje się daleko od niego.
3. Kwadrat okresu obiegu planety (roku planetarnego) jest proporcjonalny do sześcianu jej średniej odległości od Słońca. W ten sposób, znając okres obiegu planety, można obliczyć jej średnią odległość od Słońca.


Wiek XVIII i XIX:

XVIII i XIX stulecie przyniosły burzliwy rozwój astronomii, zwłaszcza w Niemczech. Nastąpił dalszy rozwój konstrukcji teleskopów, które budowano w dwu podstawowych wersjach: jako teleskopy soczewkowe (refraktory) i teleskopy zwierciadlane (reflektory). Teleskopy te oraz zastosowane wówczas precyzyjne instrumenty pomiarowe stanowiły znakomitą podstawę do wiarygodnego, remanentu" obrazu Wszechświata oraz do rozpoczęcia badań nad naturą gwiazd. Jako znakomite narzędzia badawcze, teleskopy zostały wykorzystane przez wielu znakomitych obserwatorów.

Jednym z nich był urodzony w Hanowerze William Herschel (1738-1822), który zaczynał jako muzyk wojskowy. Karierę astronomiczną zrobił jednak w Anglii, gdzie w Bath koło Londynu zbudował wielki teleskop, za pomocą którego odkrył w 1871 roku planetę Uran. Jego dalsze dokonania obejmują m.in. pomiar położeń i katalogowanie gwiazd. Stwierdził on też, że oprócz pozornych gwiazd podwójnych, których bliskość na niebie wynika z tego, że widziane z Ziemi leżą prawie w tym samym kierunku, istnieje wiele rzeczywistych układów podwójnych, w których dwa "słońca" obiegają wspólny środek masy. Za pomocą swojego wielkiego teleskopu o ogniskowej 12 m badał też Drogę Mleczną. W noc sylwestrową 1800/1801 roku Giuseppe Piazzi (1746-1826), astronom z Palermo, odkrył w przestrzeni pomiędzy Marsem a Jowiszem pierwszą planetkę. Otrzymała ona nazwę Ceres. Wkrótce potem odkryto następne planetki (zwane także asteroidami lub planetoidami). W roku 1838 w Królewcu Friedrichowi Wilhelmowi Besselowi (1784-1846) udało się po raz pierwszy zmierzyć odległość do gwiazdy. Gwiazdą tą była 61 Cygni, słaba gwiazda w gwiazdozbiorze Łabędzia (tac. cygnus = łabędź). Bessel wyznaczył jej odległość na 9,3 roku świetlnego, co rzeczywiście jest bardzo bliskie prawdy. Pomiar Bessela dał wyobrażenie o tym, w jakiej odległości znajdują się gwiazdy. Bessel postulował także, że gwiazdy Syriusz i Procjon mają towarzyszy.
Ich istnienie zostało potwierdzone za pomocą obserwacji wizualnych dopiero wiele lat później. Friedrich Wilhelm Argelander (1799-1875), dyrektor bońskiego obserwatorium, opracował "Bonner Durchmusterung", bardzo użyteczny katalog gwiazd nieba północnego (wraz z atlasem) oraz dał podstawy naukowe badaniom gwiazd zmiennych. W 1846 roku w Paryżu, Francuz Urbain Leverrier (1811-1877) wyliczył na podstawie analizy zaburzeń orbity Urana prawdopodobne położenie innej wielkiej, jeszcze nie znanej planety.2 Została ona odkryta przez berlińskiego astronoma o nazwisku J.G. Galie dokładnie w przewidzianym miejscu. Był to istny majstersztyk matematyczny w dziejach astronomii. "Nowa" planeta otrzymała nazwę Neptun. XIX-wieczni astronomowie interesowali się szczególnie kometami i wyznaczaniem ich orbit. Wynikało to między innymi z tego, że na rok 1835 przewidziany był powrót słynnej komety Halleya. Ponadto astronom włoski Schiaparelli odkrył związek pomiędzy rojami meteorów a kometami. W ten sposób, krok po kroku, wzrastała nasza wiedza o planetach i gwiazdach. Dwa dalsze wspaniałe wynalazki otworzyły przed astronomami XIX wieku nowe możliwości badawcze w dotychczas nie poznanych obszarach. Były to fotografia i analiza widmowa (spektralna). Fotografia już w 1830 roku została wykorzystana do badań nieba, stając się wkrótce niezależną dziedziną astronomii. Zaleta tego sposobu badań polegała na tym, że klisze fotograficzne mają własność gromadzenia światła. Dzięki temu przy długich ekspozycjach stają się widoczne ciała niebieskie, których nie widać, gdy patrzymy bezpośrednio przez teleskop. Oprócz tego proces fotograficzny pozbawiony jest ludzkich błędów obserwacyjnych i dostarcza materiału obserwacyjnego (klisz), które dużo później mogą służyć do porównań i kontroli. Fotografia astronomiczna okazała się bardzo użyteczna w badaniach mgławic. gromad gwiazd i Drogi Mlecznej. Po zastosowaniu fotografii do poszukiwań planetoid w roku 1890 przez Maxa Wolfa z Heidelbergu, liczba odkrywanych obiektów tego typu gwałtownie wzrosła.
Analiza spektralna (łac. spectrum = pojawienie się, widmo; gr. analysis = rozkład, badanie) bada kolorowe pasma światła, na które rozszczepia się światło słoneczne i światło gwiazd przy przejściu przez szklany pryzmat. Bez analizy widmowej nie sposób wyobrazić sobie rozwoju nowoczesnej astronomii. Kolorowa wstęga tęczy pojawia się, jak wiadomo. wtedy, gdy białe światło słoneczne zostanie rozszczepione w licznych kroplach wody padającego deszczu. Zupełnie podobnie promień słoneczny rzucony na pryzmat (trójkąt ze szkła) zostaje rozszczepiony i rozpada się na kolorową wstęgę czyli widmo. Już w 1814 roku monachijski optyk Joseph von Fraunhofer (1787-1826) odkrył w widmie słonecznym wielką liczbę ciemnych linii, nazwanych później liniami Fraunhofera. Fraunhofer badał te linie oznaczając je literami alfabetu, gdyż domyślał się ich wyjątkowego znaczenia. Porównując widmo słoneczne z widmem ziemskich źródeł światła (np. gorących gazów) odkrył, że każdy pierwiastek chemiczny wykazuje inny, sobie tylko właściwy, obraz linii Fraunhofera. Stąd pochodzi nazwa: linie sodu, tlenu, wodoru itd. Na podstawie tych charakterystycznych linii każdy pierwiastek i każdy związek chemiczny może zostać wykryty zarówno na Ziemi, jak i w Kosmosie.
Sformułowanie podstaw analizy widmowej było dziełem dwóch niemieckich uczonych: Wilhelma Bunsena (1811 -1899) oraz Gustava Kirchoffa (1824-1887). Wskazali oni na to, że linie Fraunhofera w widmie słonecznym dlatego są ciemne - w przeciwieństwie do jasnych linii, obserwowanych w widmach świecących gazów - że światło, które opuszcza Słońce, przechodzi przez jego chłodniejszą warstwę zewnętrzną, gdzie jest częściowo pochłaniane. W ten sposób, za pomocą analizy widmowej można było badać własności i skład chemiczny ciał niebieskich. Na podstawie takich badań podzielono gwiazdy na typy widmowe. Oznaczało to początek astrofizyki, dziedziny zupełnie odmiennej od tradycyjnej astronomii trudniącej się badaniem ruchów gwiazd i ich położeniem w przestrzeni. Na drodze analizy widmowej możliwe jest także określenie, czy gwiazda zbliża się do Ziemi czy też od niej oddala oraz z jaką prędkością to się dzieje (jest to tzw. prędkość radialna, czyli składowa prędkości wzdłuż linii obiekt-obserwator). Jest to możliwe dzięki zastosowaniu prawa Dopplera do linii fraunhoferowskich w widmie gwiazdy. Austriacki matematyk i fizyk, Christian Doppler (1803-1853) stwierdził, że gdy źródło dźwięku (np. motocykl lub samolot) zbliża się do nas, dochodzi do naszego ucha więcej fal dźwiękowych w jednostce czasu, co powoduje podwyższenie wysokości słyszanego przez nas dźwięku. Gdy źródło dźwięku oddala się, dochodzi do nas mniej fal dźwiękowych w jednostce czasu i wysokość dźwięku obniża się (prawo Dopplera, efekt Dopplera). Powyższe rozważanie dotyczy również fal świetlnych. Ze źródła światła zbliżającego się do nas dochodzi więcej fal w jednostce czasu niż ze źródła, które się oddala. Wobec tego, że każdemu kolorowi w widmie odpowiada określona częstość fali świetlnej, zmianę koloru w widmie gwiazdy [w stosunku do wzorca, który się nie porusza przyp. A.P.] interpretuje się jako zbliżanie się albo oddalanie gwiazdy. W pierwszym przypadku linie Fraunhofera przesuwają się w kierunku niebieskim (przesunięcie ku fioletowi), w drugim w kierunku czerwieni (przesunięcie ku czerwieni). Z wielkości tego przesunięcia można obliczyć prędkość zbliżania lub oddalania się gwiazdy. Angielski astronom, Sir William Huggins (1828-1910) był tym, który w roku 1868 jako pierwszy zastosował tę zależność dla Syriusza.