Podręcznik do Astronomii dla klas I.

Podręcznik do Astry ver. 1.2

Wydawca: Londyn. Esy i Floresy.

Spi¶ Tre¶ci.

Wstęp

Astronomia

Rozdział I - Układ Słoneczny

Układ Słoneczny

Planeta

Planety US

I. Merkury

II. Wenus

III. Ziemia

IV. Mars

V. Jowisz

VI. Saturn

VII. Uran

VIII. Neptun

Rozdział II - Obiekty w Kosmosie

I. Bolid

II. Planetoida

III. Cefeida

IV. Kwazar

V. Księżyc

VI. Gwiazda

VII. Nowa

VIII. Supernowa

IX. Pulsar

X. Mgławica

XI. Meteoryd, meteor i meteoryt

XII. Kometa

Rozdział III - Odkrywcy w dziedzinie astronomii.

I. Tycho De Brahe

II. Galileo Galilei

III. Jan Heweliusz

IV. Edwin Powell Hubble

V. Johanes Kepler

VI. Mikołaj Kopernik

VII. Izaak Newton

VIII. Klaudiusz Ptolemeusz

Wstęp

Drogi Uczniu!

Otrzymujesz podręcznik, który jest pomy¶lny jako główne Ľródło wiedzy astronomicznej w Szkołach Magii i Czarodziejstwa. Jest on dostosowany do programu nauczania astronomii w tych Szkołach. Zawiera podstawowe informacje z wiedzy o ciałach niebieskich. Został napisany szczególnie z my¶l± o uczniach zdaj±cych egzaminy z astronomii. Zawiera kurs podstawowy z elementami rozszerzonymi. Znajduje się w nim kilka rodzajów tekstu. Tekst napisany większym drukiem zawiera informacje najbardziej podstawowe. Fragmenty tekstu napisane mniejsza czcionk± należy traktować jako uzupełnienie, które jest także bardzo ważne. Sporo informacji zdobędziesz analizuj±c dobrze tekst w podręczniku. Zachęcam zatem do studiowania tekstu. Mam nadzieję, że będzie on dla Ciebie zarówno Ľródłem fascynuj±cych odkryć, jak również satysfakcji z sukcesu osi±gniętego w nauce astronomii w Szkole Magii i Czarodziejstwa.

Astronomia

Na wstępie ważne jest aby wytłumaczyć sobie pojęcie astronomii. Definicja astronomii to: "nauka o ciałach niebieskich, ich budowie, ruchach, pochodzeniu i ewolucji oraz o materii rozproszonej w przestrzeni kosmicznej". W skrócie można powiedzieć iż astronomia to nauka o tym co dzieje sie we wszech¶wiecie potocznie zwanym kosmosem. Historia astronomii jest o wiele starsza od innych nauk. Jak można się domy¶lić nawet ludzie starożytno¶ci zastawiali się czemu słońce wschodzi i zachodzi.  Pierwsze zapiski astronomiczne powstały 4 500 lat temu. Zapocz±tkowały one pasjonuj±ce, odkrywcze podróże we wszech¶wiecie trwaj±ce do dzi¶. Dawniejsi astronomowie posługiwali się prymitywnymi przyrz±dami, dzi¶ dysponujemy wysokiej klasy urz±dzeniami które pozwalaj± nam na odkrywanie najskrytszych tajemnic kosmosu. Jednak ogrom wszech¶wiata jest tak niewyobrażalnie wielki iż nawet najnowsze odkrycia technologiczne nie pozwalaj± ujrzeć wielu tajemnic.  Nazwa astronomia pochodzi z greki: astron (gwiazda) + nomos (prawo).

Rozdział I - Układ Słoneczny

Układ Słoneczny

Czym jest układ planetarny?

Układ planetarny to planety i inne ciała niebieskie, kr±ż±ce wokół wspólnego centrum masy, zazwyczaj położonego wewn±trz gwiazdy. System planetarny, w którym znajduje się Ziemia nazywamy Układem Słonecznym. Obecnie znanych jest 275 (pozasłonecznych) systemów planetarnych (w tym 31 systemów wielokrotnych, czyli z więcej niż jedn± planet±). Dwa spo¶ród tych systemów planetarnych to systemy sformowane wokół pulsarów; kr±ż± w nich ł±cznie 4 planety, przy czym jeden z tych systemów wokół pulsara jest wielokrotny (kr±ż± w nim 3 planety). Najczę¶ciej pozasłoneczne układy planetarne znacznie różni± się od Układu Słonecznego, co po czę¶ci może wynikać z niedoskonało¶ci obecnych metod ich wykrywania. Najłatwiej wykrywa się planety o dużej masie, silnie zaburzaj±cych ruch lub promieniowanie docieraj±ce z gwiazdy macierzystej, st±d na li¶cie znanych planet najwięcej jest planet o masie rzędu masy Jowisza, znajduj±cych się na orbitach o stosunkowo małym promieniu (tak zwane gor±ce Jowisze).

Jak powstał Układ Słoneczny?

Przed pięcioma miliardami lat Układ Słoneczny był prawdopodobnie wiruj±cym obłokiem gazu i pyłu. Stopniowo centrum chmury uległo kondensacji w protogwiazdę (tworz±c± sie dopiero gwiazdę), która zapadła sie tworz±c Słońce. Następnie gaz skupiał się w podobny sposób tworz±c planety zewnętrzne - Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna - z których każda posiadała małe twarde j±dro otoczone gazem. Skaliste, wewnętrzne planety - Merkury, Wenus, Ziemia i Mars - mogły powstać podobnie skupiaj±c się w tward± materię, z której została uwolniona większo¶ć gazów. Ale materiał, z którego powstały mógł też pochodzić z protogwiazdy Słońca, a następnie ulec skupieniu w małe skalne bryłki zwane pantezymale. Ten opis powstania Układu Słonecznego (US) jest zmodyfikowan± wersj± teorii zwanej hipotez± mgławic, po raz pierwszy sformułowan± przez Pierre Laplace'a w 1796 roku.

Czym jest pas planetoid znajduj±cy się miedzy Marsem a Jowiszem?

W obszarze tym znajduje się wiele małych ciał niebieskich – planetoid, z których znane s± już dziesi±tki tysięcy. 220 planetoid ma ¶rednicę przekraczaj±c± 100 km. Pas planetoid jest nazywany głównym pasem planetoid, gdyż nie jest jedyny. Odkryto również skupiska planetoid zwane Trojanami i Grekami (na orbicie Jowisza wokół odległo¶ci k±towej 60 stopni przed i za planet±), także grupę Centaurów (między Saturnem i Neptunem), oraz Pas Kuipera z obiektami transneptunowymi (znajduj±cymi się za orbit± Neptuna).

Planeta

Czym takim jest planeta?

Ciało niebieskie kr±ż±ce dookoła gwiazdy, obracaj±ce się wokół własnej osi i ¶wiec±ce ¶wiatłem odbitym od gwiazd.

Co to planeta karłowata?

Ciało niebieskie, które spełnia tylko kilka warunków definicji planety i nie może być zaliczone do planet głównych. Przykładem jest Pluton, który utracił status planety w 2006 r. po sympozjum Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Pradze, podczas której zmieniono definicję planety.

Co oznaczaj± poszczególne kategorie w opisach planet poniżej?

Odległo¶ć od Słońca w mln km: Jak daleko jest położona planeta od naszej gwiazdy centralnej.
Okres obiegu wokół Słońca: Czas jaki jest potrzebny planecie na całkowity obieg wokół Słońca.

Okres rotacji: Czas jaki planeta potrzebuje na obrót wokół własnej osi.
¦rednica (km): ¦rednica planety podana w kilometrach.
Masa (Ziemia = 1): Masa względem Ziemi, gdzie masa Ziemi wynosi 5973600000000000000000 ton.
Objęto¶ć (Ziemia = 1): Objęto¶ć planety względem Ziemi, gdzie objęto¶ć Ziemi wynosi 1083200000 ton.
Gęsto¶ć (g/cm³): Gęsto¶ć planety. Czyli ile waży (w gramach) 1 cm³ danej planety.
Prędko¶ć ruchu po orbicie (km/s): Prędko¶ć planety po orbicie. Wyrażona w kilometrach na sekundę.
Liczba znanych księżyców: Ilo¶ć poznanych księżyców danej planety.

Planety US

I Merkury.

Merkury jest pierwsz± i najmniejsz± planet± naszego Układu. Ciężko zobaczyć go z Ziemi, ponieważ zawsze pojawia się blisko Słońca. Merkury jest pozbawiony atmosfery. Płaszcz pod skorup± składa się ze stopionych skał, a w ¶rodku planety znajduje się j±dro żelazne. Merkury kr±ży wokół Słońca szybko, jednak wokół swojej osi wolno, co sprawia, że wschód Słońca następuje na nim co 176 dni. Jest on jednym z najgorętszych i jednocze¶nie najzimniejszych planet Układu Słonecznego. Maksymalna temperatura na Merkurym wynosi +427°C, a minimalna -212°C.

Merkury ma wiele kraterów, występuj± na nim góry a także kilka płaskich obszarów. Największy krater o nazwie Caloris Planitia ma ¶rednicę 1300 km. Sonda kosmiczna "Mariner 10" zbliżyła się do tej planety po przebyciu prawie 170 milionów kilometrów, a jej podróż trwała 146 dni. "Mariner 10" przeleciał obok Merkurego trzy razy fotografuj±c go. Odkryto wtedy, że jego powierzchnię przecinaj± wielkie, strome skarpy o wysoko¶ci ponad 3 km, które przecinaj± ¶ciany kraterów i ci±gn± się na przestrzeni setek kilometrów. Około 14 razy w każdym stuleciu Merkury przesuwa się dokładnie między Słońcem a Ziemi±. Astronomowie nazywaj± to przej¶ciem Merkurego przez tarczę słoneczn±. Planeta ta jest wtedy widoczna jako mała plamka przesuwaj±ca się ze wschodu na zachód przez tarczę Słońca.

II. Wenus

Wenus jest drug± planet± od Słońca i jest ona otoczona obłokami truj±cych gazów. Jest bardzo jasna ponieważ jej gęste chmury bardzo dobrze odbijaj± ¶wiatło. Maksymalna temperatura na Wenus dochodzi do +482°C. Czas obrotu Wenus wokół osi jest najdłuższy w Układzie Słonecznym i wynosi aż 243 doby - mniej niż na okr±żenie Słońca, przez co dzień na Wenus jest dłuższy niż rok. Planeta ta wiruje w przeciwn± stron± niż porusza się po swojej orbicie, jest to tzw. "obrót wsteczny". Pierwsza sonda, jaka wyl±dowała na Wenus, po około godzinie została zniszczona przez jej wysok± temperaturę i ci¶nienie. W 1978 r. amerykańska sonda kosmiczna "Pioneer - Venus" stała się sztucznym satelit± tej planety. Dzięki niej odkryto na jej powierzchni rozległe płaskie równiny z kraterami, dolinami oraz pasmami górskimi, a także wulkany.

III. Ziemia

Ziemia jest trzeci± planet± od Słońca i jedyn±, na której istnieje życie (bynajmniej dotychczas nie udowodniono go na innych planetach naszego Układu Słonecznego). Uważa się, że powstała ona około 4,6 miliarda lat temu, a jej temperatura wynosiła wtedy 4000°C. Wyj±tkowo¶ć Ziemi polega na tym, że występuje na niej woda i zawieraj±ca tlen atmosfera. W grudniu Ziemia znajduje się nieco bliżej Słońca, a w czerwcu jest najbardziej od niego oddalona. O¶ Ziemi jest nachylona w stosunku do Słońca, dzięki czemu mamy pory roku. Obroty Ziemi wokół własnej osi powoduj± zjawiska dnia i nocy.

Atmosfera Ziemi składa się głównie z azotu i tlenu, ma grubo¶ć około 100 km i składa się z kilku warstw. Jedn± z najważniejszych jest warstwa ozonowa, która rozci±ga się na wysoko¶ci ok. 20-35 km i pełni rolę tarczy osłaniaj±cej nas przed szkodliwym promieniowaniem. Pocz±tkowo na Ziemi nie było oceanów. Powstały one dopiero wskutek wybuchów wulkanów, które po emisji dużej ilo¶ci gazów tworzyły chmury, przez co zaczęły padać deszcze. Było to pierwszym czynnikiem, który wpłyn±ł na powstanie na Ziemi życia.

IV. Mars

Mars jest widoczny na niebie jako czerwony, podobny do gwiazdy punkt. Jest on skalist± planet±, któr± pokrywaj± czerwone pustynie, st±d popularna nazwa - Czerwona Planeta. Atmosfera składa się w większo¶ci z dwutlenku węgla, co uniemożliwia oddychanie. Występuj± tam potężne burze pyłowe, jest tam niezwykle zimno, a powierzchnia planety pokryta jest okruchami skał. Maksymalna temperatura na Marsie dochodzi do +27°C, a minimalna -126°C. Powierzchnia Czerwonej Planety jest urozmaicona - tworz± je kratery, góry, doliny i wulkany. 2 księżyce Marsa s± prawdopodobnie fragmentami planetoid, a s± to Phobos i Deimos.

Zdjęcia przekazane przez sondę "Mariner 9" wystrzelon± w 1972 roku ujawniły, że na Marsie można spotkać dwa różne typy krajobrazów. Północna czę¶ć planety to w większo¶ci wygładzona równina pokryta law±, która wypłynęła z wulkanów, południowa za¶ zryta jest głębokimi kraterami. "Mariner" sfotografował także ogromn±, kolist± nieckę na powierzchni Marsa, któr± nazwano Hellas Planitia i która jest najniższym punktem na powierzchni Marsa. Powstała ona w wyniku uderzenia planetoidy. "Mariner 9" odkrył także rozpadlinę przecinaj±c± centraln± czę¶ć planety, któr± nazwano Valles Marineri (Dolina Marinera), 10 razy dłuższa i 3 razy głębsza niż Wielki Kanion Kolorado i ma ponad 6 km głęboko¶ci. Na Marsie odkryto również tr±by powietrzne. Zawirowania w atmosferze Marsa spowodowane s± pr±dami konwekcyjnymi, których przyczyn± jest różnica temperatur pomiędzy nagrzan± powierzchni± i chłodnym powietrzem.

     V. Jowisz

Jowisz wybrzusza się na równiku i spłaszcza na biegunach z powodu dużych wirowań. Wiatry na nim osi±gaj± prędko¶ć do 500 km/h. Szybki ruch wirowy i ciepło z wnętrza planety powoduj± powstanie silnych wiatrów, dziel±cych atmosferę na równoleżnikowe pasy opadaj±cych lub wznosz±cych się gazów. Na tarczy Jowisza widać też cyklon o ¶rednicy dwukrotnie większej od Ziemi, zwany Wielk± Czerwon± Plam±. Ten huragan szaleje na Jowiszu od co najmniej 300 lat. Na Jowiszu występuje wodór i hel, z których zbudowane s± gwiazdy. Jowisz jest pierwsz± z czterech wielkich planet - gazowych gigantów i jednocze¶nie największ± planet± Układu Słonecznego. Jest on gazowa kul±, choć posiada prawdopodobnie j±dro z płynnych skał. Obłoki na Jowiszu tworz± jedn± warstwę, jednak jej skład nie jest jeszcze zidentyfikowany.

Galileusz odkrył cztery księżyce Jowisza prawie 400 lat temu. Były to pierwsze obiekty w przestrzeni kosmicznej odkryte za pomoc± teleskopu. Od nazwiska odkrywcy nosz± one nazwę księżyców galileuszowskich, a s± to: Io, Europa, Ganimedes i Callisto, przy czym Ganimedes to największy księżyc w Układzie Słonecznym. Pewne obszary jego powierzchni pokrywaj± dziwne bruzdy, które ci±gn± się na tysi±ce kilometrów. Callisto za¶ najbardziej przypomina nasz Księżyc i jest całkowicie pokryty kraterami.

16 lipca 1994 roku ogromne kawałki komety Shoemaker - Levy 9 zderzyły się z Jowiszem. Odłamki tej komety poruszały się z prędko¶ci± 60 km/s. Po niedługim czasie eksplodowały, a fontanna rozgrzanej materii kometarnej zmieszała się z gor±cymi gazami atmosfery Jowisza, które uniosły się na wysoko¶ć kilku tysięcy kilometrów ponad warstwę obłoków spowijaj±cych planetę olbrzyma. Gdy wyrzucona w górę materia opadła z powrotem ku stratosferze Jowisza, utworzyła ciemn± plamę w kształcie półksiężyca. Otaczała ona nieduży, jeszcze ciemniejszy ¶lad, który powstał w miejscu wtargnięcia komety w atmosferę. Dwa dni póĽniej inny odłamek komety uderzył w Jowisza z tak± sił±, że fontannę wyrzuconej materii roz¶wietlił blask przewyższaj±cy jasno¶ć całej planety. Ostatecznie powierzchnia Jowisza została naznaczona 21 ciemnymi piętnami. ¦rednica każdego z nich przewyższała ¶rednicę Ziemi.

VI. Saturn

Saturn jest szóst± planet± od Słońca, drug± co do wielko¶ci (po Jowiszu), planet± naszego Układu. Jest jedn± z planet zewnętrznych, gazowych gigantów. Jest bardzo zimny, ponieważ znajduje się bardzo daleko od Słońca i otrzymuje od niego zaledwie 1/10 ilo¶ci ciepła i ¶wiatła co Ziemia. Pier¶cienie wokół Saturna, odkryte przez Galileusza, czyni± go jedn± z najpiękniejszych planet Układu Słonecznego. S± ich setki, a rozci±gaj± się one na przestrzeni tysięcy kilometrów. Prawdopodobnie składaj± się z milionów brył lodu o ¶rednicy od kilku centymetrów do kilkudziesięciu metrów, które s± widoczne za pomoc± teleskopu. Ich grubo¶ć wynosi zaledwie około 10 metrów. Najprawdopodobniej pier¶cienie tworzy materiał, z którego kiedy¶ miał się uformować księżyc. 7 spo¶ród pier¶cieni jest oznaczonych kolejnymi literami alfabetu od A do G.

Okres obiegu Saturna wokół własnej osi trwa prawie 11 godzin. Atmosfera jego składa się głównie z wodoru, helu i amoniaku. Tytan, największy z księżyców Saturna, jest jedynym księżycem w Układzie Słonecznym otoczonym atmosfer± podobn± do ziemskiej. Inny księżyc Saturna, Phoebe, nie powstał w otoczeniu planety, lecz został przechwycony przez jej siły grawitacyjne. Zawiera on dużo mniej lodu i więcej skał niż inne księżyce Saturna. Phoebe okr±ża planetę w kierunku odwrotnym od większo¶ci pobliskich księżyców, s jej orbita jest mocno nachylona do równika planety. W maju 2005 roku odkryto kolejnych 12 księżyców Saturna, co daje ł±cznie liczbę 46.

    VII. Uran

Uran jest kolejn± spo¶ród planet zewnętrznych, będ±cych gazowymi olbrzymami. Z Ziemi jest ledwo widoczny nawet przez teleskop, gdyż znajduje się w odległo¶ci 2870 mln km od Słońca. W 1781 roku Brytyjczyk, Williama Herschel, odkrył tę planetę obserwuj±c niebo przez własnoręcznie zbudowany teleskop. Przez to, że nachylenie płaszczyzny równika Urana do płaszczyzny jego orbity wynosi 98°, planeta wiruje wokół własnej osi ruchem wstecznym. Jego pole magnetyczne jest 3 razy silniejsze niż na naszej planecie. Pier¶cienie Urana, których jest 11, s± bardzo niewyraĽne i ciężko je zobaczyć z Ziemi. S± jednak mocniejsze od pier¶cieni Jowisza, a odkryto je w 1977 roku. Uran zielonkawy kolor zawdzięcza chmurom metanu w górnych warstwach atmosfery. Różnice temperatur nie s± duże i wynosz± od -208°C do -212°C. Wiele wiadomo¶ci o Uranie przekazał na Ziemię "Voyager 2". Dopiero od tej pory znamy dokładnie czas obrotu Urana. Uran wyróżnia się w¶ród gazowych gigantem tym, że nie ma skalnego j±dra. Górna warstwa jego atmosfery składa się głównie z wodoru i helu, a w warstwach niższych tworz± się metanowe chmury. Metan pochłania ¶wiatło czerwone, dlatego też Uran ogl±dany z przestrzeni kosmicznej jest zielono - niebieski.

    VIII. Neptun

Neptun jest najbardziej odległ± i najmniejsz± planet± gazow±. Okres obiegu wokół Słońca trwa blisko 165 lat, a porusza się ona ze ¶redni± prędko¶ci± 5,4 km/s. J±dro Neptuna stanowi około 50% jego objęto¶ci i jest zbudowane ze skał i lodu. Otacza je amoniak i metan, co nadaje mu niebieskie zabarwienie. Prędko¶ć wiatrów dochodzi do 2,5 tys. km/h. Występuj± tam również burze w formie wielkiej ciemnej plamy. Na jednym z księżyców Neptuna, lodowym Trytonie, odkryto także gejzery. Sonda Voyager 2 potwierdziła wcze¶niejsze przypuszczenia o istnieniu pier¶cieni wokół Neptuna. Na skutek oddziaływań z satelitami magnetosfera Neptuna ma zmienn± geometrię.

Rozdział II - Obiekty w Kosmosie

I. Bolid.

Bolid jest bardzo jasnym meteorem o jasno¶ci większej niż -4 mag (magnitudo - jednostka używana do okre¶lania wizualnej lub absolutnej jasno¶ci obiektów na niebie), czyli ja¶niejszy od Wenus, która w maksimum blasku ma około -4 mag. Zjawiska bolidu s± soć rzadkie, a powstaj±, gdy przez atmosferę przechodzi obiekt większy od meteorytu. Kiedy taki obiekt wpada w atmosferę Ziemi przy bardzo dużej prędko¶ci osi±gaj±cej kilkadziesi±t km/s, rozgrzewa się do temperatury kilku tysięcy stopni. Powoduje to ¶wiecenie bolida, a je¶li jest on do¶ć duży, słychać detonację fali uderzeniowej wytworzonej w trakcie jego przelotu przez atmosferę. Bolid zwykle nie ulega całkowitemu spaleniu, dlatego zdarza się, że jego czę¶ci spadaj± na Ziemię w postaci meteorytu. Bolidy czasami towarzysz± bardzo aktywnym rojom meteorów. ¦lad po bolidzie jest zwykle widoczny przez kilka minut po przelocie meteoroidu dlatego można ujrzeć rozmazany obłok.

II. Planetoida

Planetoidy to ciała niebieskie będ±ce bryłami skalnymi o ¶rednicy do kilkuset km. 97% z nich porusza się wokół Słońca w tzw. Pasie planetoid pomiędzy Marsem a Jowiszem, niektóre z pozostałych za¶ przecinaj± orbitę Ziemi i przybliżaj± się do Słońca, a inne wychodz± poza orbitę Jowisza. Według naukowców w pasie tym mogłaby utworzyć się teoretycznie kolejna planeta, jednakże silne oddziaływanie grawitacyjne Jowisza nie pozwoliło na to. Astronomowie obliczyli, że gdyby w tym miejscu powstała planeta, miałaby ona masę 2,8 razy większ± od Ziemi. Inna teoria mówi, że w miejscu tym istniała kiedy¶ planeta, jednak została ona rozbita a pas planetoid to pozostało¶ci po niej. Planetoidy s± za małe i zbyt odległe, by można je było dostrzec gołym okiem, dlatego przez dłuższy czas pozostawały nieznane. W XVIII wieku niemiecki astronom Johann D. Titius zwrócił uwagę na przerwę między regularnie rozmieszczonymi orbitami planet. Uważał, że między Marsem a Jowiszem powinna była istnieć kolejna planeta, tymczasem w roku 1801 Giuseppe Piazzi odkrył obiekt zwany Ceres, który był zbyt mały na planetę (¶rednica = 1025 km). W następnych latach odkrywano ich więcej, jednak wszystkie były mniejsze od Ceres. Planetoidy kr±ż± wokół Słońca z prędko¶ci± około 20 km/s. Większo¶ć planetoid kr±ży po orbitach niemal kołowych. Planetoidy powstały w wyniku tego samego procesu, który ukształtował planety wewnętrzne. Dziel± się one na trzy superklasy: planetoidy magmowe, metamorficzne oraz pierwotne a każda grupa kr±ży w innej odległo¶ci od Słońca. Obiekty kr±ż±ce w pobliżu wewnętrznej granicy pasa planetoid s± zbudowane z metali i skał, które kondensowały w wysokiej temperaturze. Planetoidy magmowe zawieraj± minerały, które powstaj± z płynnej lawy. Planetoidy, które powstały w okolicach zewnętrznego brzegu pasa, otrzymały miano "pierwotnych", gdyż materia nie uległa żadnej zmianie.

III. Cefeida

Cefeidy należ± do typu gwiazd zmiennych, na podstawie których w latach dwudziestych naszego stulecia Edwin Hubble zmierzył odległo¶ć do kilku mgławic i dowiódł, że nie leż± one w obrębie naszej Galaktyki. Dokonał tego ze względu na wła¶ciwo¶ci tych obiektów. Cefeidy charakteryzuj± się okresowymi zmianami ilo¶ci emitowanego ¶wiatła. Ilo¶ć ta ro¶nie i maleje w tempie zależnym od jasno¶ci absolutnej cefeidy. Dlatego też przy pomiarach tych zmian można wyznaczyć jasno¶ć absolutn± różnych obiektów. Cefeidy s± jednymi z nielicznych obiektów astronomicznych, których odległo¶ci potrafimy wyznaczyć z do¶ć duż± dokładno¶ci±.

IV. Kwazar

Kwazary to odległe, podobne do gwiazd Ľródła bardzo silnego promieniowania elektromagnetycznego. Zostały one odkryte w 1963 roku przez holenderskiego astronoma, Maartena Schmidta. Olbrzymia jasno¶ć absolutna kwazarów sprawia, że s± one widoczne nawet z bardzo dużych odległo¶ci. Prędko¶ci, z jakimi się od nas oddalaj±, to 9/10 prędko¶ci ¶wiatła. Natężenie ich promieniowania zmienia się z okresem od 100 dni do kilku lat i jest zwi±zane z silnymi wybuchami, powtarzaj±cymi się zwykle raz na kilkadziesi±t lat. Szybkie zmiany promieniowania ¶wiadcz± o niewielkich rozmiarach Ľródła energii kwazarów - od kilku godzin ¶wietlnych do miesi±ca ¶wietlnego. Kwazary s± ¶rednio 100 razy silniejszym Ľródłem promieniowania niż największe galaktyki. J±dra kwazarów s± otoczone gęstymi chmurami o niewielkich rozmiarach i masie równej masie Słońca. Silne promieniowanie nadfioletowe jonizuje gaz w obłokach, który swoj± niebiesk± barw± przyczynia się do ogólnej typowej niebieskiej barwy kwazarów. Kwazary zwykle znajduj± się na peryferiach obserwowanego przez nas Wszech¶wiata. Istnieje teoria, że kwazary s± zwartymi j±drami młodych galaktyk w pocz±tkowym stadium formowania. W tym modelu olbrzymi strumień energii powstaje w wyniku opadania materii na supermasywn± czarn± dziurę, znajduj±c± się w ¶rodku j±dra kwazara. Gdy gaz przemieszcza się w kierunku czarnej dziury, wypromieniowywana jest nadwyżka energii grawitacyjnej.

V. Księżyc

Naturalny satelita (księżyc) to ciało niebieskie pochodzenia naturalnego, obiegaj±ce planetę. Księżyce planetarne powstaj± zazwyczaj z chmur gazowo-pyłowych, otaczaj±cych formuj±c± się planetę. Księżyce, leż±ce bliżej planety, powstaj± w cieplejszych warunkach, wskutek czego s± bardziej skaliste. Molekuły wody występuj± obficiej w zewnętrznych rejonach chmury, gdzie staj± się jako lód znacz±cym składnikiem masy powstaj±cych tam księżyców.

VI. Gwiazda

Gwiazdy to ciała niebieskie, które ¶wiec± własnym ¶wiatłem pochodz±cym z przemian j±drowych zachodz±cych w ich wnętrzu. Gwiazdy powstaj± w galaktykach, a Słońce należy do mniejszych gwiazd naszej Galaktyki - Drogi Mlecznej. Gwiazdy maj± różn± jasno¶ć, wyrażan± tzw. wielko¶ci± gwiazdow±. Im ta wielko¶ć jest niższa, tym gwiazda jest ja¶niejsza. Najsłabsze gwiazdy widoczne nieuzbrojonym okiem maj± warto¶ć 6, bardzo jasne - 0. Niektóre s± tak jasne, że maj± ujemn± wielko¶ć gwiazdow±. Gwiazdy charakteryzuje się poprzez ich typ widmowy i jasno¶ć absolutn± (tzw. diagram Hertzsprunga - Russella). Populacje gwiazd to dwie grupy gwiazd wydzielone ze względu na ich wła¶ciwo¶ci fizyczne, które wi±ż± się z wiekiem gwiazd oraz ich pochodzeniem. Do populacji I zalicza się większo¶ć gwiazd leż±cych na tzw. ci±gu głównym diagramu Hertzsprunga - Russella. Gwiazdy I populacji powstały po uformowaniu się Galaktyki z materii międzygwiazdowej, zawieraj±cej wodór oraz dużo pierwiastków cięższych. Do populacji II zalicza się gwiazdy leż±ce nad ci±giem głównym diagramu Hertzsprunga - Russella (czerwone olbrzymy, nadolbrzymy). Czasem znajduj± się w¶ród nich także gwiazdy I populacji oraz podkarły. Każd± z tych klas dzieli się ze względu na temperaturę fotosfery na błękitne, białe, żółte, czerwone itp. Gwiazdy emituj± do przestrzeni promieniowanie elektromagnetyczne, korpuskularna oraz grawitacyjne. Wokół niektórych gwiazd tworz± się systemy planetarne, takie jak nasz Układ Słoneczny. Przyszło¶ć gwiazd ci±gu głównego zależy od ich masy.

VII. Nowa

Gwiazda nowa to słaba gwiazda zmienna, która nagle rozbłyska silnym ¶wiatłem. Jej jasno¶ć wzrasta ogromnie w ci±gu godzin lub dni. Gwiazdy nowe wchodz± w skład ciasnych układów podwójnych - biały karzeł i gwiazda ci±gu głównego, olbrzym lub podolbrzym. Z chłodniejszej gwiazdy w kierunku białego karła przepływa materia, która tworzy wokół niego otoczkę gazow± w postaci rotuj±cego dysku. Kiedy biały karzeł osi±gnie odpowiedni± masę, wzrasta jego temperatura i zachodz± gwałtowne reakcję termoj±drowe.

VIII. Supernowa

Supernowa to wybuch pewnego typu gwiazd poł±czony z wyrzucaniem przez ni± strumienia materii po tym jak wyczerpie ona swoje j±drowe paliwo i gwałtownie skolapsuje. W przeciętnej galaktyce supernowa wybucha raz na 10 - 100 lat. To co niej pozostaje zależy od masy gwiazdy. Gwiazdy o małej masie zostaj± białymi karłami. Gwiazdy o wielkiej masie zapadaj± się w czarne dziury. Gwiazdy o po¶redniej masie zapadaj± się w gwiazdy neutronowe. Chmury materii rozpraszaj± się w przestrzeni, a wnętrza gwiazd kurcz± się i tworz± ciała cięższe niż białe karły. Pozostało¶ci± po wybuchu supernowej jest mgławica - skupisko gazów i pyłów.

IX. Pulsar

Pulsar jest rodzajem gwiazdy neutronowej wyróżniaj±cym się tym, że wysyła krótkie radiowe pulsy w odstępie 0,033 - 3,08 sekundy, przy czym trwanie jednego pulsu nie przekracza 0,01 sekundy. Pulsary powstaj± kiedy silne pole gwiazd neutronowych powoduje wypromieniowanie z tych gwiazd energii w falach radiowych, ale tylko w w±skim stożku. Je¶li akurat w kierunku, w jakim rozchodzi się powstała wi±zka ¶wiatła, znajduje się Ziemia, mamy do czynienia z pulsarem. Jedn± z cech tych niezwykłych obiektów jest nieregularne przyspieszenie okresu pulsów w odstępach czasu krótszych niż rok. Im mniejsza jest taka gwiazda, tym szybciej wiruje. Aleksander Wolszczan z Uniwersytetu Stanowego Pensylwanii wraz z koleg± Dale'em Frailem z amerykańskiego Narodowego Obserwatorium Radioastronomicznego, znaleĽli dowód na istnienie układu planetarnego wokół pulsara PSR 1257 + 12. Planety objawiały sw± obecno¶ć, powoduj±c zakłócenia w sygnałach pulsara, zwi±zane z grawitacyjnym oddziaływaniem niewidzialnych ciał. Planety te s± nie tylko pierwszymi obiektami tego typu w pobliżu pulsara, ale także pierwszymi planetami zaobserwowanymi poza Układem Słonecznym. Naukowcy s±dz±, że powstały one z pozostało¶ci po gwiezdnym towarzyszu, który rozpadł się w wyniku przyci±gania przez masywn± gwiazdę neutronow±.

X. Mgławica

Mgławice s± chmur± gazów i pyłów w przestrzeni międzyplanetarnej. Jasne mgławice emituj± b±dĽ odbijaj± ¶wiatło. S± roz¶wietlone przez gwiazdy znajduj±ce się w ich obrębie. Występuj± także ciemne mgławice. Nie maj± one gwiazd wewn±trz i wydaj± się być ciemnymi ¶cieżkami na gwiaĽdzistym tle. Wiele jasnych mgławic można zobaczyć za pomoc± lornetki lub małego teleskopu, a nieliczne można nawet zobaczyć gołym okiem. Ciemne mgławice za¶ można obserwować tylko w do¶ć bliskiej okolicy Słońca. Wydaj± się one być ciemne z powodu silnego kontrastu między natężeniem jej ¶wiatła i ¶wiatła okolicznego tła gwiazd. Do ch obserwacji potrzebny jest teleskop. Je¶li w pobliżu b±dĽ w centrum rozległego obłoku pyłu znajduje się gwiazda o znacznej mocy promieniowania, widoczna jest jako rozproszone ¶wiatło na cz±stkach obłoku a młgawica taka nosi nazwę mgławicy refleksyjnej. ¦wiec±ce wskutek fluorescencji obłoki gazu nazywamy mgławicami emisyjnymi, np. Wielka Mgławica w Orionie. Wiek tych mgławic nie przekracza kilku milionów lat. Kiedy w czasie końcowej fazy życia czerwonego olbrzyma wyrzuca on otoczki gazu, powstaj± mgławice planetarne, nazwane tak od kształtu przypominaj±cego kształt planet.

XI. Meteoryd, meteor i meteoryt

Meteoroidy należ± do najmniejszych obiektów w Układzie Słonecznym a s± nimi małe planetoidy lub stara komety. Gdy meteoryd wedrze się w ziemsk± atmosferę, staje się meteorem, a meteor, który dotarł na powierzchnię naszej planety to meteoryt. W atmosferze ziemskiej pył kosmiczny, poruszaj±cy się z duż± prędko¶ci±, spala się. Niektóre fragmenty meteorów s± na tyle duże, że mog± nie spłon±ć w atmosferze i spadaj± na powierzchnię Ziemi. Pochodz± one z planetoid, Księżyca, Marsa oraz komet. Badanie meteorytów dostarcza ważnych informacji o powstaniu i budowie Układu Słonecznego. Kolekcja w Planetarium w Olsztynie jest największ± kolekcj± meteorytów w Polsce. Kiedy meteor wpada z ogromn± prędko¶ci± w atmosferę, zderzenie z cz±stkami powietrza rozgrzewa go i powoduje jego ¶wiecenie przez moment. Największy meteoryt od czasu wydarzenia w L'Aigle spadł na Syberii w Rosji. Wielu ludzi zaobserwowało ogromn± kulę ognia na niebie, po czym usłyszeli grzmot, który dotarł aż na odległo¶ć 1000 km. Podmuch powietrza przewrócił ludzi i konie w promieniu 150 kilometrów. Obszar, na którym to się zdarzyło, był tak odludny, że naukowcy dopiero po 19 latach obejrzeli tę okolicę. Zobaczyli oni zupełnie zdewastowany teren o ¶rednicy około 50 km. Większo¶ć drzew była poprzewracana. Katastrofa ta miała miejsce w 1908 roku i jest znana jako katastrofa tunguska. Wielokrotnie dochodziło do podobnych spotkań z meteorytami, odkryto wiele kraterów uderzeniowych na powierzchni Ziemi. Jeden z takich kraterów w Arizonie ma 1280 m ¶rednicy i 183 m głęboko¶ci. Brzeg krateru wznosi się 46 m ponad płaski teren. Największy znany meteoryt, Hoba, spoczywa w dwumetrowym zagłębieniu w Namibii, w południowo - zachodniej Afryce. Jest on brył± żelaza i niklu, czyli jest meteorytem żelaznym. Jego rozmiary wynosz± 2,7 x 2,7 x 1 m, a waga przekracza 54 tony. Innym olbrzymim meteorytem jest 30 - tonowy Ahnighlito, największy odłamek grenlandzkiego meteorytu Cape York. Niegdy¶ z metalu wydobytego z tego meteorytu Eskimosi wyrabiali narzędzia. Największym meteorytem odkrytym w Stanach Zjednoczonych jest Willamette o masie 14 ton. Znajduje się również w Amerykańskim Muzeum Historii Naturalnej. Meteoryty dziel± się na chondryty i achondryty. Chondryty zawieraj± pierwotn± materię, tę sam±, z której powstał± Ziemia. Pochodz± one z ciał, które nie przeobraziły się na tyle, by wyodrębniły się w nich j±dro, płaszcz i skorupa. Achondryty za¶ pochodz± z ciał, które uległy przeobrażeniu.

XII. Kometa

Komety to drobne ciała niebieskie, w Układzie Słonecznym obiegaj±ce Słońce po orbitach eliptycznych lub bardzo zbliżonych do paraboli. Centraln± czę¶ci± komety jest kilkukilometrowe j±dro, w skład którego wchodz±: woda, tlenek i dwutlenek węgla b±dĽ metanu. Gdy kometa zbliża się do Słońca, promieniowanie słoneczne zaczyna uwalniać z j±dra komety gazy i cz±stki pyłu, w wyniku czego zachodzi proces sublimacji - proces, podczas którego ciało stałe zamienia się w gaz, bez przechodzenia przez fazę ciekł±, przekształca lód bezpo¶rednio w mgłę. Pod wpływem ciepła j±dro zaczyna pękać i uwalniane s± strugi pyłu, które wraz z gazami doskonale odbijaj± ¶wiatło słoneczne.

Rozdział III - Odkrywcy w dziedzinie Astronomii

I. TYCHO DE BRAHE - 1546 - 1601

Tycho de Brahe był duńskim astronomem, który w swym obserwatorium na wyspie Hveen, opodal szwedzkiego wybrzeża, dokonywał wielu precyzyjnych obserwacji gwiazd i planet. Brahe był wnikliwym obserwatorem i jego mapy morza były dokładniejsze niż jakiekolwiek wykonane przed nim. W 1572 roku zaobserwował gwiazdę supernow± w gwiazdozbiorze Kasjopei. W założonym przez siebie w 1576 roku obserwatorium astronomicznym Uraniborg, w pobliżu Kopenhagi, wykonał wiele bardzo dokładnych obserwacji planet, co umożliwiło Keplerowi potwierdzenie teorii heliocentrycznej. Podał teorię budowy Układu Planetarnego, według której Ziemia miała być ciałem centralnym, okr±żanym przez Księżyc i Słońce, za¶ wokół Słońca miał kr±żyć Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn.

II. GALILEO GALILEI - 1564 - 1642

Galileusz urodził się w 1564 roku w Pizie. Zabłysn±ł geniuszem bardzo wcze¶nie, gdyż już jako student miejscowego uniwersytetu dokonał bardzo ważnych odkryć. Zauważył między innymi, że wahadło danej długo¶ci waha się w stałym tempie, bez względu na to, jak bardzo zostało odchylone od położenia równowagi. Według historycznych przekazów również w Pizie wykonał swoje słynne do¶wiadczenie - zrzucił z Krzywej Wieży dwa ciała o różnej masie, dowodz±c, że spadaj± z tym samym przyspieszeniem. W 1592 roku opu¶cił on rodzinne miasto i obj±ł katedrę na uniwersytecie w Padwie. Następnych osiemna¶cie lat było najbardziej twórczym okresem w jego życiu. Zyskał sławę dzięki pracom na temat dynamiki, czyli nauki o poruszaj±cych się ciałach, jak również dokonał wielu astronomicznych obserwacji, które zrewolucjonizowały naukowy obraz Wszech¶wiata. Używaj±c własnoręcznie skonstruowanego, prymitywnego teleskopu, Galileusz dokonał przegl±du olbrzymich, dotychczas nieznanych połaci nieba. Dostrzegł góry na Księżycu, satelity Jowisza oraz setki nowych gwiazd .¦ledził i opisywał zachowania ciał niebieskich, rejestrował gazy Wenus i wędrówki plan na Słońcu. Wszystkie swoje obserwacje opublikował w 1610 roku w ksi±żce "Gwiezdny posłaniec". Na podstawie przeprowadzonych badań Kosmosu Galileusz doszedł do wniosku, że planety i Księżyc maj± wiele wspólnych cech z Ziemi±. Mimo że każda z nich wygl±da nieco inaczej, z pewno¶ci± s± ciałami tego samego rodzaju. Twierdzenie to było zupełnym zaprzeczeniem teorii Ptolemeusza i Arystotelesa. W ten sposób Galileusz poparł tezy Kopernika i w "Dialogu o dwu najważniejszych układach ¶wiata: Ptolemeuszowym i Kopernikowym", opowiedział się za modelem heliocentrycznym. Galileusz zmarł w 1642 roku. Argumenty zawarte w jego traktatach przekonały następne pokolenia europejskich astronomów, że Ziemia kr±ży wokół Słońca.

III. JAN HEWELIUSZ - 28.01.1611 - 28.01.1687

Urodził się w Gdańsku. Pochodził z bogatej rodziny kupieckiej. Rodzice przeznaczyli go na stanowisko w zarz±dzie rodzimego miasta. W zwi±zku z tym odbył studia prawne w Holandii, Anglii i Francji. Jeszcze przed wyjazdem interesował się obserwacjami astronomicznymi. W roku 1639 po¶więcił czę¶ć maj±tku rodzinnego na budowę własnego obserwatorium astronomicznego. Heweliusz zbudował olbrzymie przyrz±dy pomiarowe, przez co zdołał udoskonalić powtarzaln± dokładno¶ć pomiarów pozycji gwiazd do jednej minuty w mierze łukowej "gołym okiem". Tym samym przewyższył dokładno¶ć osi±gnięt± przez Tycho de Brahe. Z pomoc± swojej drugiej żony, Elżbiety, skompletował katalog gwiazd, który okazał się niezwykle kompletny. Niestety duża czę¶ć informacji uległa zniszczeniu, kiedy to 26 wrze¶nia 1679 jego dom i obserwatorium się spaliły. Jego "Atlas Ciał Niebieskich", stanowi±cy efekt pracy całego życia, został złożony i opublikowany po¶miertnie w roku 1690, przez jego żonę. Na pocz±tku okresu 1670 - 1679 Heweliusz zaangażował się w tok gor±cej polemiki z Johnem Flamsteedem, a póĽniej z Robertem Hookem, którzy uznawali, że tylko użycie teleskopów i mikrometrów pozwalało na dokładne okre¶lenie pozycji ciał niebieskich. Rozejm został osi±gnięty dopiero w roku 1679, kiedy to młody wówczas Edmund Halley, odwiedził Heweliusza w Gdańsku. Halley potwierdził, ze Heweliuszowy sposób pomiaru był tak samo dokładny jak inne współcze¶nie znane sposoby, ł±cznie z teleskopem pomiarowym, który przywiózł ze sob± z Anglii. Heweliusz był znanym i szanowanym astronomem. W roku 1664 został przyjęty do angielskiego Royal Society, a w 1666 zaoferowano mu główn± pozycję w nowo zbudowanym obserwatorium w Paryżu, której nie przyj±ł. Heweliusz przeprowadził wiele obserwacji księżycowych, planetarnych i słonecznych. 22 listopada 1644 zaobserwował fazy planety Merkury. Heweliusz wykorzystał własne obserwacje plam słonecznych do okre¶lenia okresu obrotów słońca, z dokładno¶ci± większ± niż osi±gnięt± przez poprzedników. Dał nazwę "faculae" jasnym regionom wokół plam słonecznych. Jan Heweliusz zmarł 28 stycznia 1687 roku w dniu swoich 76 urodzin.

IV. EDWIN POWELL HUBBLE - 20.11.1889 - 28.09.1953

Astronom amerykański urodzony w 1889 r. w Missouri. Studiował na uniwersytecie w Chicago (astronomię) oraz w Oksfordzie (prawo). Podczas studiów na Uniwersytecie Chicago skoncentrował się na matematyce oraz astronomii. Przez następne trzy lata studiował prawo na uniwersytecie w Oxfordzie. Uzyskawszy tytuł magisterski (Master of Arts), powrócił do Stanów Zjednoczonych, gdzie został nauczycielem i trenerem koszykówki w New Albany w stanie Indiana. Do astronomii Hubble powrócił w Obserwatorium Yerkes należ±cym do Uniwersytetu Chicago, gdzie uzyskał tytuł doktora w roku 1917. Dwa lata póĽniej otrzymał propozycję zatrudnienia w obserwatorium Mount Wilson w Pasadenie w Kalifornii, gdzie pracował aż do ¶mierci. Jego przybycie do Mount Wilson zbiegło się w czasie z ukończeniem budowy najpotężniejszego wówczas na ¶wiecie Teleskopu Hookera o ¶rednicy 100 cali. Dzięki poczynionym przy jego użyciu w latach 1923 - 1924 obserwacjom, Hubble ustalił ponad wszelk± w±tpliwo¶ć, że zaobserwowane już wcze¶niej z zastosowaniem słabszych instrumentów niewyraĽne obiekty okre¶lane mianem mgławic nie znajduj± się - jak s±dzono - w obrębie naszej galaktyki, lecz same stanowi± odrębne galaktyki poza Drog± Mleczn±. W 1924 r. odkrył cefeidy w kilku mgławicach (m. in. w M31 - Galaktyka w Andromedzie) i wykazał, że s± to mgławice pozagalaktyczne (według dzisiejszej terminologii: inne galaktyki). Opracował klasyfikację morfologiczn± galaktyk (na podstawie wygl±du) oraz zaproponował schemat ich ewolucji. Badał rozmieszczenie galaktyk i odkrył rozszerzanie się Wszech¶wiata (tzw. ucieczka galaktyk). Ustalił, iż istnieje zależno¶ć prędko¶ci oddalania się galaktyki od jej odległo¶ci od nas (prawo Hubble'a, 1929).

V. JOHANNES KEPLER - 1571 - 1630

Astronom niemiecki i matematyk. Urodził się w 1571 roku w miasteczku Weil der Stadr położonym na terenie ¦więtego Cesarwtsa Rzymskiego. W 1601 roku odziedziczył stanowisko cesarskie matematyka na dworze w Pradze po innym wielkim uczonym, Tychonie de Brahe. Kepler zyskał dostęp do bardzo cennych obserwacji, które Tycho poczynił gołym okiem w ci±gu kilku dziesięcioleci. Przez lata analizował on uzyskane pomiary, aby ostatecznie potwierdzić słuszno¶ć modelu heliocentrycznego. W szczególno¶ci próbował on wyznaczyć orbitę Marsa, ale kołowy kształt toru tej planety nie pasował do pomiarów Brahego. Kepler doszedł do wniosku, ze znacznie lepiej pasuje do tego celu inna geometryczna figura - elipsa. Planeta w ruchu po orbicie eliptycznej zbliża się do Słońca, to znów od niego oddala. Będ±c bliżej Słońca planeta porusza się szybciej. Jej owalny kontur można ¶ci¶le opisać za pomoc± wzorów matematycznych. Definiuj± j± dwa wewnętrzne punkty, zwane ogniskami, charakteryzuj±ce się tym, że suma odległo¶ci od nich do dowolnego punktu elipsy jest wielko¶ci± stał±. Wkrótce powstał model układu, w którym wszystkie znane planety kr±ż± po orbitach eliptycznych wokół Słońca, położonego w ich wspólnym ognisku. To odkrycie obaliło pogl±d o kołowych torach ciał niebieskich. Sformułował prawa Keplera na podstawie analizy obserwacji ruchu planet.

VI. MIKOŁAJ KOPERNIK - 19.02.1473 - 24.05.1543

Polski astronom, matematyk, ekonomista, lekarz, urodzony w 1473 r. w Toruniu przy ul. ¶w. Anny (obecnie: Kopernika). Wszechstronnie wykształcony, studiował nauki przyrodnicze, w tym metody obserwacji astronomicznych, na Akademii Krakowskiej, prawo w Bolonii i medycynę w Padwie. W 1503 doktoryzował się z prawa kanonicznego. Po powrocie do Polski mieszkał w Lidzbarku Warmińskim, Fromborku (1510), Olsztynie (1520 - 1521, w czasie wojny polsko - krzyżackiej). Tam też przeprowadzał obserwacje astronomiczne i pisał swoje dzieła. Doszedł do wniosku, że teoria Ptolemeusza nie wyja¶nia drogi ruchu planet. Odkrył, że to Słońce, a nie Ziemia, jest ¶rodkiem Wszech¶wiata, a wszystkie planety, w tym także Ziemia, poruszaj± się wokół Słońca po kolistych orbitach. Kopernik był twórc± systemu heliocentrycznego. Wiedz±c, że jego odkrycia nie zyskaj± aprobaty Ko¶cioła, który uważał Ziemię za najważniejsze miejsce we Wszech¶wiecie, powstrzymał się z opublikowaniem swego dzieła. Ksi±żka "O obrotach ciał niebieskich" ukazała się drukiem dopiero w 1543 roku, czyli w roku ¶mierci Kopernika.

 

VII. IZAAK NEWTON - 1642 - 1727

Newton urodził się rok po ¶mierci Galileusza w angielskim miasteczku Woolsthorpe. Podczas swojej kariery naukowej dokonał wielu ważnych odkryć z dziedziny matematyki, fizyki i astronomii. Stworzył teorię, która formułowała prawa fizyki rz±dz±ce zarówno Układem Słonecznym, jak i otaczaj±cym nas ¶wiatem. Według tej teorii planety, w tym również Ziemia s± utrzymywane na swych orbitach przez siłę grawitacji Słońca. Zainteresował się on teori± grawitacji obserwuj±c jabłka spadaj±ce z drzewa. Nurtowało go pytanie jaka jest natura siły przyci±gaj±cej jedne ciała do drugich. Doszedł do wniosku, że ta sama siła, która powoduje spadanie jabłka na ziemię, utrzymuje Księżyc na orbicie wokół Ziemi, a Ziemię na orbicie wokół Słońca. Teorię grawitacji wraz z innymi zasadami dynamiki Newton opisał w traktacie "Zasady matematyczne filozofii naturalnej". Zawarł w nim między innymi jedno proste równanie matematyczne, pozwalaj±ce przewidzieć eliptyczny kształt orbit planetarnych. Grawitacyjna siła działaj±ca między dwoma dowolnymi ciałami jest proporcjonalna do ich masy i odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległo¶ci między nimi. Oznacza to, że im bliżej siebie znajduj± się ciała, tym większa jest siła ich wzajemnego przyci±gania. Będ±c dorosłym człowiekiem stworzył teorie matematyczne, przedstawiaj±ce Wszech¶wiat jako ogromn± machinę, której wszelkie ruchy można przewidzieć. Izaak zaprojektował nowy typ teleskopów, który wykorzystywał zwierciadła zamiast soczewek, daj±c tym samym wyraĽniejszy obraz. Jego wynalazek jest stosowany do dzi¶.
 

VIII. KLAUDIUSZ PTOLEMEUSZ - I - I w.

Astronom, matematyk, geograf, teoretyk muzyki. Działał w Aleksandrii. Był twórc± spójnej teorii matematycznej geocentrycznego systemu budowy ¶wiata. Całokształt ówczesnej wiedzy astronomicznej zawarł w 13 księgach dzieła "Mathematike syntaxis", znanego pt. "Almagest", które aż do XVI w. było uznawane za podstawowy wykład astronomii matematycznej. Popierał on geocentryczny obraz Wszech¶wiata oraz teorię epicykli Apoloniusza. Wprowadził dodatkowe elementy geometryczne, między innymi deferenty, czyli koła mimo¶rodkowe, których ¶rodki leż± nieco poza Ziemi±; oraz ekwanty, czyli punkty wyrównawcze, wokół których zakre¶lane s± epicykle. Te przesunięcia orbit i epicykli miały w pełni wyja¶nić obserwowane ruchy planet. Podczas gdy tory tych ciał niebieskich były złożone, Słońce, Księżyc i gwiazdy zataczały prostsze orbity wokół naszej Ziemi.

 ©Askalon Joppe

Bibliografia:

http://www.astronomia.biz.pl/

Ksi±żki:"Co to jest...?", "Szkolna Encyklopedia Collins"

Oraz własne do¶wiadczenie astronomiczne