[ Pobierz całość w formacie PDF ]
.Wiele lat później w tym właśnie punkcie rozpocząłem swoje badania w dziedzinie fizyki teoretycznej.Roger Penrose i ja pokazaliśmy, iż z ogólnej teorii względności Einsteina wynika, że wszechświat musiał mieć początek i zapewne musi mieć również koniec.Rozdział 3ROZSZERZAJĄCY SIĘ WSZECHŚWIATNajjaśniejsze ciała niebieskie, jakie możemy dostrzec na bezchmur­nym niebie w bezksiężycową noc, to planety Wenus, Mars, Jowisz i Saturn.Widać również wiele gwiazd stałych, które są podobne do naszego Słońca, a tylko znacznie dalej od nas położone.Niektóre z nich w rzeczywistości zmieniają nieco swe położenie względem innych: nie są wcale stałe! Dzieje się tak, ponieważ gwiazdy te znajdują się jednak względnie blisko nas.W miarę jak Ziemia okrąża Słońce, oglądamy je z różnych pozycji na tle gwiazd bardziej odległych.Jest to bardzo po­myślna okoliczność, pozwala nam bowiem bezpośrednio zmierzyć od­ległość do tych bliskich gwiazd: im bliżej nas gwiazda się znajduje, tym wyraźniejsza pozorna zmiana jej położenia.Najbliższa gwiazda, zwana Proxima Centauri, jest oddalona o cztery lata świetlne (jej światło potrzebuje czterech lat, aby dotrzeć do Ziemi), czyli o około 35 milionów milionów kilometrów.Większość gwiazd, które widać gołym okiem, znajduje się w odległości mniejszej niż kilkaset lat świetlnych od nas.Dla porównania, odległość do Słońca wynosi osiem minut świetlnych! Widoczne gwiazdy wydają się rozproszone po całym niebie, ale szcze­gólnie wiele ich znajduje się w paśmie zwanym Drogą Mleczną.Już w 1750 roku niektórzy astronomowie twierdzili, że obecność Drogi Mlecznej można wytłumaczyć, zakładając, iż większość widzialnych gwiazd należy do układu przypominającego dysk; takie układy nazy­wamy dziś galaktykami spiralnymi.Parędziesiąt lat później astronom brytyjski Sir William Herschel potwierdził tę koncepcję, mierząc cier­pliwie położenia i odległości wielkiej liczby gwiazd, jednak powszech­nie przyjęto ją dopiero na początku naszego stulecia.Współczesny obraz wszechświata zaczął kształtować się całkiem niedawno, w 1924 roku, kiedy amerykański astronom Edwin Hubble wykazał, że nasza Galaktyka nie jest jedyna we wszechświecie, lecz że w rzeczywistości istnieje bardzo wiele innych, oddzielonych od sie­bie ogromnymi obszarami pustej przestrzeni.Aby to udowodnić, Hubble musiał zmierzyć odległość do innych galaktyk, położonych tak daleko, iż w odróżnieniu od pobliskich gwiazd nie zmieniają pozycji na niebie.Hubble był więc zmuszony do użycia metod pośrednich przy dokony­waniu swych pomiarów.Jasność obserwowana gwiazdy zależy od dwóch czynników: od natężenia światła, emitowanego przez gwiazdę (jej jas­ności), i od odległości od nas.Potrafimy zmierzyć jasność obserwowaną pobliskich gwiazd i odległość od nich, więc możemy wyznaczyć ich jasność.I odwrotnie, znając jasność gwiazd w odległej galaktyce, po­trafimy wyznaczyć odległość do tej galaktyki, mierząc ich jasność ob­serwowaną.Hubble odkrył, że wszystkie gwiazdy pewnych typów, znaj­dujące się dostatecznie blisko, by można było wyznaczyć ich jasność, promieniują z takim samym natężeniem.Wobec tego — argumentował — jeśli tylko znajdziemy w innej galaktyce takie gwiazdy, możemy przyjąć, że mają one taką samą jasność jak pobliskie gwiazdy tegoż rodzaju, i korzystając z tego założenia, jesteśmy w stanie obliczyć od­ległość do tej galaktyki.Jeżeli potrafimy to zrobić dla znacznej liczby gwiazd w jednej galaktyce i za każdym razem otrzymujemy tę samą odległość, możemy być pewni poprawności naszej oceny.W ten sposób Hubble wyznaczył odległość do dziewięciu galaktyk.Dziś wiemy, że nasza Galaktyka jest tylko jedną z setek miliardów galaktyk, które można obserwować za pomocą nowoczesnych telesko­pów, każda z nich zawiera zaś setki miliardów gwiazd.Rysunek 11 przedstawia spiralną galaktykę; tak mniej więcej widzi naszą Galaktykę ktoś żyjący w innej.Żyjemy w galaktyce o średnicy stu tysięcy lat świetlnych.Wykonuje ona powolne obroty: gwiazdy w jednym z ramion spirali okrążają centrum galaktyki raz na paręset milionów lat.Słońce jest przeciętną, żółtą gwiazdą w pobliżu wewnętrznego brzegu jednego z ramion spirali.Z pewnością przebyliśmy długą drogę od czasów Ary­stotelesa i Ptolemeusza, kiedy to wierzyliśmy, że Ziemia jest środkiem wszechświata.Gwiazdy położone są tak daleko, że wydają się tylko punkcikami świetlnymi.Nie widzimy ich kształtu ani rozmiarów.Jak zatem możemy rozróżniać typy gwiazd? Badając większość gwiazd, potrafimy obser­wować tylko jedną ich cechę charakterystyczną, mianowicie kolor ich światła.Już Newton odkrył, że gdy światło słoneczne przechodzi przez trójgraniasty kawałek szkła, zwany pryzmatem, to rozszczepia się na poszczególne kolory składowe (widmo światła), podobnie jak tęcza.Ogniskując teleskop na określonej gwieździe lub galaktyce, można w podobny sposób wyznaczyć widmo światła tej gwiazdy lub galaktyki.Różne gwiazdy mają różne widma, ale względna jasność poszczegól­nych kolorów jest zawsze taka, jakiej należałoby się spodziewać w świet­le przedmiotu rozgrzanego do czerwoności.(W rzeczywistości, światło emitowane przez rozgrzany, nieprzezroczysty przedmiot ma charaktery­styczne widmo, które zależy tylko od temperatury; widmo takie nazy­wamy termicznym lub widmem ciała doskonale czarnego).Oznacza to, że potrafimy wyznaczać temperaturę gwiazdy na podstawie widma jej światła.Co więcej, okazuje się, iż w widmach gwiazd brakuje pewnych charakterystycznych kolorów; te brakujące kolory są różne dla różnych gwiazd.Wiemy, że każdy pierwiastek chemiczny pochłania charaktery­styczny zestaw kolorów, zatem porównując te układy barw z brakują­cymi kolorami w widmach gwiazd, możemy wyznaczyć pierwiastki obecne w atmosferach gwiazd.W latach dwudziestych, kiedy astronomowie rozpoczęli badania widm gwiazd w odległych galaktykach, zauważyli coś bardzo osobli­wego: w widmach tych gwiazd widać dokładnie te same układy kolo­rów, co w widmach gwiazd naszej Galaktyki, ale przesunięte w kierunku czerwonego krańca widma o taką samą względną wartość długości fali.Aby zrozumieć znaczenie tego spostrzeżenia, musimy najpierw zrozu­mieć efekt Dopplera.Jak już wiemy, światło widzialne to fale elektro­magnetyczne.Częstość światła (liczba fal na sekundę) jest bardzo wy­soka, od czterech do siedmiu setek milionów milionów fal na sekundę.Oko ludzkie rejestruje fale o odmiennych częstościach jako różne ko­lory: fale o najniższej częstości odpowiadają czerwonemu krańcowi widma, o najwyższej częstości — niebieskiemu.Wyobraźmy sobie te­raz, że źródło światła o stałej częstości, na przykład gwiazda, znajduje się w stałej odległości od nas.Oczywiście, częstość odbieranych przez nas fal jest dokładnie taka sama, jak fal wysyłanych (grawitacyjne pole galaktyki jest zbyt słabe, by odegrać znaczącą rolę).Przypuśćmy teraz, że źródło zaczyna się przybliżać.Kiedy kolejny grzbiet fali opuszcza źródło, znajduje się ono już bliżej nas, zatem ten grzbiet fali dotrze do nas po krótszym czasie, niż wtedy gdy źródło było nieruchome [ Pobierz całość w formacie PDF ]

zanotowane.pl

doc.pisz.pl

pdf.pisz.pl

wblaskucienia.xlx.pl