KONRAD RUDNICKI POGADANKI O PLANETACH PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE WARSZAWA 1957 Obwolutę projektował Teodor Klonowski Podstawę tej książki stanowią artykuły i notatki ogłoszone w latach 1953-1955 w miesięczniku "Urania" DRUKARNIA NARODOWA W KRAKOWIE Jan Heweliusz rysujący w swym obserwatorium mapę księżyca według obrazu rzuconego przez lunetę. Rycina z jego dzieła "Machina Coelestis" z roku 1673 Rozdział I ZAGADNIENIE PLANET w ASTRONOMII Różne ciała spotykane we wszechświecie mają różne właściwości. Materia międzygwiazdowa zadziwia ogromnym rozrzedzeniem, przeciwnie, wnętrza niektórych gwiazd - ogromną gęstością materii. w obszarach międzygalaktycznych panują temperatury bliskie zeru absolutnemu, a w jądrach gwiazd teoretycy spodziewają się temperatur wynoszących wiele milionów stopni. Zjawiska fizyczne, które możemy zaobserwować na gwiazdach lub w mgławicach ciemnej materii, przebiegają w sposób tak potężny, że stawiają często fizyków-teoretyków przed całkiem nowymi zagadnieniami, do jakich nieprędko dałyby może pobudkę prace laboratoryjne. Ostatnie prace fizyków jądrowych, mające tak wielkie znaczenie praktyczne przy konstrukcji elektrowni atomowych, dające człowiekowi możność posługiwania się całkiem nowymi siłami, były zapoczątkowane właśnie przez astrofizyków badających źródła energii gwiazd. Może dlatego zainteresowanie zarówno znacznej części współczesnych astronomów , jak i większości miłośników astronomii zwraca się przede wszystkim ku gwiazdom i mgławicom. Dlatego może czasem zapomina się >> 7 « ne i magnetyczne, ale ponadto spotykamy się tutaj ze zjawiskaml znacznie subtelniejszymi, które mogą zachodzić właśnie dlatego, że planety pod względem temperatur i masy są czymś pośrednim między gwiazdami i bryłkami materii .meteorowej. Już zjawiska fizyczne nabierają na planetach cech pewnej subtelnos 'ci. O ile w gwiazdach i mgławicach spotykamy się wyłącznie ze stałą albo lotną fazą materii, o tyle na planetach - wskutek umiarkowanych temperatur - spotykamy się z pośrednią fazą ciekłą, która współistnieje tutaj z tamtymi, wskutek czego zachodzą interesujące zjawiska fizyczne. Te zjawiska, a więc parowanie, zamarzanie, rozpuszczanie i inne, bardziej skomplikowane, znamy dobrze z e1ementarnej nauki fizyki, nieraz jednak nie zdajemy sobie sprawy z tego, że w całym bogactwie odmian występują wyłącznie na planetach. Podobne zjawiska związane z budową krystaliczną, które na gwiazdach nie występują zupełnie z braku ciał stałych, a w pyłkach mgławicowych są jakby uśpione, na planetach przebiegają żywO i twórczo. Stosunkowo duz . e masy planet umożliwiają, przynajmniej na niektórych z nich, ruchy górotwórcze, które z kolei poddają te same cząstki materii raz większemu, to znowu mniejszemu ciśnieniu, i w ten sposób zmieniają strukturę ciał stałych. Powoduje to wiele ciekawych zjawisk, którymi się zajmuje petrografia. Wszelkie bardziej skomplikowane zjawiska chemiczne przebiegają wyłącznie na planetach. Zarówno umiarkowana temperatura, rzędu kilkuset stopni w skali absolutnej, jak obecność fazy ciekłej » 9 « macje o budowie i składzie chemicznym warstwy .planety, od której światło się odbija. Należy zauważyć, że mówiąc o planetach mamy zawsze prawie na myśli planety należące do na szego układu planetarnego, planety krążące wokół Słońca. Mamy pośrednie, skąpe wiadomości o istnieniu plan et krążących wokół innych gwiazd; przypuszczamy, że ciała typu planet mogą istnieć w przestrzeniach wszechświata również samodzielnie, z dala od gwiazd, ale o ich przyrodzie nie wiemy nic konkretnego. Tylko najbliższe nas planety należące do Układu Słonecznego, dają się obserwować bezpośrednio przez instrumenty optyczne. Na niektórych z nich, największych, jak Jowisz czy Saturn - lub najbardziej zbliżających się do Ziemi - jak Mars - możemy nawet dostrzec dość dużo szczegółów powierzchniowych, co pozwala wnioskować o warunkach, jakie tam panują. Interesująca jest nie tylko przyroda planet. Planety krążące wokół Słońca są ciekawymi obiektarni również ze względu na ruchy. Bez obserwacji ruchu planet niesposób byłoby pomyśleć o rozwoju teorii grawitacji. Wskutek tego, że przy powierzchni Ziemi siły grawitacyjne wywołują duże przyśpieszenia, wynoszące 981 cm/sek 2, zjawisko ciążenia pod wpływem przyciągania Ziemi jest nader dobrze ws zystkim znane i dość dokładnie zbadane naukowo. Zarazem jednak, wskutek tego właśnie silnego ziemskiego przyciągania wielce utrudnione jest badanie przyciągania innych ciał a tym samym dokonywanie jakichś laboratoryjnych doświadczeń dotyczących grawitacji. » 12 « Wprawdzie Ziemia posiada nie tylko pole grawitacyjne, ale również inne, na przykład magnetyczne; nie stanowi ono jednak istotnej przeszkody w przeprowadzeniu doświadczeń nad magnetyzmem z dwu powodów. Po pierwsze, stosowaniem odpowiednich osłon potrafimy tak zmienić przebieg linii pola magnetycznego, że w niewielkich obszarach przeznaczonych na wykonywanie doświadczeń możemy się w praktyce odizolować od wpływu magnetycznego pola Ziemi. Po wtóre, na powierzchni Ziemi je j naturalne pole magnetyczne ma stosunkowo małe natężenie, nie dochodzące do 0,4 ersteda, podczas gdy laboratoryjnie potrafimy wytwarzać silne pola, sięgające nawet milionów erstedów. W obec takich natężeń, naturalnego pola magnetycznego Ziemi można w większości doświadczeń nie brać pod uwagę. Podobnie ma się sprawa z polem elektrycznym Ziemi, którego wpływ daje się zauważyć tylko w szczególnych przypadkach. Dlatego teoria magnetyzmu i elektryczności jest prawie w całości zbudowana na podstawie doświadczeń laboratoryjnych, coraz dokładniejszych i coraz bardziej skomplikowanych. Inaczej jest z doświadczeniami grawitacyjnymi. Przyciąganie dwu mas nie zależy od ich stanu fizycznego ani od stanu fizycznego przestrzenl, która je oddziela. Linie pól grawitacyjnych nie dają slę ugiąć przez ustawianie na ich drodze jakichkolwiek osłon. Od pola przyciągania Ziemi nie potrafimy się odizolować nawet w najmniejszym obszarze. Nie potrafimy również wytwarzać w laboratorlach silnych » 13 « pól grawitacyjnych, które by mogły konkurować z naturalnym polem Ziemi* Historia fizyki zanotowała właściwie tylko dwa doświadczenia grawitacyjne. Jedno, wykonane po * Upraszczając zagadnienie, a mianowicie zakładając, iż ciała mają kształt kulisty, można powiedzieć, że pole grawitacyjne zależne jest tylko od masy ciała i odległości od środka tej masy. Siła ciężkości jest mianowicie wprost proporcjonalna do masy i odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości od środka masy. Zmniejszać odległości nie można dowolnie, gdyż granicę stanowi tu powierzchnia ciała. Aby więc zwiększyć bardziej siłę ciążenia, musimy powiększyć masę ciała albo przez zwiększenie rozmiarów przy tej samej gęstości ( ciężarze właściwym), albo przez zwiększenie gęstości. To ostatnie daje się niestety przeprowadzić tylko w bardzo waskich granicach, bowiem w warunkach ziemskich nie znamy materii o gęstości przewyższającej więcej niż kilkakrotnie średnią gęstość globu iemskiego. Teoria i doświadczenie wskazuje, że nie zyskamy również nic przez nadawanie ciałom jakichś innych, bardziej skomplikowanych kształtów. Przeciwnie, kształt kulisty jest w tym wypadku jeszcze najbardziej pomyślny. Praktycznie pozostaje więc tylko metoda powiększania wielkości ciał mających wytwarzać laboratoryjne pola grawitacyjne. Ponieważ jednak nonsensem byłby projekt konstruowania w laboratorium ciała dorównującego rozmiarem Ziemi, przeto nie mamy możności wytwarzania pól grawitacyjnych tego choćby rzędu co pole ziemskie, nie mówiąc już o polach tak silnych, przy których pole ziemskie byłoby znikomo małe, jak to się daje osiągnąć w dziedzinie pól elektromagnetycznych. A więc w rezultacie przy doświadczeniach nad grawitacją musimy mierzyć zaledwie niewielkie dodatki, jakle do pola grawitacji ziemskiej wnoszą pola sztucznie utworzone, co nawet przy nadzwyczajnej precyzji pomiaru możliwe jest tylko w najbliższym otoczeniu badanego ciała, a tym samym wyklucza przeprowadzanie eksperymentów bardziej skomplikowanych, raz pierwszy przez Cavendisha w roku 1798, pozwoliło bezpośrednio zmierzyć siłę, z jaką się przyciągają kulki o znanych masach i znanej odległości, drugie zaś, przeprowadzone w roku 1881 przez Jolly'ego, pozwoliło porównać przyciąganie Ziemi z przyciąganiem kuli ołowianej o znanej masie. Wobec dzisiejszego rozwoju fizyki doświadczalnej oba wydają się nader prymitywne. Inne doświadczenia były tylko ich powtórzeniem lub nieistotnymi odmianami. Poza tym - umiemy jeszcze wyznaczyć doświadczalnie natężenie naturalnego pola grawitacyjnego Ziemi. I to wszystko. Gdybyśmy » 15 « Rys. 4. Umieszczenie obserwatora w głównym ognisku pięciometrowego teleskopu na Mount Palomar. Kabina obserwatora mieści się wewnątrz tubusu teleskopu. Pięciometrowy teleskop był użyty do badań Marsa w czasie wielkiej opozycji w roku 1956 Rys. 5. Amatorski teleskop własnej konstrukcji pozwala dojrzeć góry na Księżycu, szczegóły na powierzchni i księżyce Jowisza oraz pierścienie Saturna. w budowie takich teleskopów pomaga chętnym Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii. (Konstrukcja i fot. Jerzego Giergielewicza ze Szczecina) więc byli zdani wyłącznie na eksperymenty, mało wiedzielibyśmy o grawitacji, a wątpliwe nawet, czy zna1ibyśmy prawo powszechnego ciążenia. Rzeczywiście, laboratoryjne doświadczenia odegrały w dziejach teorii grawitacji małą rolę. Przydały się wprawdzie do wyznaczania pewnych » 17 « skądinąd ważnych liczbowych wielkości, jak np. stałej grawitacji, jednak zasadnicza teoria rozwijała się w oparciu o ruchy planet i księżyców. Jeśli to nawet prawda, że bezpośrednią pobudką do sformułowania zasady powszechnego cią żenia było dla Newtona spadające jabłko, to w każdym razie wiadomo, że powziął on tę ideę po do- Rys. 6. Schemat doświadczenia Cavendisha. Pręt zakończony dwiema kulami i zawieszony na sprężystej nici odchyla się od położenia naturalnego, jeśli do końców pręta zbliżymy z przeciwległych stron dwie dodatkowe, masywne kule. Zmierzywszy następnie siłe potrzebną do skręcenia nici, poznajemy siłę, z jaką przyciągają się kule kładnym przestudiowaniu podanych przez Keplera praw ruchu planet. Właśnie z praw keplerowskich, w drodze matematycznej wyprowadził Newton ścisłe sformułowanie prawa ciążenia, a liczbowe prześledzenie ruchów Księżyca było pierwszym sprawdzianem słuszności nowoodkrytego prawa. Przez długie lata obserwacje astronomiczne dostarczały coraz to nowych dowodów słuszności praw newtonowskich, choć już w ubiegłym wieku za- 18 Rys. 7. Schemat doświadczenia Jolly'ego. Siłę, z jaką Ziemia przyciąga kulę położoną na szali wagi równoważymy odważnikiem umieszczonym na drugiej szali (I). Gdy pod pierwsza szalą umieścimy wielką kulę ołowianą (II) będzie ona dodatkowo przyciągać leżącą na szali kulę i spowoduje wychylenie się wagi. To przyciąganie można zrównoważyć drugim, mniejszym odważnikiem położonym na szali przeciwnej. Stosunek mas obu odważników wyznacza stosunek sił ciążenia wywieranych przez Ziemię i kulę ołowianą częto dostrzegać ślady ni.ezgodności przewidywań opartych na teorii Newtona - z obserwacjami. Pewne poprawki do teorii Newtona wniosła szczególna teoria względności ogłoszona w roku 1905. Jej teoretyczne przewidywania można było z grubsza zresztą - sprawdzić w pewnych elektromagnetycznych doświadczeniach nad cząstkami elementarnymi, które pośrednio wskazywały na » 19 « zmianę masy bezwładnej wskutek zmian energii czastki. Brakowało jednak doświadczalnych pod- staw do twierdzenia, że wraz ze wzrostem bezwładności zwiększa się siła przyciągania każdego ciała. W roku 1916 Einstein ogłosił ogólną teorię względności, która, tłumacząc po raz pierwszy w dziejach nauki sam mechanizm grawitacji, orzekała, że każda masa wytwarza wokół siebie pole grawitacyjne, zmieniające stan otaczającej przestrzeni w sposób dający się opisać geometrycznie. W jej ujęciu prawa grawitacji Newtona stały się jedynie prawami przybliżonymi. z konieczności najważniejszą drogą do sprawdzenia, czy poprawki do newtonowskich praw grawitacji przewidziane przez teorię względności są słuszne, okazały się obserwacje astronomiczne, które (oprócz pewnych faktów astrofizycznych oraz zakrzywjenia torów promieni świetlnych w polu grawitacyjnym Słońca) wykazały lepszą zgodność obserwowanego ruchu planet z relatywistycznym ujęci'em przyciągania. Ogólna teoria względności nie jest wykończona. Na jej tle stale powstają nowe hipotezy, bądź rozszerzające pierwotne myśli Einsteina, bądź też korygujące je. Wszystkie takie hipotezy dotyczące grawitacji potrzebują jakiegoś sprawdzianu. Wskutek rozwoju teorii grawitacyjnych nowego znaczenia nabrała stara i zdawałoby się przeżyta gałąź astronomii, zwana mechaniką nieba, zajmująca się obliczeniem ruchów ciał niebieskich należących do układu planetarnego. Ten dział astronomii, rozbudowany na podstawie praw Newtona, przez długie lata za główny cel stawiał sobie obli- >>20 « Rys. 8. Albert Einstein czanie efemeryd, to znaczy przewidywanie, gdzie na niebie będzie widoczna dana planeta lub inne ciało w określonym czasie, aby można je zawsze bez trudu odszukać w5ród otaczającvch gwiazd. Dziś, w do- -' bie maszyn elektronowych, tego rodzaju zadania są ciekawe raczej z punktu widzenia sztuki rachmistrzowskiej niż teorii i efemerydy oblicza się przeważnie z dokładnością większą niż potrzeba dla praktyki. Sytuacja zmienia się zasadniczo z chwilą, gdy przed mechaniką nieba staje zagadnienie rozstrzygania między różnymi hipotezami grawitacyjnymi różniącymi się drobnymi szczegółami. W tych warunkach zwiększenie dokładności rachunków mechaniki nieba, jak również należące do astrometrii stałe zwiększanie dokładności pomiarów położeń planet staje się nadzwyczaj aktualne i celowe. W sze1kie poniesione tutaj trudy opłaci sowicie dokładniejsze poznanie praw grawitacji należących do podstaw fizyki. W chwili obecnej tak pojęta "relatywistyczna mechanika nieba" stawia dopiero pierwsze kroki, lecz już może się poszczycić cennymi osiągnięciami. Przypuszczalnie będzie się ona rozwijać i nie jest wykluczone, że z czasem mechanika nieba zajmie znowu w astronomii centralne miejsce, jakie zajmowała przez kilka ubiegłych wieków. Widzimy więc, że zagadnienia dotyczące planet do dziś nie przestały być interesujące i mimo że ogólne zainteresowanie astronomów kieruje się raczej ku gwiazdom i mgławicom, warto się również zapoznać z tymi niewielkimi i skromnymi ciałami. » 22 « Rozdział II MERKURY O powierzchni Merkurego wiadomo niewiele. Ponieważ ta najbliższa Słońca planeta. obserwowana z Ziemi, nigdy nie oddala się od niego więcej niż na 26Q , \wiec na niebie nocnym można Merkurego . obserwować w wysokości nie większej niż kilkanaście stopni nad horyzontem. Jest to niestety wysokość wykluczająca dostrzeżenie drobniejszych szczegółów. Promienie świet1ne biegnące od planety przechodzą wtedy przez grubą warstwę atmosfery ziemskiej i wskutek jej drgań zniekształcają obraz. Luneta, powiększając obraz, zwiększa również drgania i przy powiększeniu, przy którym można by już dostrzec szczegóły powierzchni, widać niewiele więcej niż drgając)T i falujący sierp planety. Pod koniec XIX wieku Schiaparelli zapoczątkował dzienne obserwacje, i to około południa, gdy Merkury wraz ze Słońcem stoi wysoko na niebie. Takie obserwacje nie są tak trudne, jakby się rnogło zdawać. Merkury jest jasną p1anetą i w niektórych położeniach względem Ziemi świeci jak gwiazda minus 1r2 wielkości 0!., to znaczy tylko o 0,4 wiel- * Tak zwana wielkość gwiazdowa jest miarą jasności ciał niebieskich w skali logarytmicznej. Im mniejsza wielkość gwiazdowa, tym większa jasność. Najjaśniejsze obiekty na niebie mają wielkości gwiazdowe ujemne. » 23 « kości gwiazdowej słabiej niż Syriusz. Tak jasny obiekt można dojrzeć w dzień, przy sprzyjających warunkach, nawet gołym okiem. Tym bardziej jest to możliwe przy użyciu lunet. Pozostaje jednak dodatkowa trudność: będąc najbliżej Ziemi - gdy jego średnica kątowa wynosi 13" - Merkury zwrócony jest ku nam stroną nie oświet1oną, zaś stronę oświetloną zwraca wtedy, gdy oddalony jest najbardzie j i widoczny jako tarcza o rozmiarach ledwie 4" . Trzeba . więc szukać kompromisu i obserwować go w odległościach pośrednich, gdy się przedstawia jako sierp. w ówczas kątowa odległość Merkurego od Słońca jest stosunkowo duża. Zresztą różne części powierzchni wygodnie jest obserwować w różnych fazach. Sam środek oświet1onej tarczy daje się dostrzec tylko wtedy, gdy Merkury jest bardzo od nas oddalony. w ten sposób, poprzez blaski dziennego nieba na powierzchni Merkurego można zauważyć mgliste półcienie przedstawiające ciemniejsze miejsca. Różni obserwatorzy rozmaicie przedstawiają te same okolice powierzchni Merkurego, co świadczy o wielkiej niepewności tego typu obserwacji. Jednak ważniejsze kontury wszyscy obserwatorzy rysują tak samo. Fotografie Merkurego, wykonane w latach drugiej wojny światowej w wysokogórskim obserwatorium astronomicznym Pic du Midi w Pirenejach, gdzie czyste i spokojne powietrze pozwoliło na dokonanie ostrych zdjęć, obiektywnie potwierdziły » 24 « Rys. 10. Na nocnym niebie Merkury jest widoczny tylko ni-. sko nad horyzontem. Wskutek przechodzenia światła przez grubą warstwę atmosfery przedstawia się wtedy jako nieregularny, drgający sierp istnienie na powierzchni Merkurego 23 obiektów obserwowanych uprzednio wizualnie. Dlatego dziś nie można wątpić w .istnienie na jasnej tarczy Merkurego miejsc stale ciemniejszych. Niestety, nie wiadomo , czym są te ciemniejsze miejsca. Ponieważ na Merkurym, gdy jest od nas odwrócony stroną nie oświetloną - na przykład nieco przed lub po przejściu przed tarczą słoneczną nigdy nie widać świetlistej obwódki atrnosfery, a terminator, to znaczy linia odgraniczenia części oświetlonej tarczy od nie oświetlonej, zawsze przebiega wyraźną elipsą od jednego brzegu tarczy do Rys. 11. Schematyczny wygląd Merkurego w różnych położeniach na niebie względem Słońca drugiego - wnioskujemy, że atrnosfera na Merkuryrn musi być niesłychanie rozrzedzona, podobnie jak na Księżycu. Niektórzy wyciągają stąd wniosek, że powierzchnia Merkurego jest podobna do powierzchni Księżyca, a ciernniejsze plamy mają podobną naturę jak rnorza księżycowe *. Analogia między tymi ciałami niebieskirni zwiększa się przez to, że oba jednakowo słabo odbijają światło słoneczne, a mianowicie za1edwie 7% całkowitej ilości padającego. Swiadczy to zarówno o małej gęstości atrnosfery na obu, lub o całkowityrn jej braku, jak i o podobnym charakterze ukształtowania powierz- __ Patrz stronica 68. » 27 « Rys. 12. Mapy Merkurego wykonane na podstawie obserwacji wizualnych przez Schiaparellego (na lewo) i Antoniadiego (na prawo). w szczegółach mapy te różnią się znacznie, co świadczy o dużej niedokładności obserwacji, grubsze jednak (c. d.) zarysy są na obu te same. Obie przedstawiają tę samą półkulę planety, gdyż druga, której Słońce nigdy nie oświetla, jest stale niewidoczna chni. Oczywiście nie można stąd wyciągać wniosku, że to ukształtowanie powierzchni podobne jest również w szczegółach i że Merkury, podobnie jak Księżyc, usiany jest charakterystycznymi kraterami. w ubiegłym wieku kilku obserwatorów zauważyło, że jeden rożek sierpa planety jest tępy, co by znaczyło, że przy brzegu tarczy Merkurego znajduje się góra o wysokości mniej więcej 20 km. Okazało się jednak, że zachodziło tu złudzenie optyczne. Rożek wydawał się tępy tylko z powodu nieco ciemniejszej barwy tej okolicy tarczy planety. Brak więc wszelkich danych o nierównościach jej powierzchni. Mimo że natura ciemnych plam na powierzchni Merkurego nie jest znana, pośrednio pozwalają one odkryć fakt bardzo ważny dla przyrody planety. Okazuje się mianowicie, że na oświetlonej części tarczy zawsze obserwujemy te same plamy, a więc Merkury zwraca ku Słońcu zawsze tę samą stronę i w czasie jednego obiegu wokół Słońca, trwającego 88 dni, dokonuje ściśle jednego obrotu dokoła osi. Ponieważ średnia odległość Merkurego od Słońca wynosi 58 milionów kilometrów (0,4 średniej odległości Ziemi), na stronie planety zwróconej wiecznie ku Słońcu panuje niesłychany upał, wynoszący 410° C. w obszarze podsłonecznym, w którym Słońce stoi stale w pobliżu zenitu, temperatura jest przypuszczalnie jeszcze około 30 o wyżSZa. w tej temperaturze cyna, ołów i nawet cynk mogą się znajdować tylko w stanie ciekłym. Przy brzegu części oświetlonej, gdzie promienie słoneczne padają pochyło na powierzchnię planety, temperatura jest bardziej umiarkowana. ». 10 < Rys. 13. Merkury według dziennych obserwacji w obserwatorium Jarry Desloges w roku 1917 i 1918. Widać, że poszczególne twory na jego powierzchni zajmują stale to samo (z grubsza) położenie względem terminatora (granicy części oświetlonej i nie oświetlonej). Znaczy to, że Merkury zwraca się ku Słońcu stale tą samą stroną Ponieważ obieg Merkurego naokoło Słońca odbywa się po elipsie i z prędkością niejednostajną, natomiast obrót wokół własnej osi - z grubsza jednostajnie, więc mimo że na pełen obieg przypada ściśle jeden obrót dokoła osi, to jednak w różnych położeniach planety na orbicie - ku Słońcu zwraca się ona nieco różnymi stronami. Te wahania dochodzą do 24°. Wskutek tego na Merkurym istnieje strefa pograniczna pomiędzy obszarami . oświetlonymi, wiecznie oświetlonymi i wiecznie nie w której Słońce czasem jest, a czasem nie jest widoczne. Jest to jakby "strefa umiarkowana" Merkurego. Po drugiej stronie, której Słońce nigdy nie ogrzewa, panuje wieczny mróz. Najsubtelniejsze pomiary nie mogą tam wykryć jakiegokolwiek promieniowania własnego planety i należy przypuszczać, że temperatura tych okolic jest bliska zera absolutnego, a więc wynosi około minus 270° C. W ten sposób Merkury jest jednocześnie najgorętszą i najzimniejszą z wielkich planet w układzie słonecznym. Tak osobliwy rozkład temperatur tłumaczy wystarczająco, dlaczego Merkury nie posiada gęstej atmosfery. Jeśli przypuścić, że w pewnym okresie ewolucyjnym był pokryty warstwą gazów, to wskutek ich ruchów ciepło przedostawało się również na półkulę nie oświetloną i temperatura planety mogła być bardziej wyrównana. Zawsze jednak była dostatecznie wysoka, aby duża liczba cząsteczek gazu nabierała prędkości wystarczających do oderwania się od planety na zawsze, zwłaszcza, że masa Merkurego jest równa zaledwie 0,054 masy Ziemi, a siła » 32 « przyciągania na jego powierzchni wynosi 0,3 tego, co na naszej planecie. W miarę ubywania cząstek atmosfera stawała się coraz rzadsza, temperatura , wyrownywała się coraz słabiej i coraz szybciej następowało ulatnianie się atmosfery z połowy oświetlonej Słońcem. Przy odpowiednio dużym rozrze- Rys. 14. Schemat obiegu Merkurego wokół Słońca i obrotu wokół własnej osi. Na rysunku zaznaczono położenie Merkurego w czterech równych odstępach czasu. Wskutek eliptyczności orbity i niejednostajności ruchu Merkury zwraca się w rozmaitych chwilach ku Słońcu nieco inną stroną dżeniu wystąpiło dodatkowe zjawisko - skraplanie się atmosfery po stronie nie oświetlonej, które przyspieszyło dalsze rozrzedzanie atmosfery i zaostrzenie różnic temperatury. Jeśli Merkury niegdyś rzeczywiście posiadał gęstą atmosferę, to możliwe, że po stronie nie oświetlonej znajdują się do dziś jej pozostałości w stanie zestalonym, które w fantastycznie niskiej temperaturze praktycznie wcale nie parują. » 33 « . Czy jednak na Merkurym nie ma w ogóle materii w stanie lotnym? Światło przy odbiciu częściowo się polaryzuje. Inaczej polaryzuje się światło słoneczne odbite od planety posiadającej atmosferę, a inaczej - od pozbawionej jej. Opierając się na tym można wykrywać na planetach nawet niewielkie ślady atmosfery. Wstępne pomiary Dollfusa z roku 1950 wykazują, jakoby Merkury posiadał atmosferę o gęstości 300 razy mniejszej niż Ziemia. Wyniki nie zostały jeszcze ostatecznie potwierdzone. Jeśli jednak są realne, to znaczy , że wskutek procesów zachodzących we wnętrzu planety stale nowe ilości gazów muszą się wydzielać na zewnątrz. Niezależnie bowiem od tego, czy gaz zauważony na Mer kurym składa się z lekkich cząstek wodoru, czy z ciężkich par metali, przy istniejących tam temperaturach musi się szybko ulatniać po stronie gorącej lub zestalać - po nie oświetlonej. I nawet tak rzadka atmosfera, nie mająca żadnego znaczenia dla klimatu planety, nie mogłaby się utrzymać przez dłuższy czas, gdyby nie była stale zasilana nowymi ilościami gazów. Wiadomo, że z wnętrza Ziemi stale w małych ilościach wydzielają się gazy. Obserwujemy to między innymi przy wybuchach wulkanów. Możemy więc przypuścić, że i na Mer kurym zachodzą podobne zjawiska, bowiem jego średnia gęstość 4-5 g/cm3 zbliżona jest do średniej gęstości Ziemi (5,5 g/cm3), co wskazuje, iż mimo różnicy rozmiarów (średnica M erkurego wynosi tylko 5 000 krn) budowa geologiczna obu planet jest podobna. » 34 « Rozdział III WENUS po Słońcu i Księżycu najjaśniej świecącym ciałem na niebie jest Wenus. Jej średnica jest ledwie 2,5 raza większa od średnicy Merkurego, a średnia odległość od Słońca - prawie dwa razy większa. Mimo to, przy tej samej średniej odległości od Ziemi - Wenus wysyła ku nam 11 razy więcej światła niż Merkury, świecąc w największym blasku jako gwiazda minus 4,3 wielkości. Przyczyną tego jest całkowicie inna zdolność odbijania promieni świetlnych przez obie planety. Powierzchnia Merkurego odbija tylko 1%, Wenus - przeszło połowę, a mianowicie 590/0 i posiada największą zdo1ność odbijania promieni świetlnych spośród wszystkich planet naszego układu. (W języku astronomicznym mówimy, że a1bedo Merkurego wynosi 0,01, a Wenus 0,59). Ze znanych na Ziemi substancji do najlepiej odbijających światło należą chmury i obłoki. Wyłania się więc przypuszczenie, że to, co obserwujemy jako powierzchnię Wenus, nie jest twardą skoruPą planety, lecz warstwą chmur . Do tego samego wniosku można dojść również w inny sposób. Od dawna usiłowano wyznaczyć okres obrotu Wenus wokół osi obserwując położe- » 35 « nie jaśniejszych i ciemniejszych miejsc na jej tarczy w różnych chwilach. Obserwacje takie nie dały wyników. Okazało się, że obserwowane tu i ówdzie ciemniejsze plamy, które z grubsza układają się w 3 pasy, prawdopodobnie równo1egłe do równika planety, wykazywały tylko bardzo wolne i do tego dość nieregularne przesunięcia względem całości tarczy, natomiast ich kształty zmieniały się dość szybko. Widoczne ciemniejsze miejsca są po prostu przerwamj między chmurami. Chmury dowodzą obecności gęstej atmosfery, która potrafi je unosić. Tę obecność można stwierdzić również pośrednio obserwując terminator. Jeśli planeta pozbawiona jest atmosfery całkowicie lub prawie całkowicie, wtedy brak rozproszenia światła w atmosferze, i oświetlona jest ściśle połowa powierzchni planety, ta mianowicie, na którą bezpośrednio padają promienie słoneczne. Terminanator jest wtedy łukiem elipsy, przy czym jego dwa "rogi" leżą zawsze na prostej przechodzącej przez środek tarczy planety. Łatwo to zaobserwować, chociażby na Ksie życu. Inaczej natomiast wygląda terminator planet, których atmosfera zdolna jest w znacznym stopniu rozpraszać promienie słoneczne. Wtedy wskutek rozproszenia oświetlone są również te części planety, na których promienie słoneczne nie padaja bezpośrednio. Jest to znane zjawisko zmierzchu i świtu, które sprawia między innymi i na Ziemi, że dzień zaczyna się nieco przed wschodem Słońca i kończy się po jego zachodzie. Oświetlona część planety stanowi wtedy więcej niż połowę tarczy. 36 « Rys. 15. Fazy i względne rozmiary kątowe Wenus (Według Barnarda) Występuje to tym wyraźniej, im węższy jest oświetlony sierp planety. Gdy planeta jest oświetlona od tyłu, wtedy przy braku atmosfery wydawałaby się nam całkiem ciemna. Jeśli natomiast jest otoczona atmosferą, widzimy naokoło tarczy jasną obwódkę atmosfery, w której rozpraszają się promienie słoneczne. Szczególnie interesująco przedstawia się zjawisko jasnej obwódki w czasie przejścia planety przed tarczą słoneczną, które można obserwować z Ziemi dwa razy co sto kilkadziesiąt lat. Wskutek silnego blasku Słońca widać wtedy tylko najgęstsze, najsilniej rozpraszające warstwy atmosfery. Zjawiska przejść Wenus są więc skwapli- » 37 « wie obserwowane nie tylko dlatego, że pozwalają poznawać dokładniej ruch planety, ale również dlatego, że mówią o jej przyrodzie.. Ostatnie dwa przejścia Wenus obserwowano w latach 1874 i 1882. Następne będą widoczne niestety dopiero w 2004 i 2012 roku. Na podstawie obserwacji terminatora w różnych fazach można stwierdzić, że gęsta atmosfera, zdolna w znacznej mierze załamywać i rozpraszać światło, wznosi się przynajmniej na 8 km. Niestety jest to wysokość liczona od nieprzezroczystej powierzchni planety, którą na W enus stanowi nie twarda skorupa, lecz warstwa chmur. Jak głęboko pod tą warstwą znajduje się stała powierzchnia, do dziś dokładnie nie wiadomo. Na podstawie czternastoletnich nieprzerwanych, precyzyjnych pomiarów widomej tarczy Wenus w obserwatorium im. Engelhardta w Kazaniu udało się stwierdzić, że średnica W enus ulega zmianom rzędu 1/100 jej całkowitych rozmiarów. Takie zmiany można wytłumaczyć tym, że mierząc widomą średnicę mierzy się w zasadzie średnicę pokrywy chmur unoszących się nad planetą. Przypuszcza się, że grubość pokrywy chmur na W enus może być związana z natężeniem występowania plam słonecznych. Okres, w czasie którego dokonywano pomiarów, zaledwie nieco dłuższy niż jeden pełny jedenastoletni cykl aktywności Słońca. nie pozwala tymczasem stwierdzić tego z całkowitą pewnością. Pewną metodę badania głę bszych warstw W enus daje fotografowanie planety w różnych barwach. 38 < Rys. 16. Rysunki Wenus wykonane w obserwatorium Jarry Desloges w roku 1917-1918 Jak wiadomo, atmosfera rozprasza łatwiej promieniowanie krótkofalowe , niebieskie, niż długofalowe, podczerwone. Wykonując zdjęcia w tych dwu barwach, na niebieskim otrzymuje się mniej więcej taki obraz jak przy obserwacjach wizua1nych, to jest dokonywanych okiem przez lunetę. Widać więc masy jasnych obłoków i niewielkie, ciemniejsze przerwy pomiędzy nimi. Natomiast zdjęcia w promieni ach » 39 « podczerwonych przedstawiają powierzchnię planety jednolitej jasności, bez żadnych cieni, przy tym rozmiary tarczy są nieco mniejsze. Oczywiście pochodzi to stąd, że promienie podczerwone wnikają głębiej w atmosferę planety i pozwalają dojrzeć warstwy znajdujące się pod obłokami. Czy jednak widzimy w ten sposób stałą powierzchnię planety? . Należy w to wątpić, chociażby d1atego, że zdjęcia w promieniach podczerwonych nie wykazują żadnych szczegółów. Trudno przypuścić, żeby powierzchnia Wenus była rzeczywiście niczym nie urozmaicona. Dużo prawdopodobniejsze wydaje się, że docieramy w ten sposób tylko do gęstej, jednolitej warstwy chmur unoszących się w atmosferze niżej niż lekkie i nieregularne obłoki widoczne w promieniach niebieskich. Wniosek ten potwierdzają również rozważania nad własnościami odbijania się promieni od ciał stałych i od chmur. Wszystkie bezpośrednie obserwacje Wenus dotyczą więc górnych warstw jej atmosfery. Dolne warstwy i stała powierzchnia są przy dzisiejszych metodach niedostępne obserwacji. Tym ciekawsze jest istnienie na Wenus dwu białych czap polarnych, które niewątpliwie nie są skupieniami lodów koło jej biegunów, lecz jakimiś trwałymi formacjami atmosferycznymi. Są to jaskrawe plamy jaśniejsze od pozostałej powierzchni planety.< Wskutek dużej gęstości atmosfery stosunkowo łatwo daje się badać jej skład chemiczny. Promienie słoneczne muszą bowiem przejść dwukrotnie przez jej warstwę. Raz -- gdy dążą do punktu odbicia, drugi - po odbiciu, gdy zostają rozproszone » 40 « Rys. 17. Fotografie Wenus w promieniach nadfioletowych wykonane w roku 1927 przy użyciu 60-calowego teleskopu na zewnątrz planety. W czasie tych przejść gazy atmosfery pochłaniają właściwe sobie długości fal świetlnych. Porównując widmo światła, które dotarło bezpośrednio ze Słońca z widmem odbitego od W enus, łatwo zauważyć, że to drugie posiada pewne ciemne pasma absorpcyjne, których brak w pierwszym. Mówią one o składzie chemicznym górnych warstw atmosfery Wenus. Okazuje się, że skład ten jest inny niż atmosfery ziemskiej. Głównym składnikiem atmosfery Wenus jest dwutlenek węgla. Tlenu i pary wodnej, charakterystycznych dla Ziemi, analiza widmowa nie wy- » 41 « kryła zupełnie. Jeśli więc te substancje istnieją, to tylko w minimalnych ilościach. Wyłania się tutaj problem: w jaki sposób jest możliwe, aby w warstwach atmosfery leżących tuż ponad gęstymi chmurami było prawie całkiem brak pary wodnej? Ta sprawa do dziś nie została ostatecznie wyjaśniona. Istnieją jednak różne prawdopodobne hipo- Rys. 18. Zjawisko jasnej obwódki w czasie przejścia Wenus przed tarcza Słońca świadczy o istnieniu na niej atmosfery tezy, które mogą wyjaśnić pozorną sprzeczność istnienia chmur i braku pary wodnej. Niektórzy zwracają uwagę, że temperatura warstwy atmosfery leżącej nad chmurami może być bardzo niska. Wtedy nawet przy nasyceniu parą wodną procent pary może być niewykrywalnie mały. Najbardziej interesujące jest przypuszczenie R. Wildta, według którego prawie wszystka woda na Wenus pod wpływem promieni ultrafioletowych weszła w reakcję chemiczną z dwutlenkiem węgla, powodując powstanie wolnego tlenu i aldehydu mrówkowego (podstawowego składnika powszechnie znanej formaliny), w myśl wzoru CO2 + H20 = CH20 + 02. W olny tlen na- » 42 « Rys. 19. Przejście Wenus przed tarczą Słońca z roku 1874 (według Jansena) tychmiast wszedł w związki z minerałami - zwłaszcza połączeniami żelaza - na powierzchni planety, które j temperatura jest bez wątpienia wyższa niż powierzchni Ziemi, i został w ten sposób z atmosfery usunięty, zaś aldehyd mrówkowy w połączeniu z resztkami wody i - być może - innymi związkami chemicznymi utworzył masę plastyczną, jedną z rodzaju tych, jakich używamy w przemyśle. Aldehyd mrówkowy unoszący się w atmosferze » 43 « osiadał również na zawiesinach kropelek wody i w ten sposób utworzył gęste chmury i obłoki. Takie chmury, składające się z zawiesin masy pIastycz- nej, powinny mieć własności odbijania światła i inne, bardzo podobne do własności zwykłych chmur złożonych z kropelek wody. Obserwacje wykazuja, że w warstwie chmur na również wyładowania elektryczne, W enus zachodzą które często bywają widoczne na nie oświetIone j części planety . Niewątpliwie ich istota jest zbIiżona do błyskawic na Ziemi. Jedynie skala zjawisk wydaje się bardziej potężna, gdyż obserwuje się czasem błyskawice trwające wiele min 44 < się od kół, że niewielkie zmiany w odległości od Słońca w czasie obiegu wokół niego prawie wcale nie powodują różnic w ilości otrzymywanej energii słonecznej. Dotyczy to szczególnie Wenus, gdyż mimośród * jej orbity wynosi niespełna 0,007 i jest najmniejszy wśród orbit wszystkich planet naszego układu. Ważnym czynnikiem kształtującym klimat planet jest prędkość obrotu wokół osi, gdyż może to decydować o szybkości zmian temperatury wywołanych następstwem dnia i nocy. Niestety, dotychczas brak dokładniejszych danych o prędkości tego ruchu, gdyż jest on zbyt powolny. Pomiary spektroskopowe wykazały, że w każdym razie obrót nie może trwać krócej niż 2-3 tygodnie. Wenus należy więc do planet o bardzo wolnym obrocie. Kilka niepewnych obserwacji dotyczących przesuwania się bardziej trwałych ciemnych plam widocznych w atmosferze - wskazywałoby na okres obrotu około 4-5 tygodni. Niektórzy przypuszczają, że okres obrotu W enus koło osi równy jest - podobnie jak w przypadku Merkurego - obiegowi planety wokół Słońca. Powinno by to wywoływać duże różnice temperatury strony oświetlonej i nie oświetlonej. Zresztą podobnych ostrych różnic temperatur najeżałoby oczekiwać nawet tylko w przypadku wolnego obrotu, który wywołuje nierównomierności w ogrzewaniu przez Słońce różnych części planety. Obserwacje jednak mówią co innego. Pomiary * Mimośrodem elipsy nazywamy stosunek odległości jej ognisk do długości osi wielkiej. » 46 « promieniowania własnego wysyłanego przez Wenus wykazują, że na stronie nie oświetlonej temperatura jest średnio niższa tylko o jakieś 80° niż na stronie oświetlonej. Potwierdza to wniosek wyciągnięty już w innej drodze, że warstwa chmur w atmosferze musi być bardzo gruba, żeby mogła nie dopuścić do szybkiej ucieczki ciepła w czasie długotrwałej nocy . Jeśli przypuścić, że obrót w enus wokół osi odbywa się rzeczywiście w t . ym samym czasie, co obieg dokoła Słońca, a więc że Słońce oświetla i ogrzewa tylko jedną jej stronę, to trzeba dodatkowo założyć, że na planecie istnieją silne prądy atmosferyczne przenoszące ciepło na stronę nie oświetloną i mogące w znacznym stopniu wyrównywać temperaturę. Na powierzchni jednolitej warstwy chmur temperatura wynosi od - 25st (na stronie nie oświetlonej) do + 60°. Ponieważ o grubości warstwy chmur oraz o głębokości warstwy atmosfery znajdującej się pod nią nic nie wiemy, trudno powiedzieć, jak dobrą izolacją cieplną stanowią chmury i jak gorąco jest przy powierzchni Wenus. Wydaje się dość prawdopodob. ne, że temperatura może tam wynosić niewiele poniżej + 100°. W takiej temperaturze masa plasty. czna skupiona w oceanach może przypominać sta- Rys. 21. Fotografia Wenus w pobliżu złączenia dolnego. Widać wyraźnie przedłużenie rogów sierpa planety » 47 « Rys. 22. Czapy polarne na Wenus (według Schiaparellego) nem fizycznym wodę, tym bardziej, że ciśnienie atmosferyczne jest również większe niż na Ziemi, odpowiednio do większej grubości atmosfery. Gorąco i ciemności rozjaśniane czasem potężnymi błyskawicami, a rzadziej nikłym światłem słonecznym, które wyjątkowo zdoła dotrzeć do powierzchni planety przez jakieś rozrzedzenie w chmurach, huragany spiętrzające fale dziwnych oceanów, być może aktywna działalność wulkanów - tak można sobie wyobrazić krajobraz Wenus. Średnica W enus wynosi 0,91 średnicy Ziemi. średnia gęstość materii, z której się składa (4,9/cm3) .. . jest zaledwie o 1/10 mniejsza niz Ziemi. Często więc obie planety nazywa się bliźniaczymi i uważa się, że wewnętrzna budowa obu globów musi być podobna. Przeprowadzając analogię można zwrócić uwagę, że pominąwszy sprawę istnienia wody, krajobraz Wenus pod względem temperatury i za- » 48 < chmurzenia jest pewnie podobny do tego, jaki wyobrażamy sobie na Ziemi w czasie, gdy zaczynały na niej powstawać pierwsze przejawy życia. Często się dyskutuje, czy i na W enus nie powstają właśnie teraz pierwsze istoty żywe. Oczywiście zbyt mało wiemy o warunkach koniecznych do powstania życia, żeby można coś konkretnego o tym powiedzieć. Brak wody na Wenus nie jest zupełny, bo nawet jeśli słuszna jest hipoteza o aldehydzie mrówkowym, to woda występuje tam jako składnik masy plastycznej. Nie można więc twierdzić, że powstanie życia z możliwością innych form niż na Ziemi - jest niemożliwe. Można natomiast uważać za dosyć pewne, że nie rozwinęły się dotychczas w większej ilości istoty odżywiające się w podobny sposób, jak nasze rośliny, gdyż musiałyby dać znać o swoim istnieniu obecnością wykrywalnych ilości czystego tlenu w atmosferze. Rozdział IV ZIEMIA Trudno przedstawić najważniejsze wiadomości o Ziemi w podobny sposób, jak o innych planetach. Jeśliby chcieć opisać jej powierzchnię, należałoby wyłożyć kurs geografiii opis atmosfery wymagałby podania wielu wiadomości geofizycznych i meteorologicznych. Sprawa życia na Ziemi - to temat obszernego działu wiedzy - biologii; jeśli do tego wziąć pod uwagę, że do żywych istot zamieszkujących Ziemię zalicza się i człowiek, to można by tu omówić zagadnienia wszystkich nauk humanistycznych zajmujących się właśnie człowiekiem i jego twórczością. Chyba tylko wnętrze Ziemi, które daje się badać jedynie metodami pośrednimi, jest niewiele lepiej znane niż wnętrza innych planet. Dlatego naukę o Ziemi wyłącza się w zasadzie z zakresu astronomii i pozostawia licznym innym dziedzinom nauki, które, prawie wszystkie, są poświęcone właśnie zagadnieniom ziemskim. Zapomnijmy jednak na chwilę, że tyle wiemy o Ziemi. Pomówmy tu o niej jako o jednej z p1anet - trzeciej z kolei w układzie planetarnym Słońca. Porównajmy ją z innymi i zastanówmy się, czym się spośród nich wyróżnia. » 50 < Rys. 23. Podwójna planeta - Ziemia i Księżyc w przestrzeni (według Gwillemina) całkiem samodzielnym ciałem w Układzie Słonecznym - hipotetyczną planetą Luną - i dopiero później połączył się w jeden układ z Ziemią. Wpływ przyciągania Księżyca na Ziemię przejawia się wieloma sposobami. Przede wszystkim, wskutek wzajemnego przyciągania Ziemia nie odbywa drogi wokół Słońca po orbicie wyznaczonej prawami Keplera. Po takiej orbicie krąży wspólny środek masy Ziemi i Księżyca. Ten środek jest odalony od środka Ziemi prawie ściśle o 3/4 promienia ziemskiego, znajduje się więc nieco pod powierzchnią globu. Wokół tego punktu, którego położenie względem lądów i oceanów stale się zresztą zmienia wskutek ruchów Ziemi i Księżyca, środek Ziemi zatacza małe kółka w czasie 27 dni 7 godzin 43 minut 11,5 sekundy, czyli w takim samym czasie, w jakim następuje jeden obieg Księżyca. Wskutek przyciągania Księżyca (do którego się dodaje niewie1ki wpływ Słońca) oś ziemska nie ma stałego kierunku w przestrzeni, lecz zatacza pewien stożek raz na 26 000 lat. Jest to zjawisko znane pod nazwą precesji. Siła ciążenia zgodnie z prawem Newtona maleje proporcjonalnie do drugiej potęgi odległości. Ponieważ Księżyc jest stosunkowo bliski, siła, z jaką przyciąga dalszy brzeg Ziemi, jest wyczuwalnie mniejsza niż siła przyciągania brzegu bliższego. Jeżeli uwzględnić, że Ziemia nie ma ściśle kształtu kulistego, lecz elipsoida1ny, spłaszczony, to staje się zrozumiałe, że wskutek tego przyciąganie Księżyca usiłuje wychylić Ziemię i ustawić ją płaszczyzną równika ściśle ku Księżycowi. Powstający »54« Rys. 25. Rozmiary kątowe Księżyca zmieniają się w miarę zmian jego odległości od Ziemi. O wielkości tych zmian mówi zestawienie połówek dwu fotografii Księżyca wykonanych w czasie jego największej i najmniejszej odległości (według Mac Calla) wskutek tego dodatkowy moment skręcający oś ziemską, działając łącznie z bezwładnością obrotu Ziemi, zgodnie z prawami mechaniki powoduje precesję osi ziemskiej, wskutek której coraz inna gwiazda nieba jest gwiazdą biegunową, przy czym po 26 000 lat (tak zwany wielki rok Platona) wszystko powraca z grubsza do stanu poprzedniego. Pod wpływem ruchów Księżyca oś ziemska wykonuje jeszcze inne drobne drgania, które nazywamy nutacjami. Ich teoria jest dość skomplikowana. Rys. 26. Schemat przyczyny powodującej precesję. Siła ciążenia działa siłniej na bliższą krawędź Ziemi, wskutek czego usiłuje skręcić jej oś obrotu. Odległość Księżyca narysowano przesadnie małą, spłaszczenie Ziemi - przesadnie duże Wreszcie przyciąganie Księżyca wywołuje zjawiska przypływu. Ponieważ części Ziemi zwrócone ku Księżycowi są przyciągane silniej, więc Ksieżyc - zacytujemy tu słowa M. Bielickiego * - "stara się tam nagromadzić więcej wody, kosztem pozostałego otoczenia. w przeciwległej stronie powierzchni Ziemi sytuacja jest inna: tam znów Księżyc przyciąga więcej Ziemię niż wodę na niej, a więc odciąga Ziemię od wody, powodując ruch * Według artykułu w .Uranii" nr 11 (1955 r.), str. 347. Rys. 27. Powierzchnię Księżyca, najbliżsZego nam ciała niebieskiego, obserwowano już przez prowizoryczne lunety. Rysunek przedstawia mapę Księżyca z dzieła "Selenographia'. z roku 1647, polskiego astronoma Heweliusza wody napływający tak samo na koszt pozostałego otoczenia. Czyli w pierwszym miejscu Księżyc unosi powierzchnię wody, w drugim zaś - obniża dno. Mamy tu do czynienia ze zjawiskiem zwiększenia głębokości wody przez napłynięcie dodatkowych mas wody, czyli ze zjawiskiem przypływu". Zjawisko przypływu i odpływu dotyczy nie tylko wód oceanicznych. Rozciągnięciu w dwu przeciwnych kierunkach podlega również twarda część glo- » 57 « bu ziemskiego i atmosfera. Odkształcenia skorupy ziemskiej są jednak wskutek jej sztywności bardzo małe, zaś przypływy atmosferyczne można zauważyć jako okresowe zmiany ciśnienia związane z obiegiem Księżyca. W mie jscach, nad którymi Księżyc stoi w zenicie lub w nadirze * , ciśnienie zmienia się o 1 mm. Są to oczywiście zmiany bardzo małe, ma.iące za}edwie minimalny wpływ na pogodę i praktycznie w ogóle niedostrzegalne wobec znacznie silniejszych zmian ciśnienia pochodzenia lokalnego. Działanie przypływowe, choć nieco mniejsze wywiera również Słońce. Ziemia jako ciało 80 razy masywniejsze od Księżyca wywiera nań wpływ znacznie silniejszy niż on na nią. Silne i długotrwałe działanie przypływowe Ziemi tak zahamowało jego obrót, że obecnie zwraca się on ku Ziemi zawsze tą samą stroną, podobnie jak Merkury ku Słońcu. Wskutek tego oglądamy zawsze tylko jedną stronę Księżyca, zaś nad Księżycem Ziemia stoi - z grubsza biorąc - stale w tej samej okolicy nieba, podobnie jak Słońce na Merkurym. Wskutek eliptyczności orbity Księżyca zwraca się on ku Ziemi nieco różnymi punktami powierzchni podobnie jak Merkury ku Słońcu. Dochodzą do tego jeszcze drobne wahania wykonywane pod wpływem przyciągania Ziemi i ma.iące podobne pochodzenie jak ruch precesyjny Ziemi. ___ * Nadirem nazyv{amy punkt na sferze niebieskiej znajdujący się pod horyzontem pionowo pod nami. Jeśli Księżyc znajduje się w nadirze, to znaczy, że miejsce, w którym się znajdujemy, leży po przeciwnej stronie Ziemi niż punkt zwrócony do Księżyca. " » 58 « W skutek tych wszystkich wahań, zwanych ogólnie libracjami, możemy niejako podglądać fragmenty przeciwnej półkuli Księżyca. Całej nie możemy jednak zobaczyć. Zjawisko zwracania się satelitów ku planetom stale tą samą stroną zaobserwowano również w innych przypadkach w układzie planetarnym. Działanie Księżyca wpływa również hamująco na obrót Ziemi. Przypływy morskie wywołane działaniem Księżyca (przy współudziale Słońca) powodują tarcie się spie ..trzonych wód oceanów o głębsze warstwy wody, o dna i brzegi mórz. Do tego dołączają się jeszcze większe siły tarcia, powstające wskutek odkształcen ' - twarde j skorupy Ziemi, która również ulega siłom przypływowym. w szystkie te siły tarcia stale hamują obrót Ziemi, która wskutek tego obraca się coraz wolniej. Zwalnianie biegu jest bardzo małe i nie wynosi więcej niż 0,002 sek na stulecie. Ziemia traktowana jako całość łącznie z powietrzem i oceanami zwalnia swój obrót w sposób systematyczny. Sprawa się komplikuje, jeśli rozpatrujemy obrót samego twardego globu ziemskiego. Ilość ruchu obrotowego (tzw. kręt) i jego energia zawarte są nie tylko w samym globie, ale również w powietrzu i oceanach. Ruchy powietrza są, jak wladomo, nieregularne. Całkowity kręt (przy zaniedbaniu drobnych zmian wiekowych) jest stały. Więc gdy wiatry wieją w ten sposób, że obrót warstw powietrza jest nieco szybszy, obrót samego globu staje się nieco powolniejszy i odwrotnie. Pomiędzy globem i oceanem powietrznym zachodzi więc stała, choć niewielka wymiana ilości » 60 « Rys. 29. Olbrzymie szczeliny w powierzchni Księżyca, o szerokości setek metrów r ciągnące się na długie dziesiątki kilometrów - widoczne są przez teleskop jako czarne rysy . Okolica kratenl Triesnecker z licznymi szczelinami (według rysunku Nasmytha) ruchu. Istnieje również podobna wymiana z prądami morskimi. Wskutek tego obrót globu ziemskiego wraz ze wszystkimi kontynentami jest czasem szybszy, czasem wolniejszy. Te stałe, nieregularne zmiany ruchu obrotowego Ziemi wykryto w ostatnich latach, po kilku setkach lat porównywania obrotu Ziemi z ruchami Księżyca i planet oraz z najdoskonalszymi zegarami. Te zmiany są nieco większe niż systematyczne zwalnianie obrotu wskutek przypływów i zdarzają się lata, w których długość doby bywa nawet o 0,005 sek różna od średniej. Okazuje się więc, że Ziemia nie jest dobrze wyregulowanym zegarem. Wśród tych zmian obrotu dają się wyróżnić pewne, zależne od pór roku. Wiosną Ziemia się nieco opóźnia, śpieszy - jesienią. w szystkie nieregularności w obrocie Ziemi są bardzo ważne dla służby czasu, gdyż wiadomo, że okres obrotu Ziemi wokół osi względem stałego kierunku w przestrzeni, wynoszący 23 godziny 56 minut i 4,091 sekundy, jest przyjęty za podstawową jednostkę czasu w astronomii (tzw. doba gwiazdowa). Żeby wyeliminować nieregularności obrotów Ziemi z rachuby czasu, Międzynarodowa Unia Astronomiczna postanowiła od roku 1960 w niektórych działach astronomii używać tak zwanego czasu efemeryd, którego jednostką będzie umownie określona sekunda, równa 1/31 556 925, 975 roku zwrotnikowego 1900. Ziemia i Księżyc są ciałami niebieskimi krążącymi razem w tej samej średniej odległości od Słońca. Oba ciała Słońce oświetla i ogrzewa z tą » 62 « Rys. 30. Krater Kopernik na Księżycu (według rysunku Nasmytha) samą mocą, toteż różnice w warunkach panujących na obu składnikach układu podwójnego Ziemia Księżyc wywołane są tylko różnicami w ich fizy. cznej budowie, a warunki panujące na powierzchni , Ziemi i Księżyca są całkiem różne. W przeciwienstwie do Ziemi, Księżyc ma klimat ostry. Wskutek niewielkiej masy tylko znikomo mała warstwa atmosfery dzieli powierzchnię jego twardego glo. bu od przestrzeni międzyplanetarnej. W dzień kSię. życowy, trwający 14 naszych dni 18 godzin i 22 mi. nuty, promienie słoneczne docierają bezpośrednio do jego skorupy rozgrzewając ją w punkcie pod. słonecznym do temperatury +120°, zaś w ciągu równie długotrwałej nocy temperatura spada tam do 160°C poniżej zera, gdyż ciepło wskutek braku atmosfery bez przeszkód ulata pod postacią pro. mieni podczerwonych w przestrzeń. Szczególnie silne. i szybkie zmiany temperatury zachodzą w cza. . sie zaćmień Księżyca, to znaczy wtedy, gdy Ziemia rzuca nań cień. W ciągu niewielu minut tempera. tura spada mniej więcej o 100 stopni, co prawdo. podobnie powoduje pękanie i kruszenie się skał, które pokrywają powierzchnię Księżyca. Atmosfera na Księżycu jest tak rozrzedzona, że przez długi czas nie umiano jej zauważyć. Przy. puszczano nawet, że nie ma jej wcale. Dopiero nie. dawno przy zastosowaniu metod polaryzacyjnych udało się zauważyć pierwsze ślady atmosfery. Zasadniczy pomysł metody, pochodzący od Fie. sjenkowa, polega na zbadaniu światła wysyłanego w czasie 1. lub 3. kwadry przez nie oświetloną część Księżyca tuż przy terminatorze. Jeśli Księżyc » 64 « posiada atmosferę, to w tej okolicy jest ona oświe. tlona promieniami Słońca tworzącymi z kierunkiem obserwacji kąt prosty. wskutek tego promienie rozproszone powinny, zgodnie z prawami optyki, wykazywać całkowitą liniową polaryzację. Trudność stanowiło tu wyłącznie odróżnienie promieniowania rozproszonego w atmosferze od promieni słonecz. nych odbitych od Ziemi i następnie od Księżyca, zwanych światłem popielatym, oraz od promieni rozproszonych w atmosferze Ziemi, które też są częściowo spolaryzowane. Dla uniknięcia efektów ubocznych użyto do ba. dań specja1nie precyzyjnego przyrządu nie mającego wewnętrznych odbić i rozproszeń światła, tzw. koronografu, używanego do obserwacji subtelnej korony słonecznej. W ten sposób precyzyjnymi pomiarami fotograficznymi, w oparciu o skompliko. wane rozważania teoretyczne, udało się wydzielić składową oświetlenia powstałą przez rozproszenie promieni słonecznych w atmosferze Księżyca. Trzeba zaznaczyć, że takie badania przeprowadzono dotychczas tylko raz i niektórzy kwestionują jeszcze poprawność ich wyników. Przy założeniu, że skład chemiczny atmosfery Księżyca jest taki sam jak naszej, J. Lipski doszedł do wniosku, że nad każdym cm2 powierzchni Księ. życa unosi się około 1022 cząsteczek gazu, to jest 2000 razy mniej niż nad powierzchnią Ziemi. Odpowiada to ciśnieniu 0,06 mm rtęci, czyli takiemu, jakie panuje u nas na wysokości 75 km nad pozio. mem morza. Tak rzadka atmosfera wywołuje wsku. tek refrakcji odchylenie promieni idących od »65« gwiazd w najkorzystniejszych warunkach o 0,"4. Nic dziwnego, że grube obserwacje nie mogły wykazać istnienia atmosfery Księżyca. Lipski wskazał również na inne fakty świadczące o istnieniu atmosfery Księżyca. Należą do nich nieliczne obserwacje zmętnień pewnych części Księżyca, które można by interpretować jako rzadkie chmury. W szczególności takie chmury obserwowano kilkakrotnie nad kraterem Linneusz. Poważnym argumentem jest zwłaszcza obserwacja warstwy chmur rzutujących się na tarczę Jowisza w czasie zakrycia te j planety przez Księżyc w roku 1889. Zjawisko było obserwowane zupełnie niezależnie w pięciu obserwatoriach i trudno byłoby je wytłumaczyć złudzeniem optycznym. Co prawda mogły to być nie chmury składające się z kropelek cieczy, lecz również dymy wulkanicznei za tym przemawiałby ich związek z pewnymi kraterami. O istnieniu atmosfery na Księżycu wnosił również na podstawie prymitywnych pomiarów poIarymetrycznych Arago. Jego rózważania były jednak zbyt słabo umotywowane, z czego zdawał sobie sprawę. Krajobraz . Księżyca nawet w ogólnych zarysach jest całkiem różny od ziemskiego. Wskutek znikomo małego ciśnienia atmosferycznego brak na Księżycu ciekłej fazy materii, brak mórz i rzek lub chociażby kałuż, brak nawet wilgotnej ziemi. Wskutek ciśnienia równego w praktyce zeru każda ciecz musi tam natychmiast wyparować. Od dawna ukształtowanie powierzchni Księżyca budziło zainteresowanie astronomów. Oprócz nieli- »66« cznych gór tego kształtu co spotykane na Ziemi, znajdujemy tam wielkie kratery o średnicach dziesiątki i setki razy większych niż największe kratery ziemskie oraz duże obszary pokryte lawą, zwane morzami księżycowymi. Niektórzy astronomowie widzą w takim ukształtowaniu oczywisty dowód silnej dawniejszej działalności wulkanicznej Księżyca, inni natomiast - przypuszczają, że kratery są po prostu śladami spadków olbrzymich meteorów. Meteory takie mogły ongiś spadać i na Ziemię, aIe wskutek istnienia na niej gęstej atmosfery, wody i związanej z tym erozji dawno zostały zniszczone, gdy na Księżycu zachowały się w niezmienionej postaci przez miliardy lat. Dla rozstrzygnięcia, która z hipotez jest słuszna, przeprowadzono najrozmaitsze rachunki i doświadczenia. W szczególności robiono w zmniejszonej skali modele różnego typu powierzchni i bombardowano je grudkami różnych substancji. Niejednokrotnie otrzymywano w ten sposób dość udane modele kraterów Księżycowych, jednak sprawy do dziś nie można uważać za rostrzygniętą, bo za hipotezą wulkaniczną przemawiają duże obszary pokryte lawą. Wyjaśnienie tych spraw jest trudne, gdyż nie znamy budowy geologiczne j Księżyca. Nieliczne dane o budowie jego zewnętrznych warstw uzyskujemy tylko na podstawie ilości i barwy odbitego od nich światła słonecznego, co jest bardzo niedokładną metodą badania. w każdym razie wszelkie procesy górotwórcze powinny przebiegać na Księżycu w sposób potężniejszy niż na Ziemi, gdyż mmejsza siła ciążenia przy powierzchni » 68 « Księżyca umożliwia swodobnieJsze odrywanie się i przemieszczanie mas. Poza tym wewnętrzna budowa Księżyca jest . . Ziemi, gdyż jego średnia gęz pewnością inna mz /r stość, wynosząca 3,34 g/cm3, stanowi zaledwie 0,605 Rys. 3i. Wśród różnych ukształtowań powierzchni Księżyca odkryto na nim w roku 1953 naturalny most łączący dwa pa.górki. N a rysunku widok inostu i okolicy. Most oznaczono strzałką średniej gęstości Ziemi (5,52) i jest raczej zbliżona 'do gęstości zewnętrznych warstw globu ziemskiego. lstrtieje nawet hipoteza, że Księżyc oderwał się od ,żrerni wskutek jakithś bliżej nie wyjaśnionych sił »69« przypływowych pochodzących od obcego ciała i za brał z sobą część wierzchnich warstw Ziemi, pozostawiając na niej "dziurę" w postaci Oceanu Spokojnego. Takie przypuszczenie jest zgodne z wynikami niektórych badań geologicznych i geofizycznych, a w szczególności z tym, że układ kontynentów na Ziemi dotychczas nie znajduje się w stanie równowagi; kontynenty prawdopodobnie przesuwają się względem głębszych warstw powierzchni Ziemi i starają się jakby zapełnić pustkę na Oceanie Wielkim. Niegdyś wszystkie kontynenty były skupione w jedną całość i umieszczone po jednej stronie globu ziemskiego. Taki stan mógł panować właśnie zaraz po oddzieleniu się Księżyca. Sprawa oddalania się od siebie kontynentów, jak również fakt, że Ziemia rzeczywiście wygląda jakby była pokryta popękaną korą - kontynentami, są interesujące z wielu względów. w szczególności warto zauważyć, że z dwu ciał niebieskich, których powierzchnię możemy dość dokładnie obserwować, a mianowicie Księżyca i Marsa, żadne nie ma czegoś, co można by nazwać kontynentami (abstrahujemy tutaj od faktu istnienia lub nieistnienia mórz). Niedawno astrofizyk francuski, J. Bosler , zwrócił uwagę na interesującą rzecz, że jeśli wyciąć kontynenty ziemskie z jakiegoś globusa i nakleić je na kulę o promieniu 3/5 promienia globusa (to znaczy na kulę, której powierzchnia będzie wynosić 4/11 powierzchni globusa, czyli tyle, ile wynosi łączna powierzchnia kontynentów), to nie zmieniając kształtów kontynentów, można je prawie dokładnie poukładać na mniejszej kuli obok » 70 « siebie. Zapełnią ściśle jej powierzchnię. Wygląda więc tak, jakby kontynenty tworzyły razem powierzchnię globu o średnicy 3/5 obecnej średnicy Ziemi, a następnie wskutek jakiegoś rozdęcia tego globu popękały i potworzyły obecny zarys lądów. Oczywiście wysnuwanie stąd przypuszczenia, że Ziemia rzeczywiście powiększa swoje rozmiary od wewnątrz, nie ma w tej chwili żadnych istotnych podstaw. Jak każda inna planeta, tak i Ziemia ma, jak widzimy, pewne cechy indywidualne, wyróżniające ją spośród planet pozostałych. Mówiąc o tych charakterystycznych cechach nie należy przeoczyć chyba najważniejszej, mianowicie, że Ziemia prawie na całej powierzchni, zarówno na lądach, jak i oceanach, z wyjątkiem tylko pewnych obszarów polarnych, jest siedliskiem życia organicznego. Przypuszczamy wprawdzie istnienie życia roślinnego na Marsie, ale tam występuje ono - jak się wydaje w świetle współczesnych badań - tylko w pewnych uprzywilejowanych strefach. Na Wenus, jeśli rzeczywiście życie istnieje, to prawdopodobnie tylko w bardzo początkowej postaci. Ogólnie można powiedzieć, że w obecnym stanie ewolucji Układu Słonecznego najdogodniejsze warunki do rozwoju życia występują właśnie na Ziemi. Rozdział v MARS Następną po Ziemi planetą Układu Słonecznego jest Mars. Jest on najlepiej poznany ze wszystkich planet. Złożyło się na to kilka przyczyn. Mars jest bliskim towarzyszem Ziemi. Jego orbita ma wielką półoś, wynoszącą 227,72 milionów kilometrów to znaczy jest 1,524 razy większa od orbity Ziemi. Ziemia dokonuje jednego obiegu dokoła Słońca w ciągu 365,26 dni, Mars - w ciągu 686,98 naszych dniJ Ponieważ płaszczyzny obu orbit tworzą z sobą kąt zaledwie 1° 51' , można uważać z grubsza, że obie planety poruszają się w jednej płaszczyźnie. lco 779,44 dni Ziemia dogania i mija Marsa., ) Obie planety przez chwilę poruszają się wtedy równolegle do siebie, a odległość między nimi jest stosunkowo niewielka, bo wynosi średnio zaledwie 78 milionów kilometrów. Takie położenie nazywamy opozycją Marsą, gdyż świeci on wtedy po przeciwnej stronie nieba niż Słońce. Wprawdzie jeszcze bardziej zbliża się Ziemia do Wenus, gdy ta ją mija w średniej odległości 41 milionów kilometrów, ale Wenus, jako planeta dolna, tzn. krążąca wewnątrz orbity Ziemi, jest wtedy odwrócona do nas nie oświetloną stroną, a gdy zwraca ku » 72 « nam na tyle szeroki sierp, ze możIia cżynić' należyte obserwacje powierzchni, odległość jej wynosi już przynajmniej 100 milionów kilometrów. Spośród wielkich planet Mars nie jest więc wprawdzie najbliższy Ziemi, ale jest planetą, któTa moze być obserwowana z najmniejszej odległości. Rys. 33. Ubiegłe i przyszłe opozycje Marsa (cyframl rzymskimi oznaczono miesiące) ( Orbita Marsa ma dość duże spłaszczenie (mimośród = 0,093) i dlatego me wszędzie jest jednakowo odległa od orbity Ziemi. Potiieważ okresy obiegu Ziemi i Marsa nie są współmierhe, opozycje zdarzają się w rozmaitych położelliach Marsa na orbi- » 73 « cie Mniej więcej co 16 lat opozycja wypada w czasie, gdy Mars jest w pobliżu peryhelium. Jego odległość od Ziemi jest wtedy wyjątkowo mała i m oże dojść zaledwie do 55 700 000 kilometrów. Mars świeci wtedy na niebie jako gwiazda minus 2,8 wielkości, a warunki obserwacji są nadzwyczaj dogodne Nazywa się to wielką opozycją. Na rycinie 33 zaznaczone są położenia Marsa i Ziemi w czasie ubiegłych i przyszłych opozycji. Widzimy, że najbliższa wielka opozycja wypadnie w roku 1971. Drugim czynnikiem ułatwiającym w decydujący sposób zdobywanie wiadomości o Marsie jest nadzwyczajna przezroczystość jego atmosfery, przez którą zawsze można dojrzeć stałą powierzchnię planety. Toteż od wieku XVIII sporządzano już mapy Marsa, a w drugiej połowie wieku ubiegłego Schiaparelli nadał utworom na jego powierzchni nazwy przyjęte do dziś. Bliższe badania wykazały, że atmosfera Marsa jest nie tylko bardzo przezroczyPonieważ w dodatku sta, ale i stosunkowo rzadka. Mars jest mniejszy od Ziemi (jego średnica wynosi zaledwie 0,520 ziemskiej), a siła ciążenia przy jego wierzcni nieniehni jest prawie 3 razy mniejsza niż u nas, atmosferyczne wynosi tam zaledwie kilka centymetrów słupa rtęci, czyli jest dziesięciokrotnie niższe niż ziemskie. w skutek niewielkiej gęstości atmosfery Marsa badanie je j składu chemicznego napotyka pewne trudności. Przyjmuje się, że głównym składnikiem - podobnie jak w naszej atmosferze - jest azot. Należy się w niej domyślać obecności tlermf Jego procentowa zawartość jest jednak setki razy mniejsza niż w naszej atmo- » 74 « baszew uważa, że wyciąganie takich wniosków jest zbyt pochopne. Ewentualny odblask słońca w powierzchni wód marsyjskich jest możliwy tylko w tym punkcie planety, w którym kąt padania promieni słonecznych równa się kątowi odbicia ku Ziemi. Ów punkt wskutek o brotu planety zakreśla na jej powierzchni pewną linię, która w różnych położeniach Marsa względem Ziemi przebiega przez rozmaite okolice. Okazuje się jednak, że są to wszystko wybitnie pustynne obszary równikowe, w których większych, otwartych zbiorników wody z góry nie należy się spodziewać. Znajdują się tam tylko niewielkie ciemniejsze "jeziora" i "kanały". Jeśli w innych szerokościach areograficznych * znajdują się prawdziwe jeziora lub morza, to odblaski od nich padają w całkiem innym kierunku i z Ziemi nie mogą być widoczne. Barabaszew zwrócił wreszcie uwagę, że teoretyczne obliczenia dotyczące odblasków były dokonywane w założeniu, iż powierzchnia wody jest gładka i spokojna. w przypadku silniejszych fal odblaski będą znacznie słabsze. Również wybitny wpływ na zmniejszenie odblasków może mieć pokrycie powierzchni wód obcymi ciałami (np. roślinnością). Tak więc sprawa istnienia otwartych zbiorników wody na Marsie pozostaje nie rozstrzygnięta. Różne zjawiska, o których za chwilę będzie mowa, wskazują, że morza na Marsie nie są w całości zbiornikami wody, nie można jednak twierdzić, że na ich po- * Szerokość areograficzna - odpowiednik szerokości geograficznej na Ziemi. Od greckiej nazwy Marsa - Ares. » 78 « Rys. 36. Mapa południowej półkuli Marsa (według Schiaparellego ) wierzchni nie ma tu i ówdzie jezior lub nawet niewielkich mórz w ziemskim znaczeniu tego słowa. Jak wiadomo, na Marsie obserwowano wielokrotnie ciemne, proste linie przebiegające wśród lądów i łączące z sobą poszczególne morza. Odkrył je w roku 1877 Schiaparelli i nazwał kanałami. Biorąc pod uwagę ich regularne geometryczne kształty sam odkrywca i wielu innych naukowców uważało je za kanały nawadniające, dzieło rozumnych istot - marsjan. Ponieważ jednak "morza" marsyjskie nie są morzami w ziemskim sensie tego słowa, więc i "kanały" łączące je nie mogą być siecią irygacyjną. Niejednokrotnie poddawano pod dyskusję w ogóle kwestię realności istnienia kanałów uważając je za złudzenie optyczne. Rzeczywiście kanały widoczne są tylko okiem przez duże powiększenia przy użyciu lunet średniej wielkości. Sfotografować się nie dają z powodu ziarnistości emulsji fotograficznej, a przez teleskopy o dużych średnicach nie widać ich, gdyż drgania powietrza, różne nad różnymi częściami teleskopu, zamazują obraz. Szczególnie fakt, że kanały widać przez lunety małe, a nie widać przez duże, był często komentowany jako dowód ich nierealności. Przeciw temu świadczy jednak to, że wszyscy obserwatorzy opisują wygląd kanałów w sposób na ogół jednakowy, co wskazuje, że obserwacje są - w pewnej przynajmniej mierze - obiektywne. Niektórzy twierdzą, że kanały, których wprawni obserwatorzy znają około 600, nie są w rzeczywistości liniami, lecz łańcuszkami drobnych plamek i pasemek, które » 80 Rys. 37. G. B. Schiaparelli - odkrywca kanałów na Marsie oko ludzkie łączy w linie proste. Te utwory powierzchni Marsa, niewątpliwie osobliwe i charakterystyczne, nie muszą być dziełem rozumnych istoti zapewne należą do naturalnej rzeźby terenu. ( \ Niewielka ilość pary wodne j w atmosferze i ma - ..; ła ilość chmur, które na oświetlonej części planety obserwuje się tylko wyjątkowo, każą przypuszczać, że Mars jest planetą suchą, pustynną. Przemawia za tym czerwony kolor przypominający całkowicie . . ...Niektóre zjabarwę niektórych pustyfi zlemski5 wiska atmosferyczne nasuwają przypuszczenie, że przynajmniej jasne części powierzchni, tzw. lądy, są rzeczywistymi pustyniami pokrytymi piaskiem i pyłem. Czasem mianowicie obserwuje się zamglenie pewnych części powierzchni. Zarysy ciemniejszych i jaśniejszych plainek zacierają się i zaczynają być widoczne dopiero po upływie dłuższego czasu. Niektórzy usiłują widzieć w tych zjawiskach zwykłą mgłę lub zachmurzenie. Jednak pojawianie się takich zmętnień przede wszystkim . w miejscach Jasnych, a więC suchych, każe przypuszczać', że idzie tu o burze piaskowe, po których często przez kilka dni pyły unoszą się jeszcze w atmosferze. Liczne takie burze obserwowano na przykład w roku 1939 Wokół obu biegunów Marsa widać wyraźnie białe plamy. Od najdawniejszych czasów nazywano je czapami polarnymi. Interpretację tych plam jako pokryw lodowych w strefie polarnej potwierdziły również współczesne badania. Oś obrotu Marsa tworzy z prostopadłą do płaszczyzny jego orbity kąt 25° a więc prawie taki sam, jak oś ziemska. » 82 << Rys. 38. Ta sama w przybliżeniu część powierzchni Marsa. Po lewej stronie mamy na półkuli południowej planety (południe u góry) wiosnę,. a po prawej stronie - lato Zmiany pór roku zachodzą wskutek tego całkowicie podobnie jak na Ziemi, tylko że rok trwa 1,88 razy dłużej. Rozmiary czap są większe zimą niż latem, co wskazuje na jesienne osadzanie się lodów oraz tajanie ich na wiosnę. Zmiany powierzchni zajętych przez lody podbiegunowe są bardzo duże. Często w lecie czapa polarna ginie całkowicie. Jest to dziwne, gdyż natężenie promieniowania słonecznego jest na Marsie 2,5 razy słabsze niż na Ziemi, a jak wiadomo, u nas nigdy w lecie nie tają wszystkie lody biegunowe. Niegdyś próbowano wyjaśnić to tym, że marsyjskie czapy polarne nie są z lodu, lecz z zestalonego dwu- . tlenku węgla, który Się ulatnia już w niższe j tem- peraturze. Bezpośrednie pomiary temperatury topniejącej czapy lodowej na Marsie oraz pewne rozważania teoretyczne dotyczące fizyki jego atmosfery -- każą przyjąć prostsze wyjaśnienie. Po prostu czapy polarne są bardzo cienkimi warstwami szronu, co najwyżej kilkunastocentymetrowej grubości. Zgadza się z tym zarówno znaczna prędkość zmniejszania się pokrywy lodów wiosną, jak i fakt, że stopiona woda nie tworzy mórz ani jezior, lecz szybko paruje, zostawiając po sobie suchą powierzchnię czerwonej barwy. Wskazuje na to również czerwone zabarwienie samej czapy polarnej spowodowane prawdopodobnie przeświecaniem poprzez cienki szron czy też lód powierzchni Marsa. Ponad czapami lodowymi unoszą się stale obłoki widoczne tylko w promieniach niebieskich. Bieguny są też jedynymi znanymi stale zachmurzony- »84« mi okolicami Marsa Przypuszcza się dziś powszechnie, że czapy biegunowe powstają jesienią albo z opadów śnieżnych spadających z tych chmur, albo też z wody osiadającej bezpośrednio z powie- Rys. 39. Jeden z pierwszych rysunków powierzchni Marsa, wykonany 30 marca 1660 roku przez słynnego obserwatora planet Cassiniego trza na zimnej ziemi pod postacią szronu. Podobnie wiosną topniejący lód albo śnieg prawdopodobnie od razu paruje. Cyrkulacja wody na Marsie byłaby więc całkowicie inna niż na Ziemi. Wilgoć powstała w atmosferze z wiosennego tajania czapy polarnej rozchodzi się po całe j półkuli planety i przypuszczalnie pod postacią nocnych ros zwilża jej suchą po- » 85 « wierzchnię, zwłaszcza w miejscach niżej położonych. I odwrotnie, wilgoć gleby przechodzi do atmosfery bezpośrednio pod wpływem wysuszającego działania wiatru. Nie jest jednak wykluczone, że nocą - a więc na półkuli nieoświetlonej, której nigdy nie możemy obserwować - padają deszcze czy śniegi. Bezpośrednie obserwacje nie wykazują istnienia na Marsie nierówności powierzchni. Może to jednak pochodzić po prostu stąd, że warunki do zao bśerwowania gór na Marsie są znacznie gorsze niż na przykład na Księżycu. Oprócz większej odległości poważną przeszkodę stanowi to, że Mars jest planetą zewnętrzną i my , krążąc śtale wewnątrz jego orbity, możemy widzieć tylko tę stronę planety, która właśnie jest zwrócona do Słońca. w ten sposób, jeżeli istnieją góry marsyjskie, to oglądamy je zawsze od strony, od której padają na nie promienie słoneczne, tak że wszelkie cienie kryją się przed naszymi oczami. w najdogodniejśzym położeniu, gdy Mars jest w kwadraturze * dla ziemskiego obserwatora nie oświetlony pozośtaje zaledwie wąski sierp o szerokości 118 średnicy planety. z powodu przezroczystości atmosfery terminator odgraniczający stronę ciemną od jasnej przebiega na Marsie dość ostro i musi się wyginać na nierównościach powierzchni. Daje to pewną możliwość określenia pofałdowania skorupy Marsa. Na podstawie kilku niezbyt pewnych obserwa- * Kwadraturą nazywamy położenie, w którym kierunki ku Słońcu i danej planecie, liczone z Ziemi, tworzą (w przybliżeniu) kąt prosty. » 86 « Rys. 40. Rysunek Marsa wykonany na podstawie własnych obserwacji w lutym 1901 przez polskiego astronoma, Kazimierza Graffa cji wizualnych takich wygięć można mianowicie przypuszczać, że na Marsie istnieją niskie łańcuchy górskie o wysokości mniejszej niż 3 km nad poziom otaczającej powierzchni. Na pofałdowanie skorupy wskazuje również nierównomierna szybkość topnienia czap lodowych w różnych okolicach polarnych. Najbardziej interesującymi tworami na powierzchni Marsa są ciemne plamy - morza. Od czasu, gdy się zrodziły wątpliwości co do tego, czy to są rzeczywiste zbiorniki wody, często przypuszczano, że mogą to być okolice porośnięte roślinami, za czym przemawiałby zielonkawo-niebieskawy » 87 « wierzchnię, zwłaszcza w miejscach niżej położonych. I odwrotnie, wilgoć gleby przechodzi do atmosfery bezpośrednio pod wpływem wysuszającego działania wiatru. Nie jest jednak wykluczone, że nocą - a więc na półkuli nieoświetlonej, której nigdy nie możemy obserwować - padają deszcze czy śniegi. Bezpośrednie obserwacje nie wykazują istnienia na Marsie nierówności powierzchni. Może to jednak pochodzić po prostu stąd, że warunki do zao bśerwowania gór na Marsie są znacznie gorsze niż na przykład na Księżycu. Oprócz większej odległości poważną przeszkodę stanowi to, że Mars jest planetą zewnętrzną i my , krążąc śtale wewnątrz jego orbity, możemy widzieć tylko tę stronę planety, która właśnie jest zwrócona do Słońca. w ten sposób, jeżeli istnieją góry marsyjskie, to oglądamy je zawsze od strony, od której padają na nie promienie słoneczne, tak że wszelkie cienie kryją się przed naszymi oczami. w najdogodniejśzym położeniu, gdy Mars jest w kwadraturze * dla ziemskiego obserwatora nie oświetlony pozośtaje zaledwie wąski sierp o szerokości 118 średnicy planety. z powodu przezroczystości atmosfery terminator odgraniczający stronę ciemną od jasnej przebiega na Marsie dość ostro i musi się wyginać na nierównościach powierzchni. Daje to pewną możliwość określenia pofałdowania skorupy Marsa. Na podstawie kilku niezbyt pewnych obserwa- * Kwadraturą nazywamy położenie, w którym kierunki ku Słońcu i danej planecie, liczone z Ziemi, tworzą (w przybliżeniu) kąt prosty. Rys. 40. Rysunek Marsa wykonany na podstawie własnych obserwacji w lutym 1901 przez polskiego astronoma, Kazimierza Graffa cji wizualnych takich wygięć można mianowicie przypuszczać, że na Marsie istnieją niskie łańcuchy górskie o wysokości mniejszej niż 3 km nad poziom otaczającej powierzchni. Na pofałdowanie skorupy wskazuje również nierównomierna szybkość topnienia czap lodowych w różnych okolicach polarnych. Najbardziej interesującymi tworami na powierzchni Marsa są ciemne plamy - morza. Od czasu, gdy się zrodziły wątpliwości co do tego, czy to są rzeczywiste zbiorniki wody, często przypuszczano, że mogą to być okolice porośnięte roślinami, za czym przemawiałby zielonkawo-niebieskawy » 87 « odcień barwy. Oczywiście można również uważać, że to po prostu części powierzchni o innej budowie geologicznej. Do dziś trwa spór I czy światło odbite od tych zielonkawych plam jest podobne do światła odbitego od roślin ziemskich, czy też nie. Sporu dotychczas nie można definitywnie rozstrzygnąć, gdyż badania spektroskopowe światła odbitego są w ogóle trudne, tym bardziej jeśli idzie o niewielkie ilości światła dochodzące od ciał niebieskich. Nie jest to jednak spór istotny, bo nie ma powodu zakładać, że roślinność na Marsie musi mieć własności podobne do roślinności ziemskiej. Toteż jeśliby się nawet okazało, że nie ma racji grupa Tichowa, która utrzymuje, że morza marsyjskie odbijają światło podobnie jak roślinność wysokogórska, to wcale by jeszcze nie dowodziło braku roślinności na Marsie. Znając odległość Marsa od Słońca i gęstość atmosfery, można teoretycznie przewidzieć, jaka temperatura powinna panować w różnych częściach jego powierzchni. Temperaturę tę można też zmierzyć specjalnymi przyrządami. Teoria całkowicie zgadza się z pomiarami temperatury, jeśli idzie o lądy marsyjskie. Natomiast morza mają temperaturę nieco wyższą. Ponieważ niesposób przypuszczać, żeby to były obszary produkujące energię, wygląda na to, że pochłaniają one promienie krótkofalowe i następnie wysyłają je w postaci promieni długofalowych, które silniej działają na używane w astronomii przyrządy do mierzenia temperatur planet. Zjawisko luminescencji w promieniach długofalo- . » 88 « wych znane jest u roślin ziemskich. Można więc przypuszczać, że morza marsyjskie są obszarami porośniętymi roślinnością o tych własnościach. Głównym argumentem za istnieniem roślinności są jednak zmiany barwy związane z porami roku. Od dawna zauważono, że duże ciemne plamy, po- Rys. 41. Fotografie Marsa są dużo mniej wyraźne niż jego ry. sunki, mimo to służą one do kontroli obiektywności innych dostrzeżeń, zwłaszcza że na oryginalnych negatywach można jednak dostrzec pewne delikatniejsze szczegóły. Pokazane zdjęcia przedstawiają tę samą okolicę sfotografowaną w roku 1907 (na lewo) i 1939 (na prawo) dobnie jak i mniejsze (szczególnie "kanały"), zmieniają barwę w sposób regularny. Ciemnieją wiosną i jaśnieją zimą. Niektórzy obserwatorzy twierdzą, że można dostrzec jeszcze pewne subtelne efekty, jak na przykład wybitne natężenie < barwy żółtej w lecie - hipotetyczne żółknięcie liści. Wpra wdzie sezonową zmianę barwy można by się starać wyjaśnić jakimiś cyklicznie zachodzącymi procesami geologicznymi natury fizycznej czy chemicz- » 89 « nej, jednak przykładów takich procesów na Ziemi nie znamy. Znamy natomiast dobrze cykliczne procesy w świecie roślinnym i dlatego najbardziej naukowym wyjaśnieniem odpowiednich zmian na Marsie jest przypuszczenie, że istnieje na nim roślinność. Należy zauważyć, że nie wszystkie morza zmien iają barwę. Istnieją i takie, na których dostrzega . . się tylko ogólne pociemnienia i rozjaśnienia. Należy do nich na przykład Mare Acidalium. Moz .na przypuszczać, że te morza są martwymi dolinami o nieco innym zabarwieniu. Ciemnienie należy przy tym interpretować jako zwilżanie gleby rosą, rozjaśnianie - jako parowanie. Niektóre ciemne miejsca na Marsie zmieniają nie tylko barwę, ale i kształty, co wskazuje, że nie wszystkie lata są jednakowo pomyślne dla rozwoju roślinności. Czasem okolice porośnięte, graniczące z pustynią marnieją, a czasem znowu roślinność porasta sąsiadujące części pustyń. Szczególnie wyrażnie zjawisko to wystęPuje w "kanałach". O zmianach ich szerokości i kształtu wiedział Schia parelli. Niektórzy obliczają, że roślinność pokrywa dwadzieścia kilka procent powierzchni Marsa. Nie należy jednak wyobrażać sobie, że jest to jakiś zwarty gąszcz roślinny. Podstawowy czerwony kolor mórz, któremu zieleń nadaje tylko specyficzny odcień, wskazuje, że są to raczej jakieś skąpe krzaczki porastające z rzadka urodzajniejsze miejsca pustyni. Roślinność zaczyna się zielenić wiosną. "Opa- » 90 « Modanie liści" obserwuje się już z nastaniem lata. żna to wytłumaczyć tym, że głównym czynnikiem regulującym życie na Marsie jest woda, której wiecznie brak. Do małej ilości tlenu, do zimna, do ostrych zmian temperatury w czasie doby, trwającej na Marsie 24 godziny i 35 minut (w ciepłych miejscach dochodzi dniem do +30° , nocą - kilkadzie- Rys. 42. Orbity Phobosa i Deimosa w porównaniu z rozmiarami Marsa. Rozmiary obu księżyców są zbyt małe, żeby je można zaznaczyć na rysunku we właściwej skali (według Newcomba) siąt stopni poniżej zera) - rośliny umiały się przystosować. (Miniinalna ilość wody jest jednak potrzebna koniecznie. Toteż wegetacja zaczyna się, gdy tylko zaczyna topnieć na danej półkuli czapa polarna i wiatry przynoszą wilgoć bliżej równika, a ustaje, gdy w końcu lata lody biegunowe nie tają już, lecz przeciwnie, wilgoć zaczyna się ponownie osadzać przy biegunie. Jest oczywiście fantazją mówić o kształcie i budowie roślin marsyjskich, można jednak przypuszczać, że potrafią one czerpać wilgoć bezpośrednio z powietrza, a przynajmniej - zadowalać się rosą. » 91 « Skoro istnienie rośliń można uważać za wielce prawdopodobne, nasuwa się pytanie, czy istnieją tam również zwierzęta. Odpowiedzieć można na to tylko, że dotychczas żadnych śladów życia zwierzęcego na Marsie nie dostrzeżono , ale też jeśliby istniały zwierzęta wielkości naszych, a choćby i rozmiarów kilkuset metrów , to przez dzisiejsze teleskopy nie można by ich dostrzec. W arunki kli- Rys. 43. Podwójne zaćmienie Słońca na Marsie matyczne, aczkolwiek dużo ostrzejsze niż na Ziemi, są jednak wystarczające do istnienia zwierząt zbliżonych do naszych. Lecz trzeba wziąć pod uwagę, że podział istot żywych na królestwa roślin i zwierząt może wcale nie obowiązywać na Marsie, którego drogi rozwoju były inne. Mówimy o "roślinath" na Marsie mając na myśli istoty żywe, zapełniające duże obszary powierzchni i zmieniające (zasadniczo zieloną) barwę w zależności od pory roku; czy są to jednak rośliny w sensie biologicznym? » 92 « z chwilą gdy się przekonano, że jest bardzo nieprawdopodobne, by kanały marsyjskie były siecią irygacyjną, zabrakło również podstaw do twierdzenia, że istnieją na Marsie jakieś istoty rozumne. z drugiej strony nie ma też żadnych danych przemawiających przeciwko temu. Snucie fantastycznych przypuszczeń, lub nawet stawianie mniej czy więcej ugruntowanych hipotez, staje się obecnie coraz mniej aktualne. Wydaje się, że kwestię życia na Marsie najlepiej wyjaśnią podróże międzypla netarne. Mars posiada dwa malutkie księżyce, odkryte przez A. Halla w czasie wielkiej opozycji w roku 1877, Fobosa i Deimosa. Są to niewielkie okruchy kosmiczne o średnicach odpowiednio 58 i 16 kilometrów. Fobos krąży dużo bliżej Marsa niż Księżyc od Ziemi i dlatego - mimo niewielkich rozmiarów - wydaje się na niebie marsyjskim podobnej wielkości jak nasz Księżyc. Natomiast Deimos przedstawia się jako niewielki obiekt, o średnicy niespełna 3'. Fobos dokonuje kilku obiegów wokół Marsa w czasie jednej tamtejszej doby. Okres obiegu Deimosa jest nieco dłuższy od doby. Osobliwe ruchy tych maleńkich i ruchliwych księżyców stanowią oddzielny, skomplikowany temat. Rozdział Vl PLANETKI Planetki, zwane również planetoidami lub asteroidami, są to małe ciała niebieskie krążące po orbitach planetarnych wokół Słońca. Nazwa "planetoida" oznacza po łacinie coś podobnego do planety i wskazuje, że te twory niczym zasadniczym się nie różnią od planet. Druga nazwa "asteroid" (po łacinie: "podobny do gwiazdy") pochodzi stąd, że planetki nie wyglądają w lunetach jak tarcze, lecz podobnie jak gwiazdy - przedstawiają się tylko jako punkciki, co wskazuje na ich małe rozmiary. Rzeczywiście, największa - Ceres - ma średnicę zaledwie 770 km, tak że narysowana w odpowiedniej skali na mapie Europy zasłoniłaby sobą obszar niewiele większy niż Polska. Następne co do wielkości - to Pallas, Westa i Juno o średnicach wynoszących odpowiednio 490, 390 i 200 km. Tak wielkie planetki należą jednak do wyjątków. Ogromna większość znanych - to drobne ciała o średnicach zaledwie kilkudziesięcio- lub kilkunastokilometrowych. Istnieje również wiele planetek liliputów o rozmiarach kilku kilometrów. Większość z nich przypuszczalnie do dziś nie została odkryta. Jeszcze mniejszych ciał, o średnicach wyrażających się »94« setkami lub dziesiątkami metrów, na ogół nie zaliczamy do planetek, lecz traktujemy jako wielkie meteory. Pierwszą planetkę - Ceres, odkrył Piazzi w Palermo na samym przełomie XVIII i XIX wieku, w dniu 1 stycznia 1801 roku. Do roku 1807 znano Rys. 44. Rozmiary kilku planetek w porównaniu z Wielką Brytanią ich już 4, a następnie, w miarę postęPów techniki instrumentalnej, liczba odkrywanych stale wzrastała. Od czasu gdy Metcalf wynalazł łatwą metodę fotografowania słabych planetek, odkrywa się je masowo. Odkrytych i zarejestrowanych planetek jest obecnie powyżej półtora tysiąca. Ponieważ w miarę używania coraz silniejszych teleskopów odkrywanie nowych następuje w tempie stale się zwiększającym, dyskutuje się, czy warto rejestrować wszystkie odkrywane, czy też tylko niektóre, ciekawsze. »95« Trzeba wyjaśnić, ze zarejestrowanie nowoodkry- - tej planetki nie kończy się na zapisaniu jej pod numerem bieżącym z dodaniem nazwy nadanej przez odkrywcę. Aby planetkę można było zawsze zidentyfikować, trzeba wyznaczyć jej orbitę, a ponadto stale obliczać przewidziane położenia na niebie. w przeciwnym razie nie można by nawet stwierdzić, czy jakaś odkryta planetka jest rzeczywiście nowa, czy też już przedtem była przez kogoś obserwowana. Takie rachunki dla prawie 2000 ciał niebieskich wymagają stale wielkiego nakładu pracy i zastanawiano się ostatnio, czy warto je prowadzić, czy też w stałej ewidencji utrzymywać tylko największe lub z innych względów najciekawsze planetki, a reszcie pozwolić się "zgubić" na niebie. Masowe odkrywanie coraz nowych planetoid, być może, zmusiłoby w końcu do tego, gdyby nie nowe możliwo- . ści, jakie dają sztuce rachmistrzowskiej współczesne elektronowe maszyny rachunkowe. Przy odpowiednim zautomatyzowaniu rachunków można liczyć bez wielkiego trudu efemerydy, to znaczy przewidziane naprzód położenia na niebie, dla wszys tkich planetek. Obecnie efemerydy dla planetek oblicza i publikuje co roku z polecenia Międzynarodowej Unii Astronomicznej Instytut Astronomii Teoretycznej Akademii Nauk ZSRR. Często się mówi, że planetki obiegają Słońce po drogach leżących między orbitami Marsa i Jowi- sza. Nie można tego uważać za ścisłe, bo chociaż rzeczywiście większość ma takie właśnie orbity, to jednak niektóre krążą w większej średniej od- » 96 « ległości od Słońca niż Jowisz. Należy do nich na przykład Hidalgo o wielkiej półosi orbity 5,794 jednostek astronomicznych (półos orbity Jowisza 5,202 j. a.). Przeciwnie, orbity innych są bardzo małe, mniejsze niż orbita Marsa. Taką planetką jest Rys. 45. Alegoryczne przedstawienie (według współczesnej ryciny) odkrycia planetki Ceres przez Piazziego Eros, którego średnie oddalenie od Słońca wynosi 0,5 oddalenia Marsa. Malutka planetoida odkryta w roku 1949 przez Baadego ma wielką półoś orbity zaledwie o 0,08 jednostek astronomicznych większą od półosi orbity Ziemi. Drogi planetek bywają często wydłużonymi elipsami o mimośrodach dochodzących nawet do 0,87. Wskutek tego również te planetoidy, które się na ogół znajdują między orbitami Marsa i Jowisza, czasem wybiegają poza ich granice. Planetka Ikar wskutek wielkiego mimośrodu przybliża się cza- » 97 « sem dwa razy bardziej do Słońca niż Merkury, na odległość ledwie 34 milionów kilometrów. Temperatura na jej powierzchni po stronie zwróconej ku Słońcu wynosi wtedy około +550°, tzn. tyle, co temperatura żelaza w piecu kowalskim. Jest to najgorętszy "klimat" znany dotychczas w świecie planet. Bardzo prawdopodobne, że istnieją nieznane dotychczas planetki jeszcze bardziej zbliżające się do Słońca. Są też inne, o orbitach niemal kołowych; należy do nich planetka Banachiewicza o mimosrodzie 0,0022 - najmniejszym znanym w układzie planetarnym. Planetki, podobnie jak Marsa, najłatwiej obserwować w opozycjach, gdy są najbardziej zbliżone do Ziemi. Poza opozycjami większość jest w ogóle niedostrzegalna. Niektóre, wyjątkowo małe, dają się obserwować tylko w wielkich opozycjach * Należy zaznaczyć, że wskutek dużej ekscentryczności orbit warunki widoczności w czasie opozycji wielkich i przeciętnych często znacznie się różnią. Badania powierzchni planetek są bardzo trudne. Większe znajdują się daleko od Ziemi, a te, które czasem przebiegają niedaleko - należą do najmnie jszych. Tak na jednych, jak i na drugich niesposób dojrzeć jakichkolwiek zarysów na powierzchni. o przyrodzie tych ciał niebieskich możemy wnioskować tylko pośrednio. Przede wszystkim daje się stwierdzić, że odbijają one światło słoneczne równie żle jak Księżyc i Merkury, a na- * Patrz rozdział o Marsie. » 98 « wet gorzej (albedo Ceres 0,06), co świadczy o braku atmosfery lub przynajmniej o nadzwyczajnym jej rozrzedzeniu. Rzeczywiście trudno przypuścić, aby okruchy planetarne, na których powierzchni siła ciężkości bywa tysiące i więce j razy mnie jsza niż na Ziemi, mogły utrzymać ilości gazów zdolne utworzyć atmosferę. Na podstawie odbitego światła można również wnioskować, że powierzchnia planetek jest chropowata. o istnieniu jakichś nierówności na powierzchni można wnosić i stąd, że niektóre małe planetki z różnych stron rozmaicie odbijają światło. Wskutek obrotu wokół osi obserwuje się wtedy periodyczne zmiany jasności. W ogóle stwierdzono, że kształty planetek bywają często nieregularne. Największe, które w wielkich teleskopach można obserwować jako tarcze, mają niewątpliwie kształt kulisty, natomiast mniejsze - czasem nie. Oczywiście planetka odbija więcej światła, gdy jest zwrócona do nas przekrojem większym, a mniej - gdy mniejszym. Wywołane w ten sposób zmiany jasności obserwowano u wielu planetek. Najwyrażniej wystęPują one u Erosa, gdzie dochodzą do 2 wielkości gwiazdowych, co oznacza 6-krotną zmianę jasności. Nieraz trudno odróżnić efekt powstający wskutek niejednakowej zdolności odbijania różnych części planetki od efektu nieregularności kształtu. Istnieją jednak kryteria, które w bardziej charakterystycznych przypadkach mogą przynieść rozwiązanie. W roku 1949 G. K. Kuiper stwierdził, że na 18 badanych planetek 17 wykazało zmiany blasku. Wyznaczenie mas planetek nastręcza trudności. » 100 « Rys. 47. Planetki na zdjęciach fotograficznych można łatwo odróżnić od gwiazd, gdyż wskutek stosunkowo szybkiego ruchu w ciągu kilkogodzinnej ekspozycji przesuwają się znacznie i przedstawiają się na zdjęciu jako kreski Dokładnie umiemy wyznaczyć masy tych planet, które mają księżyce. z porównania okresu obiegu planety wokół Słońca i księżyca wokół planety można na podstawie prostych rozważań teoretycznych wyznaczyć niewiadomą masę. Gorzej, jeśli planeta nie ma księżyca. Wtedy masę trzeba wyliczać z siły przyciągania wywieranej na inne planety. Rachunki są duz .o trudniejsze i w dodatku » 101 « mniej dokładne. Dlatego o masach Merkurego, Wenus i Plutona, przy których nie odkryto dotychczas księżyców, mamy dane mniej dokładne. Masy planetek są niestety tak małe, że niesposób wykryć jakichkolwiek skutków wywołanych przez pojedyncze planetoidy w ruchach innych ciał niebieskich. Nie znamy par planetek analogicznych do układów planeta-księżyc, nie daje się też odkryć żadnych wzajemnych działań grawitacyjnych między planetkami. Ich masy wyznacza się wyłącznie przez grube oszacowanie. Postępuje się w ten sposób, że zakładając dla wszystkich tę samą zdolność odbijania światła, na podstawie znanej odległości i obserwowanej jasności oblicza się średnice. Następnie, w braku ściślejszych danych przyjmując, że średnia gęstość materii, z której zbudowane są planetki, jest podobna do średnie j gęstości Ziemi, oblicza się masy , które czasem wynoszą zaledwie pojedyncze miliardy ton. Odpowiada to ilościom materii, jakie Słońce wypromieniowuje w ciągu kwadransa. Zarówno podobieństwo orbit większości planetek, jak i nieregularności kształtów - od dawna nasunęły przypuszczenie, że planetki są to szczątki jedne j z wielkich planet, która niegdyś obiegała Słońce między orbitami Marsa i Jowisza. Rzeczywiście, jeśli spojrzymy na schemat naszego układu planetarnego, to zobaczymy, że gęstość orbit ma- leje w sposób dość regularny wraz z oddaleniem się od Słońca. Jednak poza orbitą Marsa napotykamy niespodziewane znaczne zwiększenie odległości, jakby brakowało tam jednej orbity. Jako pierwszy » 102 « zwrócił na to uwagę wittemberski astronom Titius w roku 1766. Jeśli przyjąć, że planetki są szczątkami jednej, większej planety - przerwa zostaje wypełniona. Istnieją różne przypuszczenia, w jaki sposób mogło nastąpić rozerwanie wielkiej planety na części. Dość prawdopodobna jest hipoteza Fiesjenkowa, że wybuch planety nastąpił przy dużym zbliżeniu Rys. 48. Orbity niektórych planetek przebiegają częściowo bliżej Słońca niż orbita Ziemi. Wskutek położenia tych orbit w innej płaszczyźnie niż orbita Ziemi nie grozi nam zderzenie z nimi. Na rysunku części orbit planet Apolla, Adonisa i Hermesa leżące pod orbitą Ziemi zaznaczono linią przerywaną do Jowisza. Mianowicie, w pewnej odległości siły przypływowe, usiłujące nadać planecie kształt wydłużony, mogły spowodować znaczne zmniejszenie ciśnienia w jej wnętrzu, a to z kolei wywołało spadek ciepła właściwego. w tym stanie ilość ciepła zawarta w jądrze planety wystarczyła do kilkakrotnego zwiększenia temperatury. Plastyczne lub płynne jądro planety przeszło nagle w stan gazowy i spowodowało gigantyczną eksplozję. Przypusz- » 103 « czenie takie jest prawpodobne, jeśli się przyjmie, że planeta krążyła po or bicie silnie ekscentrycznej. Wobec tego małe planetki o nieregularnych kształtach należałoby uważać za odłamki stałej skorupy planety. Przeciwnie, planetki większe byłyby wielkimi kroplami materii z jądra planety, które krzepły już po eksplozji i miały możność uformowania się w regularne kule. Obie grupy planetek powinny się więc różnić również składem chemicznym, czego tymczasem niestety w żaden sposób nie można sprawdzić. . Według oszacowań Putilina łączna masa wszystkich planetek (wraz z nie odkrytymi, których jest przypuszczalnie jeszcze około 140 000) wynosi mniej więcej 0,008 masy Ziemi, a łącznie z masą większych i mniejszych meteorów, mogących krążyć między orbita.mi Marsa i Jowisza - 0,1 masy Ziemi. Taka ilość materii odpowiadałaby planecie o średnicy jakichś 6000 km, a więc - zbliżonej rozmiarami do Marsa. Należy jednak przypuszczać, że pierwotna planeta była znacznie większa i w cza sie wybuchu wiele materii zostało wyrzucone w ogóle poza układ słoneczny. Zresztą straty masy planetek trwają do dziś. Wskutek ekscentryczności orbit i ich różnych rozmiarów i nachyleń, od czasu do czasu muszą zachodzić wzajemne zderzenia. Jak wyliczył polski astronom Piotrowski, takie zderzenia odbywają się średnio z prędkością 5 km/sek i powodują rozkruszanie planetek na wiele drobnych brył i na pył, który może stale zasilać materię krążącą w płaszczyżnie ekliptyki » 104 « i wywołującą zjawisko światła zodiakalnego. Jedna planetka - średnio biorąc - w ciągu czasu rzędu miliarda lat, a jeśli posiada orbitę silnie ekscentryczną i nachyloną do ekliptyki, to szybciej wskutek zderzeń z towarzyszkami traci już znaczną część masy. Oczywiście większym planetkom, podobnym do Ceres, spotkania tego typu nie mogą przynieść poważniejszej szkody. Jednak wskutek stałych zderzeń nawet największe w ciągu odpowiednio długich epok stale doznają zakłóceń dróg i stąd ich obecne orbity są całkiem niepodobne do pierwotnych. .Orbity planetek ulegają zmianom nie tylko wskutek zderzeń, ale również pod wpływem perturbacji planet. w celu zbadania tych zmian G. Czebotarjew prześledził liczbowo za okres około 2000 lat zmiany elementów orbit 7 planetek dość zbliżonych do orbity Jowisza i wskutek tego wystawionych na silne perturbacje. Okazuje się, że pięć Rys. 49. Odległości planet od Słońca wzrastają w sposób dość ciągły. Nagłe zwiększenie odległości daje się zauważyć między Marsem a Jowiszem » 105 « z nich, należących obecnie do zewnętrznego obszaru pierścienia planetoid, jeszcze przed kilkuset laty poruszało się w centralnych obszarach tego pierścienia. Ich orbity, zbliżone rozmiarami do orbity Jowisza, stały się takie dopiero od niedawna. Czebotarjew twierdzi, że wszystkie planetki stale, choć wolno zmieniają orbity. Gdy wskutek powolnych zmian okres obiegu planetki staje się współmierny z okresem obiegu Marsa lub Jowisza, wtedy następuje zjawisko analogiczne do rezonansu i dalsze silne zmiany orbity nastęPują w tempie znacznie szybszym. w ten sposób orbity planetek stale się zmieniają. Kiedy sprawy te nie były jeszcze dostatecznie znane, uważano, że licząc wstecz przebyte drogi planetek na ich obecnych orbitach, musiałoby się dojść do takiego stanu, w którym przestrzenne położenia wypadały w jednym punkcie. Odpowiadałoby to momentowi eksplozji praplanety i dawało możność obliczenia czasu i miejsca katastrofy. Dziś, wiedząc, że orbity planetek nie są stałe, rozumiemy , że takie postęPowanie do celu nie doprowadzi i nie dziwimy się, że podjęte dawniej tego rodzaju rachunki nie dały wyników. Niezależnie od tego, że planetki są ciekawymi tworami same w sobie, interesują one jeszcze astronomów z powodu różnych - jeśli tak można powiedzieć - zastosowań, gdyż jako liczne i ruchliwe ciała pozwalają wyciągnąć ze swoich ruchów wiele wniosków. Na przykład planetka Eros służyła kilkakrotnie do dokładnego wyzna czania odległości Ziemi od » 106 « Słońca. Jak wiadomo, posługując się trzecim pra. bo ni . ewem Keplera możemy wyznaczyć dokładnie, jednokrotnie do 7, a nawet do 8 cyfr znaczących, odległości wzajemne planel wyrażone w jednostkach astronomicznych. Długość samej jednostki astronomicznej (odległość Ziemi od Słońca) jest natomiast znana dużo mniej dokładnie. Eros, mający Rys. 50. Położenie planetek grupy trojańskiej w stosunku do Słońca i Jowisza (rysunki schematyczne) bardzo wydłużoną orbitę, zbliża się czasem do Ziemi na odległość ledwie 16 milionów kilometrów, czyli dużo bliżej niż Wenus lub Mars. Przy tym jest to planetka wystarczająco jasna, żeby można mierzyć jej położenia w różnych miejscach orbity. Poznawszy prędkość ruchu Erosa po orbicie można było obliczyć dokładnie jego odległość wyrażoną w jednostkach astronomicznych w chwili, gdy się znajdował najbliżej Ziemi. Jednocześnie udało się stosunkowo dokładnie zmierzyć tę odległość metodą trygonometryczną (paralaksa około l' 20") i wy- » 107 « razić ją w kilometrach. Przez porównanie tej samej odległości wyrażonej w jednostkach astronomicznych i w kilometrach otrzymano stosunek tej pierwszej do kilometra i tą okrężną drogą - odległość Ziemi od Słońca. Wynosi ona według ostatnich takich pomiarów Spencer Jonesa 149,67 milionów kilometrów. Inna planetka, Ikar, mająca duży mimośród orbity, może posłużyć w przyszłości do dokładnego porównania z rzeczywistością relatywistyczne j teorii ruchu planet, przewidującej tym szybszy ruch peryhelium planety, im większe jest wydłużenie orbity. Obserwowano wprawdzie przejścia w pobliżu Ziemi planetek o większych mimośrodach niż Ikara, są one jednak za małe, żeby je można było obserwować za każdym obiegiem wokół Słońca. Do celów sprawdzania teorii raczej się więc nie nadają. w XVIII wieku Lagrange przewidział teoretycznie, że jeśli do układu dwu obiegających się masywnych ciał dostanie się z odpowiednią prędkością trzecie w takie miejsce, że wraz z pierwszymi dwoma utworzy trójkąt równoboczny, to będzie dowolnie długo pozostawać w tym położeniu względem nich. Taką możliwość uważano pierwotnie za czysto teoretyczną. Tym większą sensację wywołało odkrycie w roku 1906 jednej, a potem jeszcze 15 innych planetek, które wraz ze Słońcem i Jowiszem tworzą w przybliżeniu wierzchołki trójkąta równobocznego. Dokonują one obiegu wokół Słońca w tym samym czasie i - w przybliżeniu - po tej samej orbicie co Jowisz, jak to przedstawia rysunek 50. » 108 « Nie leżą one ściśle w punkcie odpowiadającym wierzchołkowi trójkąta (tzw. punkcie libracyjnym), lecz wykonują wokół niego pewne drobne ruchy przewidziane teorią. Te planetki zostały nazwane imionami bohaterów Iliady (tak zwane planetki grupy trojańskiej). Poprzedzające Jowisza - noszą imiona Achajów (Achilles, Agamemnon etc.), postępujące za nim - Trojańczyków (Nestor, Hektor, Priam, Eneas etc.). Oczywi ście należy przypuszczać, że planetki grupy trojańskiej poruszały się niegdyś po innych orbitach, lecz raz znalazłszy się w pobliżu punktów libracyjnych muszą w nich obecnie pozostawać, dopóki nie wytrącą ich stamtąd silniejsze działania perturbacyjne. Zostały one niejako schwytane przez Jowisza. Podobne schwytania planetoid przypuszczalnie mogą zachodzić również w innych warunkach. Są powody do przypuszczeń, że pewne zewnętrzne księżyce niektórych planet, poruszające się w kierunkach przeciwnych niż obrót samej planety lub w innyc h płaszczyznach, są po prostu schwytanymi planetkami. Rozdział VII JOWISZ Jowisz jest największą planetą towarzyszącą Słońcu. Jego średnica wynosi 139 160 km, to jest 11 średnic Ziemi. Masą przewyższa on Ziemię az 318,35 razy (0,000 95475 masy Słońca). Środek masy układu Słońce-Jowisz wypada już 80 000 km poza powierzchnią Słońca, tak że wskutek przyciągania Jowisza musi ono wykonywać . pewien ruch dający się łatwo zauważać. N a powierzchni Jowisza widać bez trudu, nawet przez małą lunetkę, liczne ciemniejsze i jaśniejsze pasy równoległe do równika. Często widać również mniejsze, nieregularne plamy. Ich obserwacje wskazują na szybki obrót planety, trwający zaledwie 9 godzin 55 minut. Przy tak dużych rozmiarach prędkość na równiku wywołana obrotem wynosi aż 12 km/sek, co powoduje silne spłaszczenie planety. Rzeczywiście Jowisz jest najsilniej spłaszczony ze wszystkich planet naszego układu. Jego oś biegunowa stanowi zaledwie 0,941 średnicy równikowej. Z porównania obserwacji z różnych czasów widać, że poszczególne pasy i plamy stale zmieniają położenia na powierzchni planety. Mimo że zmiany » 110 « Rys. 51. Fotografia Jowisza wykonana 24-calowym refraktorem w obserwatorium Lowella są powolniejsze niż zmiany plam na Wenus, świadczą, że widzialna powierzchnia planety - to obłoki w atmosferze. Atmosfera Jowisza jest niewątpliwie inna niż planet bliższych Słońca. Szybkie przesuwanie się chmur na W enus jest zrozumiałe, gdy wezmiemy pod uwagę, że na jeden cm2 jej powierzchni padają » 111 « co minutę 4 kalorie energii promieniowania. Ziemia, bardziej oddalona od Słońca, ma dużo spokojniejsze ruchy powietrza. Na Marsie spokój atmosferyczny jest jeszcze większy. Planetki w ogóle nie posia- dają dających się wykryc atmosfer. Aż nagle... na JOWiszu - oddalonym od Słońca o 5, 203 jednostek astronomicznych ( około 778 milionów kilometrów) - spotykamy się znowu z szybkimi i potężnymi ruchami atmosfery. Widocznie jest to atmosfera całkiem innego typu. Analiza widmowa wyka- . , zuje rzeczywiscie zupełnie inny skład chemiczny. Spostrzega się w nie j duże ilości związków wodoru: amoniaku NH3 i metanu CH4, zwanego gazem błotnym. Rozważania teoretyczne wykazują, że głównym jej składnikiem jest jednak czysty wodór Ocena grubości atmosfery Jowisza napotyka znaczne trudności. Ogólnie trzeba uznać, że musi być ona bardzo gruba, a to chociażby dlatego, że . obrót plam w roznych szerokościach zenograficznych * jest różny. Podobne zjawisko obserwujemy na Słońcu, które jest kulą gazową. Gdyby powierzchnia Jowisza była pokryta tylko nieznaczną powłoką gazów, ta musiałaby się obracać z grubsza z tą samą, jednakową prędkością kątową, co stała skorupa planety. Ściślejsze określenie grubości atmosfery wymaga już dodatkowych założeń. Dzieląc masę Jowisza przez jego objętość znajdujemy średnią gęstość, wynoszącą zaledwie 1,33 g/cm3. Jest ona kilka razy * Zeus - grecka nazwa Jowisza. Szerokość zenograficzna na Jowiszu - analogon szerokości geograficznej na Ziemi. » 112 « mniejsza niż gęstość planet krążących bliżej Słońca. Jeśli się przyjmie, że stała bryła Jowisza ma budowę podobną do tamtych planet oraz - że na stałej powierzchni powinna się znajdować warstwa wody, podobnie jak na Ziemi, to można by skon- Rys. 52. Pod wpływem przyciągania planet, głównie Jowisza, Słońce wykonuje też pewne ruchy. Rysunek przedstawia ruchy środka Słońca w płaszczyźnie ekliptyki w latach 1920-1960. Za punkt odniesienia przyjęto środek masy Układu Słonecznego (czarny duźy punkt). Rozmiary Słońca zaznaczono linią przerywaną (według Kulikowskiego struować następujący schemat budowy Jowisza, zgadzający się z wyznaczoną średnią gęstością: Środek planety zajmuje jądro o średnicy 2/5 całości, skupiające 50% całkowitej masy i mające kamienno-metaliczną budowę podobną do Ziemi. Nad » 113 « nim rozpościera się warstwa wody o promieniu 2/5 całości i wreszcie pozostałą 1/5 promienia zajmuje wodorowa i metanowo-amoniakalna atmosfera. Bezpośrednie pomiary promieniowania Jowisza świadczą o temperaturze przy widzialnej powierzchni wynoszącej około 140° poniżej zera. Ponieważ skład chemiczny atmosfery znany jest tylko w przybliżeniu, a wiadomo, że nieraz nieznaczne domieszki różnych gazów (np. dwutlenku węgla) mogą podnieść znacznie stopień nieprzezroczystości dla pro- . mieniowania cieplnego, więc trudno przewidzieć, jak dobrą izolację stanowi atmosfera Jowisza i jaka temperatura może panować przy hipotetycznej powierzchni wody. Można jednak przypuszczać, że jest ona wystarczająco niska, aby woda była zamarznięta. I tak na przykład według Wildta Jowisz jest otoczony gigantycznym lodowcem, składającym się zarówno ze zwykłego lodu, jak i z zestalonego metanu i amoniaku. Taki schemat budowy Jowisza miałby dość łatwą interpretację kosmogoniczną. Wystarczy mianowicie przypuścić, że planety w chwili powstawania różniły się tylko masami. Wtedy planety małe i krążące blisko Słońca wyparowały w przestrzeń znaczną część wody i gazów , należących do ich pierwotnych rozległych atmosfer, i dziś są otoczone najwyżej cienkimi warstwami mórz i powietrza. Natomiast wielki, masywny Jowisz potrafił utrzymać przy sobie prawie całkowitą ilość tych substancji, zwłaszcza że dużo słabsze natężenie promieniowania słonecznego nie mogło nadawać cząsteczkom gazów odpowiednio dużych prędkości. » 114 « Przy założeniu, iż taka jest budowa Jowisza, można przypuścić również, że atmosferyczna izolacja cieplna jest tak silna, że woda otaczająca jądro planety znajduje się w stanie ciekłym. Jeśli wziąć pod uwagę, że warstwy atmosfery sąsiadujące z ciekłymi wskutek silnego ciśnienia, mogącego dochodzić do dziesiątek i setek tysięcy atmosfer, bardziej przypominają własnościami fizycznymi ciecz niż gazy doskonałe, to można przypuścić, że na Jowiszu nie ma w ogóle swobodnej powierzchni cieczy, lecz Rys. 53. Nasz Księżyc i Jowisz. w czasie ruchu po niebie Księżyc zasłania czasem sobą Jowisza. Górne trzy zdjęcia przedstawiają znikanie Jowisza za oświetloną częścią tarczy Księżyca, dolne zdjęcie - ukazanie się Jowisza spoza ciemnej części tarczy. Fotografie Pickeringa wykonane 13-calowym teleskopem w Peru » 115 « warstwy gazowe przechodzą w ciekłe w sposób niemal ciągły. Podobnie "stała" skorupa, poddana jeszcze większemu ciśnieniu atmosfery i oceanu, może się znaj .dować nie tylko w stanie plastycz nym, ale nawet ciekłym. Jest więc całkowicie prawdopodobne, że Jowisz w ogóle nie ma twardej powierzchni. Nowsze rozważania teoretyczne okazały, że wszystkie podobne modele budowy Jowisza nie uwzględniały w ogóle ściśli wości cieczy i ciał sta łych pod bardzo wysokimi ciśnieniami. Jeślibyśmy ją uwzględnili, to średnia gęstość planety, np. w modelu Wildta, wypadłaby dużo większa od zaobserwowanej. Wyłania się zatem problem, czy rzeczywiście trzeba uważać, że najgłębsze warstwy Jowisza mają coś wspólnego z kamienno-metalicznymi bryłami Ziemi i planet do niej podobnych. Założenie, że planety w chwili powstawania różniły się od siebie tylko masami, nie jest niczym usprawiedliwione. Niezależnie od tego, w jaki sposób w rzeczywistości powstały, nie ma powodu twierdzić, że skład chemiczny strumienia czy też obłoku materii, z której kondensowały się krople planetarne, musiał być jednorodny. Różnice w budowie planet można tłumaczyć właśnie taką nie- . jednorodnością. Od dawna istniały przypuszczenia, że Jowisz może mieć budowę całkowicie różną od Ziemi i może być po prostu kulą gazową zbliżoną bardziej do gwiazd niż do planet. Ostatnio teoretyczną podbudowę pod takie przypuszczenia dała astronomka radziecka A. Masjewicz, współpracująca z Fiesjen- » 116 « kowem. średnią gęstość i wszystkie inne własności Jowisza można mianowicie wyjaśnić zadowalająco, przyjmując, że składa się on - podobnie jak Słońce - w przeważającej części z wodoru (80% masy), który w środku planety pod wpływem wysokiego ciśnienia dochodzącego do 85 milionów atmo- 30. III. 1956, 2045-2055 czas śr. eur. 6. IV. 1956, 1840-1850 czas śr. eur. Rys. 54. Rysunki Jowisza wykonane w Warszawie przez A. Wróblewskiego sfer przybrał postać "metaliczną", to znaczy, że elektrony zostały oderwane od jąder poszczególnych atomów, umożliwiając znaczne zwiększenie gęstości. Gęstość materii zwiększa się stale wraz z głębokością i ciśnieniem. Przy tym w pewnych krytycznych wartościach ciśnienia nastęPują ostre skoki gęstości. w ten sposób planeta dzieli się na trzy odrębne warstwy. Zewnętrzna, sięgająca do głębokości 100/0 promienia planety, składa się z gazów w stanie normalnym i zawiera zaledwie 7% ogólnej masy. Pod nią leży gruba "warstwa przej- » 117 « ściowa" (55% całkowitego promienia), zawierająca 650/0 masy. Wreszcie istnieje środkowe jądro, zawierające pozostałe 27% masy, w którym gęstość materii wynosi 11 g/cm3. Jeśli zgodnie z powyższą teorią Jowisz byłby kulą z wodoru - który do tego znajdowałby się w stanie gazowym - to powstałby poważny problem, czy w ogóle należy go uważać za planetę, czy też raczej za małą gwiazdę. Nic nie przeszkadza, że Jowisz krąży koło Słońca, bo znamy liczne przykłady małych gwiazd krążących wokół większych towarzyszy. Nie można również uważać za decydujący argumentu, że Jowisz nie świeci własnym światłem, lecz odbitym słonecznym. Po pierwsze, Jowisz oprócz promieni odbitych wysyła i własne. Jest to wpra wdzie promieniowanie długofalowe (cieplne oraz wykryte ostatnio - radiowe), ale nie różniące się niczym zasadniczym od promieniowania gwiazd. Po wtóre gwiazdy, a przynajmniej niektóre ich typy, po długich miliardach lat przemian mogą całkowicie zużyć źródła energii. Staną się ciemne i zimne. Czy nazwiemy je wtedy planetami? . Przeciwnie, obecne zimne planety, podobne do Ziemi, były niegdyś - być może - rozżarzonymi kulami gazowymi, wysyłającymi silne własne promieniowanie. Czy powiemy, że były wtedy gwiazdami? . Prowadząc podobne rozważania, astronom niemiecki, Wattenberg, dochodzi do wniosku, że o zaliczeniu do gwiazd czy też planet powinien decydować nie obecny stan fizyczny danego ciała niebieskiego, lecz właściwa mu droga ewolucji. Gwia- » 118 « Rys. 55. Jowisz. Po prawej stronie u góry widać czerwoną plamę zdami należy nazywać te ciała, które mogą wytworzyć wewnątrz zagęszczenie materii, wystarczające do zapoczątkowania silnych przemian jądrowych, od których zależy wytwarzanie własnej energii atomowej. Droga ewolucyjna takich ciał miałaby charakter specyficzny. Nie wiemy, jakie losy czekają gwiazdy, które wyczerpią źródła energii atomowej. w każdym razie przykład białych karłów świadczy, że "stygnięcie" gwiazd może się odbywać w sposób » 119 « całkiem osobliwy . Ciała, które masowych procesów jądrowych nie mogą wytworzyć, jeśli w jakimś momencie ewolucji były nawet silnie rozgrzane, następnie po prostu stygną. Czy jakieś pierwotne skupienie materii stanie się w tym sensie gwiazdą, czy planetą - rozstrzygałby częściowo skład chemiczny, a decydująco - masa. Według oceny Gamowa masa Jowisza jest tuż przy granicy mas planetarnych. Gdyby stała się tylko o kilkanaście procent większa - Jowisz byłby już gwiazdą. TABLICA PORÓWNAWCZA MAS CIAŁ NIEBIESKICH (Masa Słońca przyjęta za jednostkę) Najmniejsze planetki Najmniejsze znane księżyce Największa planetka - Ceres Największy księżyc - Ganimed Najmniejsza planeta - Merkury Największa planeta Jowisz Ciemny towarzysz Proksimy Centaura Towarzysz 70 Ophiuchi Towarzysz Ci 1244 Najmniejsze normalne gwiazdy średnio Słońce Najmasywniejsze gwiazdy rzędu rzędu około do 10-18 10-15 4.10-1° 8.10-8 1,63.10-7 0,00095 0,0018 0,01 0,032 0,12 1 100 Ciekawe, że ciała niebieskie, od najmniejszych planetek do na jwiększych gwiazd, pod względem mas układają się - poprzez planety układu słonecznego, Jowisza, ciemnego towarzysza Proksimy Centaura i lekkie składniki gwiazd podwójnych - » 120 « w ciągły szereg, jak to widać na załączone j tablicy. Wydaje się, że przy powstawaniu złożonych układów gwiezdnych nieraz niewielkie zmiany masy decydowały, czy dane skupienie materii poszło drogą ewolucyjną planety, czy też gwiazdy. Gdyby Rys 57. Ciemny woal na Jowiszu. Rysunek H. Struvego z roku 1903 masa, z której się uformował Jowisz, była tylko nieco większa - system słoneczny byłby już podwójnym układem gwiazdowym. Oczywiście przytoczone rozumowanie ma w zna czne j mierze charakter terminologiczny. Różnice między gwiazdami i planetami mogą być bardziej istotne i polegać na odmiennym pochodzeniu obu . typów ciał niebieskich, jak to postulują niektóre hipotezy kosmogoniczne (np. Szmidta). Aby ustalić » 122 « terminologię odpowiadającą rzeczywistości, trzeba by wpierw rozstrzygnąć przynajmniej podstawowe zagadnienia kosmogonii. Wszystkie schematy budowy Jowisza zakładają istnienie grubej warstwy atmosfery. O szybkich ruchach wystęPujących w niej mas gazowych mówią Rys. 58. Podobizna notatki Galileusza o odkryciu czterech księżyców Jowisza. Były to pierwsze księżyce, oprócz naszego, odkryte w Układzie Słonecznym bezpośrednio obserwacje. Tym dziwniejsze jest istnienie na obserwowanej powierzchni Jowisza pewnych trwałych tworów. Najsławniejsza jest tzw. czerwona plama, widoczna na południowej półkuli. Zwrócił na nią uwagę Niesten w roku 1878. Na stępnie jednak stwierdzono, że widzieli ją już daw. na przykład Cassini w połowie niejsi obserwatorzy, XVII wieku. w latach 1880-1886 plama stała się » 123 « mniej widoczna i spodziewano się jej zaniku. Jednak potem widoczność znowu się poprawiła i do dziś stale jest czasem bardziej, czasem mniej wyraźna. Plama ma kształt eliptyczny. W okresach gorsze j widoczności traci intensywną czerwoną barwę i nieco się zmniejsza, co wygląda tak, jakby się chowała głębiej w warstwę gazów, spod której wystają tylko środkowe, bardziej wypukłe części. . Dawniej, gdy przez analogię do innych planet przypuszczano, że Jowisz ma tylko cienką warstwę atmosfery, usiłowano uważać plamę za jakieś pasmo górskie wystęPujące ponad warstwę chmur, bądź też za pył, a może i ognie unoszące się nad terenami wulkanicznymi o silniejszej aktywności. Takie przypuszczenia musiały upaść choćby dlatego, że się okazało, iż czerwona plama wykazuje nierównomierny obrót wokół osi Jowisza. Widocznie zaburzenia atmosferyczne, które nie mogą zmienić jej eliptycznego kształtu, mogą ją przesuwać w różnych kierunkach. Szczególnie interesujące były zaburzenia ruchu czerwonej plamy wywołane na przełomie wieku XIX i XX przez tak zwany ciemny woal, znajdujący się również na południowej półkuli i widoczny jako ciemniejsza plama o zmiennych kształtach. Oprócz ogólnego ruchu wywołanego obrotem planety, poruszając się jeszcze nieco z zachodu na wschód, mniej więcej co 2,7 lat doganiał on czerwoną plamę. Obserwowano wtedy dziwne zjawisko. w oal się wydłużał, jakby chciał najłatwiej wyminąć plamę zagradzającą mu drogę. Przez jakiś czas woal i pla- » 124 « Rys. 59. Jowisz widziany przez teleskop wraz z księżycami (według Maundera) ma poruszały się razem, przy czym plama była jakby popychana przez woal, zwiększała prędkość obrotu, wreszcie woal prześlizgiwał się nad plamą i zaczynał odbywać swobodnie własną wędrówkę. Woal można uważać za jakieś trwalsze skupienie chmur. Natomiast czerwona plama zachowuje się podobniej do ciała sztywnego lub trwałej gigantycznej kropli cieczy (długością przewyższa obwód Ziemi). Jej natura do dziś pozostaje tajemnicza. » 125 « Brak choćby hipotetycznych zadowalających wyjaśnień. Jowisz posiada najwięcej znanych księżyców, bo aż 12. Przeważnie są to ciała bardzo małe o kilkunastokilometrowych średnicach. Niektóre z nich, a mianowicie VIII, IX, XI i XII - poruszają się ruchem wstecznym, to znaczy okrążają Jowisza w kie- Rys.60. Obserwacje powierzchni Ganimeda w dniu 2. XII. 1917, 15. I. 1918, 16. 1. 1918, 17. I. 1918, 1. II. 1918 i 13. II. 1918 w obserwatorium Jarry Desloges. Z powodu dużych rozmiarów i umiarkowanej odległości od Ziemi Ganimed jest jednym z nielicznych księżyców (oprócz naszego), których powierzchnię można obserwować runku przeciwnym niż obowiązujący w całym układzie planetarnym. Są one - być może - schwytanymi planetkami. o ich budowie nic prawie nie wiadomo. Natomiast stosunkowo dobrze są poznane cztery największe księżyce, odkryte już w roku 1610 przez Galileusza i nazwane przez niego "gwiazdami medycejskimi". Największy z nich - Ganimed jest w ogóle największym księżycem w całym Układzie Słonecznym. Jego średnica wynoszą ca 4400 km jest o 900 km większa niż naszego Księżyca. Mimo to, w porównaniu z rozmiarami samego Jowisza, liniowo przewyższającego Ganimeda 58 razy, wydaje się dużo mniejszy. Na największych trzech księżycach, a mianowi- » 126 « cie na Io, Kalisto i Ganimedzie, niektórzy dostrzegają pewne szczegóły powierzchni, zwłaszcza równoległe ciemne i jasne pasy, podobnie jak na sa- mym Jowiszu. Można by stąd wnosić o podobnej budowie fizycznej, gdyby nie ich większa gęstość średnia, którą niektórzy oceniają nawet na 2,7-4,7 g/cm3, a więc zbliżona raczej do gęstości Księżyca Ziemi (3,34 g/ cm3). Rozdział VIII SATURN Gdyby nie charakterystyczny pierścień, należałoby Saturna uważać nieomal za sobowtór Jowisza. średnica Saturna wynosząca 115 000 km ledwie ustępuje średnicy Jowisza. średnia gęstość (0,71 g/cm3) też bardziej zbliżona jest do gęstości Jowisza niż do planet bliższych Słońca, z tym tylko, że gęstość Jowisza jest nieco większa od gęstości wody, podczas gdy Saturna - nieco mniejsza. Wypływa stąd wniosek formułowany często w sensacyjny sposób, że Saturn mógłby pływać po wierzchu odpowiednio wielkiego zbiornika wody. Skład chemiczny dostępnych analizie spektralnej zewnętrznych części atmosfery jest ten sam co Jowisza, tylko procentowo wystęPuje nieco więcej metanu, mniej amoniaku. Również i wygląd powierzchni obu planet jest prawie identyczny. Na obu widać ciemne i jasne pasy ułożone niemal równolegle do równika. Na Saturnie są one nieco bardziej regularne i wolniej zmieniają kształt. Czasem tylko dają się dostrzec nagłe zaburzenia w atmosferze. Między innymi obserwuje się czasem pojawienie się wielkich białych plam, które w ciągu miesięcy rozpływają się jako białe pasy » 128 « wokół planety i następnie znikają. Takie zjawisko obserwowano na przykład w roku 1933. Procentowe róz nice w składzie chemicznym tłumaczy się większą odległoscią Saturna od Słońca, wynoszącą 9,54 j. a., czyli 1,83 odległości Jowisza. Wskutek słabszego dopływu energii słonecznej temperatura zewnętrznej warstwy atmosfery Saturna wynosi zaledwie - 153° , czyli około 15° mniej niż na Jowiszu. Amoniak, mający wyższą temperaturę skraplania niż metan, trudniej paruje w niskiej temperaturze i przez to w mniejszych ilościach może występować w górnych, chłodnych warstwach atmosfery. Ten fakt wskazuje zarazem, że zarówno Jowisz, jak i Saturn - nie wytwarzają same znaczniejszych ilości ciepła, lecz procesy fizyczne na nich zależą od dopływu energii słonecznej. Uważa się powszechnie, że wewnętrzna budowa Saturna jest jakościowo taka sama jak Jowisza. Gdyby przyjąć, że obie planety mają wewnątrz stałe jądro o budowie fizycznej podobnej do Ziemi, to trzeba by przypuścić, że jądro Saturna ma dwa razy mniejszą średnicę, jak również, że otaczający ocean wodny jest odpowiednio mniejszej grubości. . Mniejsza gęstość Saturna dałaby Się wtedy wytłumaczyć w sposób wystarczający. Jeszcze prosciej tłumaczy się mniejsza gęstość przy założeniu, iż planeta ma budowę gazową. W modelu podanym przez Masjewicz i Fiesjenkowa gęstość jądra składającego się z wodoru w stanie metalicznym (porównaj rozdział o Jowiszu) jest znacznie większa niż pozostałych warstw planety. w odór przechodzi w stan metaliczny pod ściśle » 130 « Rys. 62. Fotografia (u góry) Saturna wykonana na Mount Wilson i rysunek (u dołu) z obserwatorium w Wiedniu. Rysowanie planet do dziś daje nieraz lepsze rezultaty niż fotografowanie określonym ciśnieniem, wynoszącym 7,1011 dyn/cm2, a więc na pewnej stałej głębokości pod widomą powierzchnią planety. Ponieważ całe jądro metaliczne zajmuje w ogóle niewielką objętość, więc nawet małe zmniejszenie rozmiarów planety powoduje znaczną stosunkowo zmianę rozmiarów jądra. Można by więc przyjąć, że Saturn różni się od Jowisza tylko tym, że jest mniejszy i lżejszy. Gdyby można do niego dodać nowe ilości wodoru, kondensowałyby się one w po bliżu środka planety i powiększały jej metaliczne jądro, zwiększając zarazem średnią gęstość. Oczywiście takie przypuszczenie jest mocno uproszczone. Nie mamy żadnych powodów zakładać, że procentowy skład chemiczny wnętrz obu planet jest rzeczywiście identyczny. Podobieństwo Saturna do Jowisza przejawia się i w tym, że otoczony jest również licznym rojem księżyców. Dotychczas odkryto ich dziewięć. Największy z nich - Tytan - stał się przed kilkoma laty sławny, gdyż metodami spektralnymi stwierdzono na nim w roku 1944 obecność gęstej atmosfery o takim samym - w przybliżeniu składzie chemicznym jak atmosfera Saturna. Był to pierwszy księżyc, na którym odkryto niewątpliwie obecność atmosfery. Księżyce, jako ciała niebieskie o małych masach, mają niewielkie szanse utrzymania przy sobie większych ilości gazów. Oczywiście możliwość utrzymania atmosfery zależy jeszcze od jej składu chemicznego i odległości planety od Słońca. Na Księżycu Ziemi niepewne pomiary stopnia polaryzacji światła odbitego, wykonane przed paru » 132 « Rys. 63. Pierścienie Saturna obserwowane przez lunety o małej zdolności rozdzielczej przybierają często fantastyczne kształty. Na rysunku 13 różnych podobizn Saturna (według obserwacji z XVII wieku) laty przez Lipskiego, wykazały wprawdzie ślady atmosfery kilka tysięcy razy rzadszej niż ziemska; tak rzadka atmosfera, nawet jeśli rzeczywiście istnieje, nie może konkurować z atmosferami planet. Obserwacje pozostają tutaj w całkowitej zgodzie z teorią. Rachunki wykazują, że Księżyc znajduje » 133 « się w zbyt bliskim sąsiedztwie Słońca, żeby mógł przez dłuższy czas utrzymać przy sobie swobodne cząsteczki gazów. Atmosferę na nim mogą tworzyć najwyżej gazy wydobywające się z wnętrza, które zresztą ustawicznie muszą się szybko rozpraszać W przestrzeni. Księżyce Marsa, choć bardziej oddalone od Słońca, są znowu zbyt małe, aby mogły utrzymać trwałe atmosfery. Co innego Tytan, którego masa jest wprawdzie niewiele, bo 1,86 razy większa niż naszego Księżyca, ale za to średnia odległość od Słońca jest większa 9,5 razy . w takich warunkach, przy temperaturze poniżej -150° , nawet cząsteczki metanu czy amoniaku (lżejsze mniej więcej dwukrotnie od cząsteczek tlenu i azotu w naszej atmosferze) wskutek wzajemnych zderzeń bardzo rzadko mogą uzyskać prędkość około 4 km/sek, potrzebne do oderwania się od księżyca. Praktycznie biorąc, taka atmosfera jest całkiem trwała. Obecność atmosfery w obecnym stanie tego księżyca nie jest więc niczym dziwnym. Podobne atmosfery mogą wystęPować wokół innych księżyców Saturna i Jowisza. Bardziej interesujące jest istnienie atmosfery na Tytanie, jeśli spojrzeć na to z punktu widzenia ewolucji planet. Jeśli planety i księżyce w czasie powstawania były gorącymi masami materii wyrwanej ze Słońca, to Tytan obdarzony niewielką masą nie mógł utrzymać przy so bie większych ilości metanu i amoniaku. Zachodzi więc trójczłonowa alternatywa: albo planety i księżyce, powstając, były zimne (np. hipoteza Szmidta lub podobne), albo powstając jako gorące bryły stygły - w skali kosmi- » 134 « cznej - natychmiast, osiągając najwyżej w ciągu kilku lat w przybliżeniu obecną temperaturę, albo też atmosfery ksieżyców - a przypuszczalnie i planet - wydzieliły się już w czasie późniejszej ewolucji wskutek procesów chemicznych zachodzących wewnątrz tych ciał niebieskich. Spośród pozostałych, mniejszych księżyców Saturna, pięć ma ciekawą własność, a mianowicie - Rys. 64. Huygens pierwszy prawidłowo opisał kształt pierścienia Saturna. Wygląd według Huygensa z 12 lutego 1658 roku ich gęstość - z dokładnością, z jaką się daje wyznaczyć - równa jest gęstości lodu. Przypuszcza się, że mogą to być po prostu wielkie bryły lodowe. Jeśli na podstawie samej gęstości wolno wyciągać wnioski o składzie chemicznym, to VIII księżyc Saturna - Japet - powinien się składać z platyny, gdyż jego gęstość (około 21 g/cm3), przewyższająca gęstość wszystkich znanych ciał Układu Słonecznego z wyjątkiem Plutona, równa jest właśnie gęstości tego metalu. Takie wnioskowanie wydaje się jednak dość wątpliwe. » 135 « Japet jest godny uwagi również dlatego, że jedna jego strona 5 razy słabiej odbija światło niż druga. Obracając się wokół własnej osi zmienia on stale blask. świadczy to o nieregularności w budowie geologicznej, którą jedni przypisują zderzeniu tego księżyca z jakimś ciałem niebieskim, inni działaniu samego Saturna, ku któremu Japet, podobnie jak nasz Księżyc, zwraca stale tę samą stronę. Rys. 65. Saturn obserwowany z Ziemi (E i E) przedstawia rozmaitą rozwartość pierścieni. w punkcie B pierścienie widoczne są jako dość szeroka elipsa, w punktach A i c jako linia prosta Ciekawy jest również IX księżyc - Phoebe. Jego średnia odległość od Saturna, wynosząca przeszło 13 mln km, przewyższa prawie 4 razy odległość pozostałych. Przy tym kierunek jego obiegu jest wsteczny. Wygląda na to, że jego pochodzenie jest inne niż pozostałych księżyców Saturna. Istnienie księżyców o ruchu wstecznym w układzie Jowisza można wytłumaczyć schwytaniem przez niego pla netek. Podobna hipoteza w stosunku do Saturna jest mniej prawdopodobna. w tak znacznej odległości od Słońca planetek nie znamy, toteż jest wątpliwe, żeby IX księżyc miał być schwytaną planetką. Niektórzy przypuszczają, że może to być schwyta- » 136 « Rys. 66. Widok nieba na Saturnie z górnych warstw jego atmosfery. Widać pierścienie i księżyce na kometa, która pozostając dłuższy czas w układzie planetarnym, została pozbawiona gazów tworzących głowę i upodobniła się do innych satelitów. Należy zaznaczyć, że w świetle hipotezy kosmogonicznej Szmidta istnienie "wstecznych"' księżyców przy planetach może być uważane za rzecz normalną. Saturn posiada wiele księżyców interesujących pod różnymi względami, jednak najbardziej osobliwym jego towarzyszem jest słynny pierścień jedyne zjawisko w całym układzie słonecznym. Obserwował go już Galileusz, który zresztą wskutek niedokładności lunet przez siebie skonstruowanych, nie umiał należycie zdać sobie sprawy z jego istoty. Pierwsze obserwacje Saturna przez lu- » 137 « . nety wskazywały tylko, że ta dziwna planeta jest jakby spłaszczona. Rysowano więc Saturna w najdziwacznie jszych kształtach. Dopiero Huygens, posiadający bardziej udoskonaloną lunetę, podał w roku 1656 prawidłowy opis zjawiska. Pierścień Saturna jest to płaski pas otaczający planetę wokół równika i rozciągający się od 9000 km nad jej powierzchnią na odległość większą niż 75 000 km. Całkowita szerokość pierścienia jest większa niż promień samej planety. Jego cienkość jest natomiast nadzwyczajna. Im dokładniejsze pomiary udaje się wykonać, tym pierścień okazuje się bardziej płaski. Jeszcze w początku XX wieku szacowano jego grubość na 100-200 km. w latach międzywojennych przyjmowano jako górną granicę grubości około 15 km. Nowe pomiary Bobrowa z roku 1951 zdają się zmniejszać tę granicę zaledwie do 1 km. Trzeba przy tym uwzględnić, że całkowita średnica pierścienia (nie licząc jego zewnętrznych części, tzw. pierścienia "D") wynosi około 280 000 km. Żeby otrzymać model pierścienia Saturna o średnicy 3 m, dla zachowania proporcji trzeba by go sporządzić z bibułki o grubości nie wiele większej niż 0,01 mm. Nic dziwnego, że tak cienki pierścień staje się całkowicie niewidzialny, gdy ustawiony jest do nas krawędzią. Zdarza się to mniej więcej co 14 lat, gdy Saturn, obiegający niebo raz na 29 lat 167 dni, świeci w gwiazdozbiorze Lwa lub Ryb. w takim po łożeniu obserwował go kiedyś Galileusz. Saturn przedstawiał mu się wtedy jako zwykła, okrągła tarcza podobna do wszystkich innych planet. Na- » 138 « Rys. 67. Pierścienie z rzutującym się na nie cieniem planety widoczne z górnych warstw atmosfery Saturna - (według Tischlera) sunęło mu to przykry i niesłuszny wniosek, że poprzednie obserwacje pierścienia Saturna polegały na jakichś złudzeniach. Pomiary prędkości radialnych różnych miejsc pierścienia zapoczątkowane w końcu XIX wieku przez Keelera, Deslandres'a i Biełopolskiego, wykazują, że w każdej odległości od środka planety ma on inną prędkość obrotu, przy czym każda warstwa obraca się zgodnie z trzecim prawem Keplera. Znaczy to, że pierścień nie jest jakimś sztywnym tworem, lecz składa się z po jedynczych ciałek. Są to niewątpliwie ciała stałe, gdyż w sposób im właściwy odbijają promienie słoneczne. » 139 « Istnieje wiele teorii budowy fizycznej pierścienia Saturna różniących się nieznacznie szczegółami. Znaczna białość i wysoka zdolność odbijania promieni słonecznych ( około 40% ) wskazują, że mogą to być małe bryły lodu krążące wokół Saturna. Bobrow szacuje ich średnicę na pojedyncze metry, a odległości między sąsiednimi bryłami na dziesiątki metrów. Jest to więc niejako rój drobnych księżyców obiegających planetę. Gdy budowy fizyczne j pierścienia nie umiano jeszcze badać metodami spektroskopii, przypuszczano, że jest to jakaś mgławica otaczająca planetę. Laplace uważał ów pierścień za potwierdzenie jego hipotezy kosmogonicznej, w myśl której z podobnych mgławicowych pierścieni miały niegdyś powstać wszystkie inne księżyce, a z pierścieni otaczających Słońce - planety. Pierścień Saturna miał być takim księżycem, powstającym na naszych oczach. Hipoteza Laplace'a dawno upadła. Dzisiejsze wyobrażenia o pierścieniu Saturna są wprost przeciwne do tamtych. Uważa się mianowicie, że są to szczątki jednego z księżyców Saturna, który zmniejszając rozmiary orbity wskutek jakichś przyczyn mechanicznych, zbliżył się wreszcie do planety na tak niewielką odległość, że niejednorodność pola grawitacyjnego w pobliżu jej powierzchni rozkruszyła go po prostu na części. Ponieważ podejrzewamy, że kilka księżyców Saturna składa się z lodu, więc i lodowa budowa brył wchodzących w skład pierścienia nie jest wykluczona. Pierścień Saturna jest więc w świecie księżyców » 140 « Rys. 68. Pierścień Saturna wraz z przerwami (według rysunku Lyota) czymś całkiem analogicznym do pierścienia planetek w świecie planet, z tym tylko, że jest on dużo gęściej wypełniony bryłami materii. Pojedyncze bryły, zderzając się stale z sobą, uśredniały wzajemne ruchy. Gdy płaszczyzna orbity którejś bryły była nachylona pod znacznym kątem do podstawowej płaszczyzny pierścienia, przy każdym przejściu przez nią bryła doznawała tylu zderzeń i zahamowań, że musiała w końcu zacząć się poruszać w te j płaszczyźnie co wszystkie, a przy tym mogła się rozkruszyć na kilk a drobnych. w podobny sposób » 141 « wyrównywały się mimośrody orbit i dziś wszystkie bryły krążą w jednej płaszczyźnie po orbitach kołowych. Zderzenia między nimi są obecnie rzadkie i niezbyt silne. Względne nachylenia płaszczyzn orbit poszczególnych brył w pierścieniu wynoszą najwyżej pojedyncze sekundy łuku, tzn. są tysiące razy mniejsze niż względne nachylenia orbit planet. Właśnie fakt, że orbity wszystkich brył leżą nieomal idealnie w jednej płaszczyźnie, powoduje tak nadzwyczajną cienkość pierścienia. Płaszczyzna pierścienia pokrywa się ściśle z płaszczyzną równikową Saturna. Nie jest to przy- . padek. Ponieważ Saturn obracając się wokół osi raz na 101/2 godziny, jest podobnie jak Jowisz silnie spłaszczony, więc niejednakowo przyciąga w różnych kierunkach, i jak wynika z rozważań mechaniki niebieskiej, zmusza wszelkie ciała do obiegania go średnio w płaszczyźnie równika. Ponieważ orbi- ty brył wch odzących w skład pierścienia mogą być tylko orbitami średnimi, więc cały pierścień musi być ustawiony prostopadle do osi obrotu Saturna, niezależnie od tego, po jakiej orbicie krążył kiedyś księzyc, który uległ rozkruszeniu. w pierścieniu daje się wyróżnić kilka części. Najbliższa planety nosi nazwę pierścienia c lub krepowego-wewnętrznego. Składa się on z cząstek rzadko rozmieszczonych w przestrzeni. Można przez niego dostrzegać powierzchnię planety oraz inne ciała niebieskie znajdujące się poza pierścieniem. Jego całkowita szerokość wynosi 18 000 km. Następna część granicząca z pierścieniem krepowym nosi nazwę pierścienia B. Jest on najjaśniejszy » 142 « i jego szerokość wynosi około 29 000 km. Pierścieniem A nazywa się część jeszcze odleglejsza od planety o szerokości około 18 000 km. Poza nią istnieje zewnętrzny pierścień krepowy D, po raz pierwszy dostrzeżony w roku 1907 przez Fourniera. Jest on tak przezroczysty, że do roku 1952 poddawano w wątpliwość jego istnienie. Można go dostrzec tylko przy ustawieniu do nas pierścienia prawie krawędzią. Szerokość pierścienia D nie została dotychczas dokładnie wyznaczona. Pomiędzy częścią A i B istnieje tak zwana przerwa Cassiniego, wolna od brył materii. Po raz pierwszy dostrzegł ją jako czarną linię na pierścieniu Ball w roku 1665. w dziewięć lat później Cassini podał wyjaśnienie tego zjawiska jako szczeliny między pierścieniami. w wieku XIX odkryto jeszcze dalsze podobne przerwy, obecnie znamy ich jedenaście. Ich istnienie daje się w prosty sposób uzasadnić teoretycznie. Istnieją one w tych odległościach od środka planety, w których kołowe orbity są nietrwałe. Jeśli nawet jakaś bryła materii z pierścienia znajdzie się chwilowo na orbicie wewnątrz przerwy, przez najmniejsze zakłócenie zostanie z rnej wytrącona. z wyjątkiem przerwy Cassiniego, którą widać nawet przez mniejsze lunety, wszystkie inne można dostrzec tylko przez wielkie przyrządy o doskonałej optyce. . Rozdział IX URAN Mimo, że Urana można dostrzec gołym okiem na niebie, nie znano go w starożytności i został odkryty dopiero przy pomocy lunety. Mianowicie wiosną 1781 roku znakomity konstruktor teleskopów i wytrawny obserwator, William Herschel, dostrzegł wśród słabych gwiazd na niebie jedną, która przedstawiała się nie jako punkt, lecz tarcza. Następne obserwacje wykazały, że obiekt przesuwa się wśród otaczających gwiazd. Nie było więc wątpliwości, że jest planetą. Na cześć odkrywcy Herschla nową planetę nazywano jakiś czas jego imieniem. Dopiero potem przyjęła się obecna nazwa. Stwierdzono, że ruch Urana pomiędzy gwiazdami, wprawdzie powolny (1 znak zodiaku przebywa Uran w ciągu 7 lat), jest jednak wystarczający, aby rzucić się w oczy każdemu obserwatorowi, który obserwowałby Urana choćby przez kilka miesięcy. Uran mógł więc zostać odkryty wcześniej, nim teleskop Herschla pozwolił na dostrzeżenie jego tarczy, żaden z astronomów nie miał jednak powodu do specjalnego zajęcia się jedną z wielu słabych gwiazdek. Już po odkryciu Herschla okazalo się nawet, że rzeczywiście Uran był przedtem » 144 « Rys. 69. Wiliam Herschel - odkrywca Urana obserwowany przy różnych okazjach 16 razy , po raz pierwszy w roku 1690 przez Flamsteeda, i żaden z obserwatorów nie wiedział, że ma przed oczami nieznaną wielką planetę. Późniejsze obserwacje Urana wykazały, że jest to planeta o osobliwym ruchu wirowym. w obrotach planet panuje regularność polegająca na tym, że kierunek ich obrotu wokół osi jest zgodny z kierunkiem obiegu wokół Słońca i przy tym jest to kierunek jeden dla wszystkich planet. Wiadomo, że płaszczyzny orbit planet są nachylone do siebie pod różnymi, niewielkimi zresztą kątami, a również osie obrotu nie są ściśle prostopadłe do płaszczyzn orbit. U większości planet są to odchylenia niewielkie. Nie można tego powiedzieć o Uranie, którego oś obrotu tworzy z prostopadłą do płaszczyzny orbity kąt 82° l' , a przy tym kierunek obrotu jest wsteczny. Ponieważ oś obrotu Urana jest prawie równoległa do płaszczyzny orbity, a zatem kierunek obrotu niemal prostopadły do kierunku ruchu orbitalnego planety, więc określenie, czy oba ruchy odbywają się w tym samym, czy też w innym kierunku - ma charakter czysto formalny. Opierając się na tym, że oba ruchy większości planet mają kierunek zgodny, mówi się czasem, że kierunek obrotu Urana też jest zgodny, lecz oś planety tworzy z kierunkiem prostopadłym do płaszczyzny orbity kąt 97° 59' . Rysunek 71 tłumaczy, że takie określenie jest całkiem równoznaczne powiedzeniu, że obrót jest przeciwny, a kąt wynosi 82° 1'. Nachylenie osi obrotu planety do płaszczyzny » 146 « Rys. 70. Odkrycie Urana przez Herschla - według drzeworytu Kemptena - Fouchego z drugiej połowy XIX wieku orbity decyduje o rozkładzie stref klimatycznych. Położenie osi obrotu w przestrzeni - nie licząc drobnych lub powolnych zmian wywołanych na Rys. 71. Jest rzeczą umowy, czy powiemy, że Uran obraca się w kierunku prostym (zgodnym z obrotami innych planet) wokół osi nachylonej o 97° 59, czy też - że w kierunku wstecznym wokół osi nachylonej o 82° 1 przykład precesją - pozostaje niezmienione, co pociąga za sobą w znany wszystkim sposób zmianę pór roku. Powierzchnię planety można podzielić na pięć zasadniczych stref klimatycznych. Pierwsza - to strefa tropikalna, obejmująca obszary bliskie równika planety, na które Słońce świeci czasem prostopadle, w których może się znajdować w zenicie. Strefa tropikalna rozciąga się po obu stronach równika planety aż do szerokości równej nachyleniu osi planety do kierunku prostopadłego z orbitą. Dwie inne strefy charakterystyczne - to strefy polarne, w których Słońce czasem - w lecie w ogóle nie zachodzi, a kiedy indziej - w zimie - » 148 « może w ogóle nie wschodzić. Rozciągają się one od biegunów aż do odległości kątowej równej nachyleniu osi planety. Pomiędzy strefami polarnymi Rys. 72. Nachylenie osi planety do płaszczyzny orbity powo. duje powstanie odrębnych stref klimatycznych a tropikalną znajdują się jeszcze dwie strefy umiarkowane. Równoleżniki oddzielające strefy polarne od umiarkowanych nazywa się kołami podbiegunowymi, równoleżniki ograniczające strefę tropikalną - zwrotnikami. Taki podział na strefy nie dotyczy tylko planet zwracających ku Słońcu stale tę samą stronę, a więc - Merkurego i być może Wenus. z rysunku 72 wynika bezpośrednio, że im mniejsze jest nachylenie osi planet, tym mniejsze są strefy polarne i tropikalna. Gdyby równik planety pokry- wał się ściśle z płaszczyną orbity, strefa tropikalna ograniczyłaby się do geometrycznego koła - rów- nika, a strefy polarne - do dwu punktów - biegu- » 149 « nów . Co dzień na równiku Słońce przechodziłoby przez zenit, a na biegunach - stale krążyłoby po horyzoncie. Oczywiście przy braku nachylenia osi nie byłoby też pór roku. Nachylenie osi niektórych planet w Układzie Słonecznym jest rzeczywiście bliskie zera. Na przykład nachylenie osi Jowisza tylko 3°6'. Prawie cała powierzchnia tej planety należy do strefy umiarkowanej, co przy niewielkich zmianach temperatury, wywołanych porami roku, decyduje o "łagodnym" klimacie. Nachylenie osi innych planet wynosi przeważnie 200-300 (Ziemia - 23°26'). Im większe jest nachylenie osi planety, tym większy obszar zajmują strefy polarne i tropikalna. Przy nachyleniu 45° koła podbiegunowe pokrywałyby się ze zwrotnikami, na planecie byłyby tylko trzy strefy. dwie polarne i jedna tropikalna. Ponieważ kierunek obrotu planety jest dla jej . klimatu obojętny, będziemy w dalszym ciągu mówić dla uproszczenia, że nachylenie osi Urana wynosi 82°. Przy takim nachyleniu koła podbiegunowe leżą bliżej równika niż zwrotniki, odległe zaledwie o 8° od bieguna.Rozkład stref klimatycznych jest więc na Uranie bardzo osobliwy, jedyny w całym Układzie Słonecznym. Mamy tam mianowicie dwie małe strefy czysto polarne, jedną rÓwnież wąską strefę . dwie strefy czysto tropikalną, otaczającą rownik, i mieszane, łączące własności stref polarnych i tropikalnych. Są to strefy całkiem różne od umiarkowanych stref innych planet. w pewnych porach roku Słońce przechodzi tam przez zenit, czasem krąży » 150 « stale nad horyzontem, nie zachodząc, a czasem w ogóle nie wschodzi, powodując znane zjawiska dni i nocy polarnych. Na rysunku 74 przedstawiony jest schematycznie Uran w czterech położeniach na orbicie. w położeniu A zwrócony jest ku Słońcu niemal ściśle biegunem. Aż do koła podbiegunowego, czyli do szerokości 8° , Słońce w ogóle nie zachodzi. w strefie Rys. 74. w czasie obiegu wokół Słońca Uran dwukrotnie jest zwrócony do niego prawie ściśle biegunami (położenia A i C) i dwukrotnie oś obrotu ustawia się prostopadle do kierunku padania promieni słonecznych (położenie B i D) czysto tropikalnej mamy wtedy normalne wschody i zachody, a na drugiej półkuli panuje noc polarna. W miarę wędrówki po orbicie kąt między osią planety a kierunkiem ku Słońcu zwiększa się coraz bardziej. Coraz bardziej zwęża się koło nocy i dnia polarnego, a zwiększa się obszar, w którym następują normalne wschody i zachody. Wreszcie w położeniu B oś ustawiona jest prostopadle do kierunku padania promieni słonecznych. Na całej planecie. poza biegunami, Słońce wschodzi i zachodzi. Oso- » 152 « bliwości klimatyczne Urana znikają i panuje na nim taka sytuacja, jak na Ziemi w czasie równonocy. Później kąt między osią i kierunkiem ku Słońcu znowu maleje, aż wreszcie w położeniu c noc polarna i dzień zachodzi na przeciwnych półkulach niż w położeniu A. w D mamy następną równonoc i planeta znowu dąży do położenia A. Rys. 75. Skomplikowany ruch dzienny Słońca obserwowany ze strefy mieszanej Urana w różnych porach roku. Czasem Słońce przechodzi tam przez zenit (właściwość strefy tropikalnej), a czasem następuje noc polarna Ruch Słońca na niebie obserwowany z samego Urana przedstawiałby się dość osobliwie. Rysunek 75 przedstawia widok sfery niebieskiej, jaką widziałby obserwator w mieszanej strefie klimatycznej w szerokości około 30°. w położeniu A na orbicie Słońce znajduje się tuż przy biegunie niebieskim i zatacza niewielkie kółko wokół niego, znajdując się z grubsza stale w tym samym miejscu nieba, nieli1al jak nasza gwiazda Biegunowa. Takle poło- » 153 « Rys. 76. Uran z księżycami Tytanią i Oberonem. Zdjęcie wy. konane w Obserwatorium Yerkesa żenie odpowiada przesileniu letniemu. Następnie dzienna droga Słońca po niebie staje się coraz większym kołem. w pośrednim położeniu na orbicie, zaznaczonym punktem E na rysunku 74, Słońce przez chwilkę w pobliżu północy chowa się już pod horyzontem, w południe zaś stoi w zenicie. w chwili równonocy jesiennej krąży całkiem podobnie jak na Ziemi po równiku niebieskim, przebywając tyle czasu pod horyzontem, co i nad nim (położenie B). Następnie j-ego droga przesuwa się coraz bardziej ku drugiemu biegunowi. Wreszcie od położenia F » 154 « Rys. 77. Uran i jego cztery największe księżyce we właściwej skali odległości (według Burgela) począwszy Słońce przestaje wschodzić. Nastaje noc polarna. Jak widać, różnice w ilości dostarczonej energii słonecznej w ciągu doby są dla tego samego miejsca na Uranie olbrzymie. Trudno jednak powiedzieć, że ma to duży wpływ na jego klimat, gdyż Uran niewątpliwie jest otoczony bardzo grubą atmosferą. Jego średnia gęstość wynosząca 1,26 g/cm3 zbliżona do gęstości Jowisza może być wskazówką podobnej budowy fizycznej. w odpowiednio grubej atmosferze prądy gazów mogą przenosić duże ilości ciepła i w znacznej mierze wyrównywać różnice temperatury. " , » 155 « Nie trzeba też . myśleć, że w chwili gdy Słońce jakimś miejscem Urana, znajduje się w zenicie nad . panuje tam tropikalny upał, w ziemskim znaczeniu tego wyrazu. Uran jest odległy od Słońca o 19,191 jednostek astronomicznych (przeszło 2, 868 mln km) i średnia temperatura jego powierzchni wynosi zaledwie 1800 poniżej zera.. we Obserwacje Urana są trudne. Średnica jego dług dość nieścisłych pomiarów, utrudnionych rozmytym zarysem brzegów planety, wynosi 51 tysięcy kilometrów (prawie dokładnie 4 średni .ce Ziemi) , a albedo, czyli zdolność odbijania światła - aż 0,45, czyli nie jest wiele mniejsze niż u Wenus. Mimo to w najkorzystniejszych warunkach Urana można dojrzeć gołym okiem ledwie jako słabą gwiazdkę 5,5 wielkości. Na ogół blask ma nieco mniejszy, a czasem przekracza nawet 6 wielkość gwiazdową. Wpływa na to zarówno słabe oświetlenie Słońcem, jak i duża odległosc od Ziemi. Jego średnica kątowa wynosi zaledwie 4" , tak że oprócz równoległych pasów, podobnych jak na Jowiszu i Saturnie, trudno cokolwiek więcej dostrzec na jego powierzchni. Analiza widmowa wykryła na Uranie amoniak, metan i wodór, przy czym procent amoniaku jest jeszcze mniejszy niż na Saturnie. Natomiast metan występuje tak obficie w atmosferze, że wskutek pochłaniania przez niego promieni czerwonych i żółtych sama planeta wydaje się zielonkawa. Metodami spektralnymi na podstawie efektu Dopplera daje się też wyznaczyć okres obrotu wirowego, wynoszący niecałe 11 godzin. Uran ma 5 księżyców. Największy z nich ; Tyta- » 156 « nia, obiegający Urana w ciągu 8 dni, ma średnicę 2-3 razy mniejszą od naszego Księżyca. Podobne rozmiary ma Oberon, którego okres obiegu wynosi 13 dni. Zresztą pomiary średnic bardzo tu utrudnia duża odległość. Z tego samego powodu prawie nic nie wiadomo o budowie fizycznej któregokolwiek z księżyców Urana. Dość ciekawa jest okoliczność, że księżyce Urana grupują się na ogół wokół planety zgodnie z rozmiarami liniowymi. Najbliżej krąży malutka Miranda (17 wielkość gwiazdowa), dalej - nieco większe: Ariel i Umbriel, a Tytania i Oberon są najbardziej zewnętrzne ze znanych. Rozdział x NEPTUN Neptun jest jedną z dwu planet, któryc h nie mo- żna dojrzeć gołym okiem Przedstawia się jako słaba gwiazdka około 8 wielkości, a przy silniejszych powiększeniach, osiągalnych tylko w długoogniskowych teleskopach, można zauważyć, że nie jest punktem, lecz niewielką tarczą Promień orbity Neptuna jest przeszło 30 razy większy niż Ziemi, toteż zmiany położenia Ziemi w ruchu rocznym można wobec jego odległości od Słońca całkiem zaniedbać Jego kątowa średnica obserwowana z Ziemi zmienia się w bardzo niewielkim zakresie Gdy znajdujemy się po przeciwnej stronie Słońca ni ż Neptun, a więc w czasie koniunkcji, średnica wynosi 2",4, a w czasie opozycji, gdy Neptun i Ziemia są z tej samej strony Słońca - zwiększa się tylko o 0",2. Gwiazd tak jasnych jak Neptun jest na niebie około 100 000, toteż wypadłoby, być może, czekać na przypadkowe odkrycie tej planety aż do czasu rozpoczęcia systematycznego patrolowania nieba metodami fotograficznymi . Jednak Neptun dał się już wcześniej poznać dzięki sile przyciągania, z jaką działa na Urana. Niedługo bowiem po odkryciuUrana, gdy zaczęto dokładnie obliczać jego drogę » 158 « w przestrzeni, okazało się, że wykonuje on ruchy, których nie można wyjaśnić tylko siłą przyciągania Słońca i pozostałych wówczas planet; wskazywało to na istnienie dalszej planety poza orbitą Urana Ścisłe rachunki zakłóceń ruchu Urana przeprowadziło dwu astronomów Pierwszym, który przewi - Rys 78 Rozmiary ciał niebieskich obserwowane z Neptuna. Wskutek znacznej odległości Słońca - ma ono znacznie mniejszą kątową średnicę niż Tryton. Lic zby oznaczają jasności podane w tzw. wielkościach gwiazdowych (według Gadomskiego ) dział, gdzie należy szukać na niebie nowej planety, był J C Adams, początkujący astronom z Cambridge. Jego mistrz, prof Challis, poradził zakomunikować o wynikach rachunków i przedstawić je do oceny dyrektorowi o bserwatorium w Greenwich, Airy'emu Adams udał się w końcu roku 1845 do Greenwich, jednakże Airy'ego nie zastał, więc zo- » 159 « stawił mu tylko na kilku kartkach krótkie zestawienie wyników Jak się okazało, nieobecność dyrektora w Greenwich zaważyła znacznie na dziejach odkrycia Nepdo tuna. Airy po powrocie odniósł się sceptycznie wyników Adamsa, traktując całą pracę jako ciekawsze ćwiczenie studenckie Zresztą nie mogąc się porozumieć ustnie z jej autorem, doszedł do wniosku, że nie zostały tam uwzględnione pewne świeżo odkryte zakłócenia ruchów Urana, wyrażające się zmianami jego odległości od Słońca Na list wysłany do Adamsa w tej sprawie z niewiadomych przyczyn nie dostał odpowiedzi, co jeszcze pogłębiło nieporozumienie. w rezultacie wyniki żmudnej pracy spoczęły w jednej z szuflad obserwatorium w Greenwich i nie zostały ogłoszone drukiem ani w inny sposób. Nawet Adams, nie mając znikąd zachęty i moralnego poparcia, zwątpił o własnych wynikach O braku wiary w realność jego pracy świadczy to chociażby, że gdy w Cambridge podjęto w końcu poszukiwania nowej planety w przewidzianej okolicy nieba, robiono to tak bez zapału, że mimo iż rzeczywiście położenie Neptuna kilka razy zanotowano jeszcze w 1845 roku, to jednak obserwacji nie opracowano, nie zauważono przeto jego ruchu, biorąc go za jedną z wielu gwiazd Sprawą istnienia planety pozauranowej zajął się również młody francuski teoretyk Leverrier. w grudniu 1845 roku doszedł do wniosku, że planeta musi istnieć i natychmiast przystąpił do pracy, której wyniki ogłosił w czerwcu 1846 roku w oparciu o nie » 160 « Rys. 79. Jan Couch Adams około roku 1846. Fotografia berliński astronom Galle, przeszukując systematycznie niebo w przewidzianej okolicy, odkrył nową planetę 23 września tegoż roku. N ależy zauważyć, że w Berlinie takie poszukiwania było łatwiej przeprowadzić, gdyż posiadano ręcznie wykonany atlas nieba Przez jednorazowe porównanie obrazu w lunecie z mapą można było stwierdzić istnienie obiektu nie będącego gwiazdą, a więc planety w Cambridge dokładnej mapy nieba nie miano (pierwszy obszerniejszy katalog i atlas nieba ukazał się drukiem 10 lat później) i musiano porównywać obserwacje tej samej okolicy nieba z dwu różnych nocy, żeby zauważyć ruch poszukiwanej planety. Neptuna odkrył więc w zasadzie Galle, jednak opinia publiczna zgodnie przypisała główną zasługę Leverrierowi Chciano nawet nowoodkrytą planetę nazwać Leverrierem. Później - zgodnie z tradycją - zaproponowano nazwy mitologiczne: Janus lub Neptun Przyjęła się druga. Odkrycie Neptuna stało się natychmiast głośne w całym świecie. Teoretyczne wykrycie istnienia nieznanego ciała niebieskiego uważano za wielki triumf astronomii, matematyki i w ogóle wiedzy, za największe osiągnięcie naukowe XIX wieku Leverrier stał się podobnie sławny, jak dziś Einstein Co myślał i czuł wówczas Adams, nie wiadomo W każdym razie ani wtedy, ani później, gdy zasłynął jako astronom dzięki innym pracom, nie przypomniał o swoim pierwszeństwie. Dopiero w wiele lat po rozsławieniu imiena Leverriera Anglicy upomnieli się o odpowiednie honory dla Adamsa Prestiżowa sprawa pierwszeństwa w teoretycznym odkry- » 162 « Rys. 80. Leverrier według portretu Paverdoinga ciu Neptuna jest jedną z najbardziej delikatnych spośród licznych tego typu w dziejach kultury. Z jednej strony - wyniki leżące w szufladzie niczym się nie przyczyniły do odkrycia, z drugiej Adams wykonał taki sam trud jak Levierrier, tak samo dokładnie i co najważniejsze - wcześniej. Na szczęście nauka nie potrzebuje rozstrzygnąć tego problemu Dla dalszego jej rozwoju nie jest ważne kto odkrył, ale co odkryto i w jaki sposób Neptun ma dwa księżYce Większy z nich, nazwany Trytonem, został odkryty w kilka zaledwie dni później niż sam Neptun Jest to księżyc duży średnica wynosząca około 5000 km stawia go w rzędzie największych w Układzie Słonecznym, tuż za Ganimedem Ponieważ sam Neptun ma wśród planet rozmiary przeciętne, przeto względna średnica Trytona w stosunku do planety wyraża się sporym ułamkiem 1/10 Wśród wszystkich planet tylko Ziemia ma satelitę o jeszcze większych rozmiarach względnych (1/4 jej średnicy). Przy średnie j odległości od Neptuna niespełna 400 000 km Tryton oglądany z powierzchni planety przedstawia się jeszcze okazalej niż Księżyc na naszym niebie Jednak wskutek dużej odległości od Słon ca świeci znacznie słabie j, mnie j więce j tak jasno, jak nasz Księżyc w czasie jego całkowitego zaćmienia. Obserwowany z Ziemi Tryton przedstawia się jako słaba gwiazdka 13,5 wielkości Okrąża on N eptuna raz na niecałe 6 dni Drugi księżyc, odkryty dopiero w roku 1949 drogą fotograficzną przez Kuipera, został nazwany Nereidą Przedstawia się on jako słabiutki obiekt » 164 « 19 wielkości gwiazdowej obiegający planetę raz na 359 .dni. z powodu dużej odległości o przyrodzie obu księżyców nic nie wiemy. Niedługo po odkryciu Neptuna kilku obserwatorów zauważyło również około niego pierścień podobny ,jak przy Saturnie Późniejsze obserwacje nie potwierdziły jednak tego odkrycia Uważa się dziś powszechnie, że zjawisko było jakimś złudzeniem. Ruchy Trytona miały niegdyś w pośredni sposób posłużyć do wyznaczenia obrotu planety Napotykało ono bowiem znaczne trudności Obserwacja jakichkolwiek szczegółów na powierzchni Neptuna jest niemożliwa z powodu dużej odległości niesposó b było nawet stwi erdzić, czy jest on wskutek obrotu spłaszczony Obserwacje zmian jasności planety przeprowadzone niedługo po jej odkryciu wykazywały zmiany o okresie 8 godzin, skąd można by wnioskować, że okres obrotu planety wynosi właśnie tyle lub jest całkowitą wielokrotnością tej liczby. Jednocześnie wynikałoby stąd, że Neptun ma niejednakową zdolność odbijania światła z różnych stron Ponieważ jednak realność zmian jasności była kwestionowana, więc sprawę obrotu starano się rozwiązać inną metodą Stosowano rozumowanie następujące. Jeśli Neptun się obraca, to wskutek siły odśrodkowej musi być nieco spłaszczony Inaczej przyciągają bryły kuliste niz spłaszczone Badając dokładnie ruchy Trytona da się wyciągnąć wnioski o sile przyciągania Neptuna z różnych stron, stąd - o jego spłaszczeniu, i wreszcie da się obliczyć, jak szybki musi być ruch wirowy, żeby mógł takie właśnie spłasz- » 166 « Rys. 82. Podobizna listu Gallego do Leverriera z doniesieniem o odkryciu planety nazwanej później Neptunem czenie wywołać Ta pośrednia metoda mogłaby dać nalezyte wyniki przy szybkim obrocie, a co najważ- niejsze - tylko w przypadku znacznego nachylenia orbity księżyca do równika planety. Poniewaz . orbita Trytona tworzy z równikiem Neptuna niewielki kąt, wynoszący zaledwie kilka stopni, metodą tą udało się zaledwie wyciągnąć wniosek, że Neptun w ogóle się obraca i poza tym - w przybliżeniu wyznaczyć kąt, jaki tworzy jego oś obrotu z kierunkiem prostopadłym do płaszczyzny orbity Wynosi on około 29° , to jest nieco więcej niż u Ziemi. Prędkość obrotu Neptuna zmierzono dopiero całkiem niedawno metodami spektroskopowymi Pomiary przesunięcia. dopplerowskiego w widmie potwierdzają wnioski fotometryczne i dają na okres jednego obrotu około 16 godzin, a więc podwojony okres zaobserwowanych zmian jasności. Ponieważ obieg Trytona jest wsteczny, przypuszcza się, że wsteczny jest również kierunek rotacji Neptuna, lub .- jeśli kto woli - że nachylenie osi jego obrotu wynosi nie 29O , lecz 151°. Sprawy te nie zostały ostatecznie wyjaśnione. Analiza spektralna pozwala stwierdzić, że Neptun posiada atmosferę, w której występuje wodór i metan, a więc podobną do atmosfer Jowisza, Saturna i Urana. Nie daje się wprawdzie zaobserwować śladów amoniaku, ale jeśli się weźmie pod uwagę temperaturę, jaka panuje w warstwach atmosfery dostępnych dla obserwacji, a którą szacuje się na 200° poniżej zera, nie można się temu dziwić. w tej temperaturze amoniak się już zestala O atmosferze Neptuna nie wiadomo prawie nic » 168 « Rys. 83, John Couch Adams w starszym wieku ponadto Przypuszczalnie jest ona równie gruba i gęsta jak Jowisza, Saturna i Urana. Wskazuje na to mała średnia gęstość planety, wynosząca tylko 1,61 g/cm3 W ogóle Neptuna traktuje się jako bliźniaka Urana Trudno nawet rozstrzygnąć, która z obu planet jest większa Jakkolwiek bowiem średnica Neptuna (3,90 średnic Ziemi) jest nieco mniejsza niż Urana (4,00 średnic Ziemi), o tyle masa (17,26 mas Ziemi) jest większa od jego masy (14,58 mas Ziemi) Jak widzimy, średnia gęstość Neptuna jest zbliżona do gęstości Jowisza, Saturna i Urana. Poniewważ podobieństwa wystęPują również w prędkości obrotu i składzie atmosfery, przeto te cztery planety łączy się w jedną rodzinę planet olbrzymich. Poniżej zestawiamy podstawowe dane liczbowe * o planetach tej rodziny. RODZINA PLANET OLBRZYMICH Symbol Jowisz Saturn Uran Neptun Odległość od Słońca w jednostkach astronomicznych Średnica w tysiącach kilometrów Masa (w jednostkach masy Ziemi) średnia gęstość w g/cm3 Okres obrotu w godzinach 5,202803 139,76 :1 15,1 318,35 1 ,33 9h,9 1 Oh,3 9,538843 95,3 0,71 19,190978 51 14,58 1,26 10h,7 30,070672 50 17,26 1,61 15h.8 * Według C. Urey "The Planets" - Londyn 1952. » 170 « Ogólnie można powiedzieć, że planety olbrzymie odznaczają się dużymi odległościami od Słońca, średnimi gęstościami zbliżonymi do gęstości wody, szybkim ruchem obrotowym i wreszcie - grubymi atmosferami metanowo-amoniakowymi Należy przypuszczać, że ich budowa wewnętrzna jest podobna. Ilość amoniaku w atmosferze, malejąca w miarę zwiększania się odległości kolejnych planet od Słońca i dająca się całkowicie wytłumaczyć różnicami temperatury, wskazywałaby nawet na daleko idące analogie budowy Jednakże nieregularności w rozkładzie średnich gęstości planet (najmniejsza - Saturn, potem - Uran, Jowisz i największa - Neptun), które nie są, jak widać, zależne ani od rozmiarów planety, ani ich odległości od Słońca, wskazują na wystęPowanie indywidualnych różnic budowy wśród rodziny planet olbrzymich. , Tej rodzinie przeciwstawia się często drugą rodzinę planet typu Ziemi, do której zalicza się Merkurego, W enus, Ziemię i Marsa Wymienione planety odznaczają się mniejszymi rozmiarami, kilkakrotnie większymi średnimi gęstościami, stosun kowo cienkimi atmosferami, zajmującymi niewielki ułamek całkowitego promienia planety, lub prawie zupełnym ich brakiem (Merkury), innym składem chemicznym atmosfer - różnym zresztą u różnych planet - i wreszcie dłuższymi okresami obrotu wokół osi, wynoszącymi od 24 godzin (u Ziemi) do 88 dni (u Merkurego). Poniższa tablica przedstawia zestawienie liczbowe danych dla planet tej grupy: » 171 « RODZINA PLANET TYPU ZIEM I Symbol Odległość od Słońca w jednostkach astronomicznych Srednica w tysia cach kilometrów Masa (w jednostkach masy Ziemi) średnia gęstość w c/cm :1 Okres obrotu w godzinach 0,387098 5,000 0,0543 5,0 211lh 0,72:3331 12,400 0,8136 4,9 ? 1 ,000000 12,742 1 ,0000 5,52 2:3h 56m 1 ,523688 6,620 0,1080 4,2 24h 37m Jeśli można identyfikować skład chemiczny spadłych na Ziemię meteorytów ze składem planetek, to do rodziny ziemskiej należałoby zaliczyć również planetki lub hipotetyczną planetę, z której rozpadu one powstały. Niestety brak dotychczas bezpośrednich wyznaczeń mas planetek i stąd nic pewnego nie można wnosić o ich średnich gęstościach Przeciwnie masy planetek szacuje się na podstawie założenia, że ich gęstości są podobne do gęstości planet grupy ziemskiej. Istnienie dwu wyróżniających się rodzin planet i fakt, że obie rodziny zajmują różne obszary przestrzeni okołosłonecznej, ma głębokie znaczenie kosmogoniczne i wskazuje, że warunki powstawania i ewolucji planet były w różnych odległościach od Słońca różne. Rozdział XI » 172 « PLUTON Istnienie Plutona, podobnie jak Neptuna, zostało wykryte, zanim jeszcze udało się go zaobserwować przez teleskopy. Mianowicie niedługo po odkryciu N eptuna okazało się, że samym jego działaniem nie da się wytłumaczyć wszystkich zakłóceń w ruchu Urana. Zresztą sam Neptun też wykazywał pewne odchylenie od ruchu przewidzianego. Podobnie jak w przypadku Neptuna, położenie na niebie nowej planety powodującej te zakłócenia przewidzieli niezależnie od siebie dwaj astronomowie: Percival Lowell i William Pickering Pierwszy - ukończył pracę w roku 1914 i oparł się tylko na zakłóceniach ruchu Urana, drugi - uwzględnił również znane nieregularności w ruchu Neptuna ogłaszając pracę w kilka lat później Mimo to przez długi czas nie udawało się planety odszukać na niebie Dopiero po śmierci Lowella w roku 1930, w obserwatorium jego imienia, po długich, systematycznych poszukiwaniach przy porównywaniu dwu klisz fotograficznych przedstawiających tę samą okolicę nieba w 3-dniowym odstępie czasu, udało się znaleźć ruchomy obiekt, który następnie zidentyfikowano z przewidzianą pla- » 173 « netą Zarazem okazało się, dlaczego tak trudno było tę planetę odszukać Jej jasność wynosiła bowiem zgodnie z przewidywaniem Pickeringa tylko 14,9 wielkości gwiazdowej, podczas gdy spodziewano się obiektu zaledwie o trzy, cztery wielkości gwiazdowe ciemniejszego od Neptuna, a więc około 1112 wielkości. Na podstawie pierwszych obserwacji orbitę nowej planety obliczył już w roku odkrycia T. Banachiewicz z Krakowa specjalną metodą opracowaną ad hoc do tego zagadnienia Okazało się, że orbita jest z grubsza zgodna z przewidywaną przez Lowella Odkrytą planetę zgodnie z tradycją postanowiono nazwać imieniem któregoś z bogów starożytnych Wybrano nazwę Pluton, której dwie pierwsze litery są inicjałami Percivala Lowella. Jednocześnie nazwa boga piekieł stosunkowo dobrze pasowała do niespodziewanie ciemnej planety krążącej na krańcach układu planetarnego z dala od ożywiających promieni słonecznych. Pluton - najdalsza ze znanych planet rodziny Słońca - krąży wokół niego w odległości 39,518 jednostek astronomicznych, czyli prawie 6 miliardów kilometrów Okres całkowitego obiegu wokół Słońca wynosi 248,4 lat Ponieważ od chwili odkrycia do dziś upłynęło dopiero lat 25, więc Pluton zdążył wykonać przez ten czas zaledwie 1/10 całkowitego obiegu Nie zmienia zasadniczo sytuacji, że później znaleziono na kliszach zdjęcia Plutona wykonane kilka lat przed odkryciem Toteż dane dotyczące orbity są mało dokładne Wielka półoś wyra- » 174 « Rys. 84. Percival Lowell żona w jednostkach astronomicznych znana jest zaledwie z dokładnością do 5 cyfr znaczących W porównaniu z parametrami liczbowymi wielokrotnych układów gwiazdowych taka dokładność może się nawet wydawać duża, ale w dziedzinie orbit planet, gdzie niektóre wyniki podaje się 1000 razy dokładniej (do 8 cyfr znaczących) - jest stanowczo niewielka Aby uzyskać należyte wyniki, trzeba poczekać do roku 2178, gdy planeta dokończy pełnego obiegu i droga jej zamknie się w oczach obserwatorów. Dla porówn -ania warto zauważyć, że Neptun od chwili odkrycia dokonał już 2/3 pełnego obiegu, U ran - 2, a planety znane Ptolemeuszowi . wykonały od jego czasów wiele dziesi ątek (Saturn) lub nawet wiele tysięcy obiegów (Merkury) Mimo małej dokładności danych, już na podstawie zaobserwowanego odcinka drogi można stwierdzić, że orbita Plutona jest silnie spłaszczona Jej mimośród wynosi 0,247 i jest największy wśród wszystkich dużych planet. Przewyższają go tylko mimośrody planetek, jak np. Junony (0,256) i wielu drobniejszych Wskutek tego największa odległość Plutona od Słońca wynosi 7 358 000 000 km, a najmniejsza - tylko 4 452 000 000 W peryhelium jest więc mniej odległy od słońca niż Neptun i więcej od niego otrzymuje promieniowania słonecznego. Pluton jest jedyną planetą, której zmiany odległości od Słońca mogą mieć decydujący wpływ na klimat. Obecnie Pluton zbliża się do Słońca i około roku 1970 znajdzie się w średniej odległości Neptuna. Płaszczyzna orbity Plutona jest silnie nachylona do odpowiednich płaszczyzn innych planet. z orbitą » 176 « Ziemi tworzy ona kąt przeszło 17°. Tylko dzięki temu Pluton nie moźe się nigdy zbliżyć do Neptuna na odległość niebezpieczną dla istnienia obu planet, że ich orbity wskutek nachylenia nigdzie się nie przecinają Duży mimośród i nachylenie orbity Plutona, a zwłaszcza to, że czasem wkracza on aż do wnętrza orbity Neptuna, wydaje się czymś anormalnym w Układzie Słonecznym, i wymaga uwzględnienia w rozważaniach kosmogonicznych. Można wspomnieć, że w pięć lat po odkryciu . Plutona japoński astronom Yamamoto wysunął hipotezę, że Pluton jest po prostu byłym księżycem Neptuna, oderwanym od niego w czasie przejścia jakiejś obcej gwiazdy przez peryferie Układu Słonecznego Tej samej gwieździe przypisywał zarazem Y amamoto nadanie wstecznego ruchu pierwszemu księżycowi Neptuna - Trytonowi oraz zmniejszenie orbity samego Neptuna Wiadomo bowiem, że Neptun krąży nieco bliżej Słońca, niżby to wynikało z regularności w rozmieszczeniu orbit innych planet *. Yamamoto zauważył przy tym, że Pluton, znajdując się w odległości Neptuna, będzie obiektem około 14 wielkości gwiazdowej, to znaczy podobnie jasnym jak Tryton Hipoteza Yamamoty, aczkolwiek interesująca, jest zbyt słabo uzasadnio- * z tak zwanego "prawa,. Titiusa-Bodego, według którego odległość n-tej planety od Słońca wyrażona w jednostkach astronomicznych wynosi d n = 0,4 + 0,3 . 2n-2 (dla n > 1. natomiast dl = 0,4) ,.Prawo" to spełniają w przybliżeniu planety bliższe włącznie z Uranem, przy czym zamiast piątej planety trzeba wziąć pod uwagę pas planetek. » 177 « na, aby można ją było uznać za prawdopodobną, zwłaszcza że masa Plutona jest znacznie większa niż masa znanych księżYców Im dalsza planeta, tym mnie j szczegółów możemy na niej dojrzeć Dlatego M. Ernst w znakomitej . książce "Planety i warunki życia na nich ' , wyda nej kilkanaście lat przedodkryciem Plutona, wspominając o zakłóceniach mechanicznych wywołanych prawdopodobnie działaniem tej planety, pisał, że nawet gdy "planeta poza Neptunem odkrytą zostanie, co będzie faktem olbrzymiej doniosłości z ogólnego stanowiska astronomicznego, to nie wzbogaci ona w znaczniejszej mierze naszych wiadomości o przyrodzie planet" . To zdanie podzielało - zdaje się - większość astronomów Tymczasem pierwsze obserwacje Plutona wykazały, że jego budowa fizyczna jest niewątpliwie osobliwa Na szczególną uwagę zasługiwał słaby blask, który należało wytłumaczyć albo niewielkimi rozmiarami planety, albo słabą zdolnością odbijania światła - małym albedo Wymierzenie średnicy Plutona przez długie lata napotykało trudności instrumentalne; dało się go tylko fotografować przy długim czasie ekspozycji Fotografia, gromadząc przez wielogodzinne naświetlanie promienie świetlne w jednym miejscu kliszy, pozwala dostrzegać słabe obiekty, jakich nigdy nie dałoby się zaobserwować w tych samych warunkach okiem Jednakże klisze mają ziarnistość, a ponadto poczernienie zachodzi . na nich nie tylko w miejscu bezpośrednio oświetlonym, ale i w sąsiednich, co prowadzi do systema tycznego poszerzenia obrazów. Dlatego przy wyzna- » 178 « Rys. 85. Clyde Tombaugh - odkrywca Plutona czaniu kształtów i rozmiarów małych obiektów bardziej nadaje się bezpośrednia obserwacja okiem Z fotografii można było wywnioskować tylko tyle, że Pluton jest planetą niewielką. Chcąc zna. . alleźć górną granicę rozmiarów zało żono, że jego bedo jest jeszcze mniejsze niż Merkurego i wynosi tylko 0,06. Ze znanej jasności Plutona otrzymano wtedy na średnicę zaledwie około 0,8 średnicy ziemskiej Jeśliby się wzięło pod uwagę, że siła grawitacyjna, jaką wywiera Pluton na Neptuna, wskazuje na masę podobną do masy Ziemi, to można by przypuszczać, że średnia gęstość materii Plutona jest większa niż żelaza i wynosi około 11 g/ cm3 Wnio- . sek, aczkolwiek dziwny, był jednakże możliwy do . przyjęcia Sytuacja stała się trudniejsza, gdy przed kilku laty udało się wreszcie zmierzyć wizualnie średnicę Plutona. Dokonał tego Kuiper za pomocą pięciometrowego teleskopu, który pozwolił dokonać odpowiednie pomiary bezpośrednio okiem Średnica Plutona, jak się okazało, wynosi 5 800 km, a więc zaledwie 0,4 średnicy Ziemi. Przy uwzględnieniu nowszych oszacowań jego masy daje to gęstość 50 g/cm3, jakiej nie ma żadna substancja znana na Ziemi Albo uznać, że Pluton posiada jakąś osobliwięc nalezy wą budowę wewnętrzną, albo - któraś z danych obserwacyjnych jest błędna. Nie można w zasadzie twierdzić, że wewnętrzna gęstość planety 50 g/ cm3 jest absurdalna, bowiem jeszcze większe gęstośCi - rzędu ton na cm3 - spotykamy wewnątrz gwiazd zwanych białymi karłami. Jednakże tam idzie o ciała masywne, w których za- » 180 « Rys. 86 Dwa zdjęcia nieba wykonane 2 i 5 marca 1930 roku Przez porównanie tych zdjęć odkryto Plutona. Strzałkami oznaczono planetę. chodzą skomplikowane procesy jądrowe, tu o zimną i stosunkowo lekką planetę. Brak dotychczas teorii, która by potrafiła wyjaśnić tak dużą gę- Rys 87. Orbita Plutona w porównaniu z orbitami czterech Wielkich planet zewnętrznych Zaznaczone położenia planet w różnych latach stość ciała o masie Plutona, czy nawet kilkakrotnie większego. Dlatego astronomowi .e przypuszczają raczej inną możliwość - błędów w danych obserwacyjnych Wyznaczenie masy Plutona wydaje się na ogół pewne. Możliwe są pewne poprawki, ale nie całko- » 182 « wita zmiana rzędu wielkości. Bardziej prawdopodobna jest pomyłka w wyznaczeniu średnicy Nie znaczy to, żeby pomiar pięciometrowym teleskopem Rys 88 Orbity rzeczywiste Neptuna i Plutona oraz orbity teoretyczne tych planet obliczone przez Leverriera i Lowella wykonany przez wytrawnego obserwatora miał być błędny, ale powstaje problem - co właściwie zostało zmierzone? Oczywiście mierzy się średnicę jasnej tarczy widocznej w teleskopie Czy jednak ta widoczna tarcza obejmuje cały przekrój globu Plutona? Przy in- » 183 « nych planetach tak jest, bo ich powierzchnia jest nierówna, odbija promienie we wszystkich kierunkach z grubsza jednakowo Inaczej będzie z planetą o powierzchni gładkiej, wypolerowanej częściowo lub całkowicie. Aby sprawdzić skutki takiej możliwości, w roku 1951 astronomowie Alter , Bunton i Roques sporządzili kulki o powierzchni wypolerowanej w rozmaity sposób i oświetliwszy równoległą wiązką promieni, obserwowali je przez teleskop. Zgodnie z przywidywaniem okazało się, że kulka z powierzchnią chropowatą przedstawiała się w wielkości naturalnej, natomiast wypolerowane wydawały się wyraźnie mniejsze, przy czym wielkość zależała od stopnia wypolerowania Przyczyną, która mogłaby spowodować częściowe wygładzenie powierzchni Plutona, jest niska temperatura W skali bezwzględnej jest ona wprawdzie kilkanaście razy wyższa niż temperatura nie oświetlonej strony Merkurego i wynosi jakieś 40-60°K (około - 220°C), jest jednak wystarczająco niska, żeby spowodować zestalenie wielu gazów, których obecność na planecie jest prawdopodobna Jeśli wziąć jeszcze pod uwagę, że Pluton co 250 lat zbliża się znacznie do Słońca i zestalone gazy mogą przechodzić okresowo w stan ciekły, co powoduje powstawanie czegoś analogicznego do gołoledzi, należy uznać, że wygładzenie tej planety jest całkowicie prawdopodobne Zresztą zjawisko optycznego wypolerowani .a może wystęPować również, jeśli planeta pokryta jest ciekłym oceanem. Warto wspomnieć, że w podobny sposób można by wytłumaczyć pozorną olbrzymią gęstość VIII » 184 « Rys. 89. Doświadczenie wykazujące, że obserwowane rozmiary Plutona mogą być iluzoryczne: a) zdjęcie kulek wykonane zwyczajnym aparatem fotograficznym przy oświetleniu światłem rozproszonym Kulka górna lewa pomalowana farbą aluminiową, górna prawa - . pokryta kropkami z farby białej i aluminiowej, dolna lewa - matowa biała, dolna prawa z polerowanej stali. b ) i c) zdjęcia wykonane zwyczajnym aparatem fotograficznym przy oświetleniu równoległą wiązką światła Warunki przy wykonaniu obu zdjęć - identyczne, z wyjątkiem tła. d) zdjęcie wykonane przy użyciu 12-calowego teleskopu przy oświetleniu równoległą wiązką światła. Kulki ustawiono w takiej odległości, aby otrzymać widomą średnicę około 25" księżyca Saturna - Japeta (patrz rozdział o Saturnie). Być może, jest on kulą otoczoną lodem Przyczyny powodujące wygładzeni e powierzchni są tutaj trudniejsze do wyjaśnienia. Zachodzi więc możliwość, ze patrząc w teleskop nie widzimy rzeczywistej tarczy Plutona, lecz tylko obraz Słońca, odbity w planecie jak w wypukłym lustrze Aby obliczyć stąd promień krzywizny "lustra", a więc promień planety, trzeba by znać stopień jego wypolerowania O tym nie mamy jednak żadnych danych. Byc może sprawę rzeczywistych rozmiarów Plutona da się rozstrzygnąc w drodze obserwacyjnej, gdy się uda zaobserwować zakrycie jakiejś gwiazdy przez jego tarczę. Jeśli rzeczywiste rozmiary pokrywają się z obserwowanymi, to gwiazda powinna zniknąć dopiero przy zetknięci .u Się z widocznym brzegiem planety. Jeżeli rzeczywiste rozmiary są większe, to gwiazda zgaśnie już wcześniej, zasłonięta ciemną częścią tarczy, która nie odbija w naszym kierunku promieni Słońca Zmierzywszy odległość punktu, w którym gwiazda zniknęła, od środka planety, otrzymamy rzeczywiste rozmiary Plutona. Ten pomysł, pochodzący z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego, jest w zasadzie prosty, ale niełatwy w realizacji, bowiem orbita Plutona znana jest za mało dokładnie, aby można było z góry przewidzieć, które gwiazdy Pluton w biegu zasłoni. Mimo to w Krakowie czyni się odpowiednie obserwacje i obliczenia i czeka na sposobność dokonania pomiarów. » 186 « Czy się okaże, że Pluton ma rzeczywiście wielką gęstość, czy że ma lustrzaną powierzchnię w każdym razie spotykamy się tutaj z czymś całkiem nowym w przyrodzie planet. Z powodu nieznane j budowy i gęstości nie można dziś powiedzieć, do której rodziny planet jest Pluton zbliżony. "Zwolennicy" dużej gęstości Plutona usiłują go czasem zaliczyć do grupy planet ziemskich uważając, że oprócz małej masy łączy go z nimi większa gęstość materii. Należy jednak zwrócić uwagę, że mniejsza jest różnica między gęstością Saturna (0,71 g/cm3) i Ziemi (5,52 g/cm3) niż którejkolwiek z grupy planet typu Ziemi i Plutona Jeśli więc wielka gęstość jest realna, to raczej należy wyłączyć Plutona z obu rodzin Jeśli natomiast prawdziwa jest hipoteza lustrzanej powierzchni, to może on mieć tak samo cechy wspólne z rodziną ziemską, jak i rodziną planet olbrzymich Całkowita masa łączy go racze j z pierwszymi, odległość od Słońca - z drugimi. Do dziś mało wiemy o obrocie Plutona, gdyż wizualnie - oprócz pomiarów średnicy - innych spostrzeżeń nie udało się wykonać, a zwłaszcza nie można było dostrzec .żadnych plam na powierzchni. Możliwości badań spektralnych z powodu małej jasności też są znacznie ograniczone. Na podstawie obserwacji niewielkich, periodycznych zmian jasności planety można przypuszczać, że jednego obrotu wokół osi dokonuje Pluton w ciągu 6,4 dób ziemskich Dotychczas nie odkryto przy Plutonie ani jednego księżyca. » 187 « Rozdział XII CZY ISTNIEJĄ W UKŁADZIE SŁONECZNYM INNE NIEZNANE PLANETY? Czy Pluton jest rzeczywiście ostatnią planetą w Układzie Słonecznym - nie wiemy Ponieważ znamy komety krążące koło Słońca po orbitach o wielkiej osi rzędu kilkuset jednostek astronomicznych, nie jest wykluczone również istnienie planet o podobnych orbitach należących do Układu Słonecznego Ewentualne odkrycie dalszych planet na podstawie ich oddziaływania grawitacyjnego na inne będzie wymagało dokładnego zbadania ruchów planet zewnętrznych, zwłaszcza Neptuna i Plutona, na co trzeba poczekać długie dziesiątki, a może i setki lat. Natomiast już dziś usiłuje się przewidzieć istnienie dalszych planet na podstawie statystycznych badań orbit komet. Wiadomo bowiem, że aphelia (punkty odsłoneczne) tych orbit często grupują się w pobliżu orbit planetarnych. Znane są rodziny komet formujące się przy Jowiszu, Saturnie, Uranie i Neptunie W roku 1950 niemiecki astronom Schutte, stwierdził istnienie dwu nowych rodzin komet, z których jedna jest związana z Plutonem, a aphelia drugiej grupują się poza jego orbitą Założywszy, że i ta » 188 « rodzina jest zwlązana z jakimś ciałem niebieskim obiegającym Słońce, należy przewidywać istnienie planety w odległości około 77 jednostek astronomicznych od Słońca Czy przewidywanie jest słuszne, okaże przyszłość Metoda przewidywania istnienia planet z rodzin komet jest mniej efektywna od grawitacyjnej, Rys. 90. Szkic domniemanej orbity Wulkana według angielskiego rysunku z końca ubiegłego wieku gdyż nie pozwala przewidzieć, gdzie w danej chwili szukać na niebie przewidywanej planety. Mogłoby się zdawać, że nie oglądając się na żadne przewidywania, trzeba by po prostu wielkimi teleskopami sfotografować kilkakrotnie całe niebo, powyszukiwać ewentualne obiekty poruszające się z prędkościami odpowiadającymi planetom i w ten sposób przekonać się, jak daleko rozciąga się nasz system » 189 « planetarny Niestety, w praktyce jest to niewykonalne, gdyż wielkie teleskopy - a tylko takie mogą się nadawać do odkrywania planet jeszcze ciemniejszych niż Pluton - obejmują na raz tylko malutki wycinek nieba. Gdyby wyłącznie do takich poszukiwań poświęcić 100-calowy teleskop, trzeba by całego stulecia na zbadanie chociażby tylko okolic ekliptyki. Od dawna interesowało również astronomów, czy układ planet nie rozpościera się bliżej w kierunku Słońca; czy Merkury jest rzeczywiście najbliższą Słońca planetą. Do odkrycia planety krążącej bliżej Słońca niż Merkury, tzw planety inframerkurialnej, usiłowano się posłużyć obserwacją ruchów Merkurego Merkury od najdawniejszych czasów sprawiał astronomom wiele kłopotów. Krążąc blisko Słońca rzadko jest widoczny, przeważnie zaś niknie w poświacie słonecznej Dlatego starożytni musieli się zadowalać dość niedokładnymi tablicami ruchu Merkurego i przewidywania jego położeń na niebie zawsze były niezgodne z obserwacjami. Od czasu odkrycia lunety nauczono się obserwować Merkurego w chwilach, gdy w postaci ciemnej plamki przesuwa się na tle tarczy słonecznej To zjawisko, zwane przejściem Merkurego, pomogło do dokładniejszego wyznaczania jego położeń, a tym samym - do poznania orbity i obliczenia efemeryd (przewidzianych na przyszłość .pozycji). Jednakże kłopoty z Merkurym nie ustały. Okazało się mianowicie, że rzeczywiste położenia na niebie tej planety w dalszym ciągu pozostają » 190 « w sprzeczności z przewidywanymi Zdanie astronoma z XVI wieku, Moestlina, że "rolą tej planety jest zdyskredytowanie sławy astronomów", pozostawało mimo postępów astronomii aktualne w szystkie opracowane rzekomo coraz lepiej elementy orbity Merkurego okazywały się po upływie kilkudziesięciu lat błędne i teoretycznie wyliczone położenia " zgadzać zawsze po krótkim czasie przestawały Się z obserwowanymi. Teoria perturbacji orzeka, iż wskutek działania dodatkowych sił ciążenia na planetę o orbicie eliptycznej peryhelium orbity (punkt najbliźszy Słońca) powinno się przesuwać z biegiem czasu, zataczając wokół Słońca krąg Ponieważ masy planet były w XIX wieku już znane (dalekie planety, jak Uran, Neptun oraz nieznany jeszcze wówczas Pluton nie wchodzą tutaj w rachubę z powodu dużej odległości od Merkurego), można było obliczyć, jak szybki powinien być ten ruch dla Merkurego, i tutaj się okazało, że obserwacje nie zgadzają się z teorią, mianowicie, zmiany położenia peryhelium zachodzą szybciej od przewidzianychmniejwięcej o 40"na stulecie (według danych z roku 1943: 42" + 0" 94) 56 Źle świadczy o teorii niezgodnośc z obserwacją, toteż zaczęto szukać błędu w teorii. Pierwszy, który zdał sobie jasno sprawę z zagadnienia, był Leverrięr (połowa wieku XIX) Początkowo usiłował doprowadzić teorię do zgodności z obserwacją przypuszczeniem, że błędnie zostały wyznaczone masy perturbujących planet. Rzeczywiście wystarczyłoby uznać, iż masa w enus, która jako najbliższa wywiera na Merkurego najsilniejszy wpływ, jest więk- » 191 « sza o 1/10 od ogólnie przyjętej, a sprzeczność przestałaby istnieć ; jednak wywołało by to sprzeczności obserwacji z teorią ruchu Ziemi, na którą W enus również wpływa. Tak proste tłumaczenie nie mogło się więc ostać Wielu uczonych, a w tej liczbie Leverrier (który Właśnie niedawno na podstawie niezgodności w ruchu Urana przewidział istnienie Neptuna), zaczęło wtedy myśleć o możliwości istnienia nieznanej planety, krążącej między Merkurym i Słońcem i być może zakłócającej ruch Merkurego. Wiadomo, że samego Merkurego jest trudno obserwować wskutek niewielkiej kątowej odległości od jasnego Słońca Tym bardziej mogłaby się ukrywać przed obserwatorem planeta krążąca w odległości jeszcze mniejszej Na podstawie stwierdzonego obserwacyjnie ruchu Merkurego usiłowano obliczyć orbitę hipotetycznej planety Zadanie to okazało się jednak rozwiązalne niejednoznacznie Leverrierowi udało się jedynie ustalić zależność między masą planety a rozmiarami jej orbity. Jednocześnie zaczęto szukać owej planety na niebie Ponieważ taka planeta powinna zachodzić zaraz po zachodzie Słońca, a wschodzić - tuż przed wschodem, przeto poszukiwania jej na nocnym niebie można było uważać za niecelowe. Spodziewano się natomiast zauważyć nową planetę w chwili całkowitego zaćmienia Słońca lub też - zauważyć jej przejście przed tarczą słoneczną. Szczególnie ten drugi sposób poszukiwań planety rokował nadzieje Planeta o niewielkiej orbicie, szybko obiegająca Słońce, musiałaby od czasu do czasu przechodzić » 192 « Rys. 91. Podwójny astrograf hamburskiej ekspedycji na zaćmienie Słońca w roku 1905; miał on posłużyć do sfotografowania hipotetycznej planety - Wulkana. między Słońcem a Ziemią i wtedy można by ją dojrzeć na powierzchni Słońca jako czarną plamę, ale plamę dziwną, bo okrągłą, o ostrych, wyraźnych brzegach i do tego poruszającą się z inną prędkością i być może w innym kierunku niż normalne plamy słoneczne. » 193 « Systematyczną akcję poszukiwania tej planety zorganizowano w roku 1859 i rzeczywiściew marcu tegoż roku na tle tarczy słonecznej zaobserwowano taką właśnie czarną plamę wyróżniającą się licznymi cechami od innych Wprawdzie widzi .ał ją tylko jeden obserwator, ale podał dość dokładny moment zejścia plamy z tarczy słonecznej i szybkość przesuwania się wzdłuż niej. Planetę nazwano Wulkanem i obliczono nawet jej prowizoryczną . 17,9 dni .a, orbitę Okres jej obiegu miał wynosic największa kątowa odległość od Słońca 8°, a ponieważ zaobserwowane rozmiary kątowe planety wynosiły 3", przeto przyjmując, iż gęstosc jej jest taka sama jak Merkurego, udało się ocenić masę Wulkana jako równą 1/17 masy Merkurego. Kilka razy udało się jeszcze później zaobserwować na tle tarczy Słońca podobną czarną plamę. Niestety wyszło na jaw, że w kilku przypadkach to co jedni obserwatorzy opisywali jako regularną okrągłą tarczę, inni widzieli tylko jako zwykłą plamę słoneczną. Zważywszy ponadto, że okres obiegu Wulkana koło Słońca obliczony na podstawie ro żnych rzekomych przejść wypadał rozmaicie, od dwudziestu do czterdziestu kilku dni, uznano w końcu, że wszystkie rzekomo zaobserwowane jego przejścia przed tarczą słoneczną były jedynie obserwacjami plam słonecznych o szczególnie regularnych kształtach Rzeczywiście, przy dzisiejszych, udoskonalonych metodach obserwacji powierzchni Słońca obserwacje "przejść Wulkana" już się nie zdarzają. Podobnie okazała się całkowicie błędna rzeko- » 194 « ma obserwacja Wulkana poza tarczą Słońca dokonana w czasie całkowitego zaćmienia Słońca w roku 1878. Tym razem za Wulkana poczytano -jedną z gwiazd stałych Późniejsze obserwacje też nie doprowadziły do odkrycia Wulkana Tak więc hipoteza Wulkana musiała upaść. W arto zaznaczyć zresztą, że masa wynikająca z oszacowania r/17 masy Merkurego) byłaby zbyt mała, aby wYjaśnić nadwyżkę ruchu jego peryhelium Dlatego nawet gdyby istnienie Wulkana nie okazało się złudzeniem, należałoby szukać jeszcze innych przyczyn, które dopiero łącznie mogłyby wywołać obserwowany efekt. Podobnie musiała upaść wysunięta w roku 1894 hipoteza Haerdtla, iż dodatkowy ruch peryhelium Merkurego wywołuje jego księżyc. Obliczono bowiem, iż dla wywołania żądanego efektu księżyc taki musiałby mieć stosunkowo dużą masę równą 1/200 masy Merkurego. Trzeba by więc założyć, że gęstość materii, z jakiej miałaby się składać, jest niesamowita, niespotykana w układzie planetarnym, skoro przy tak duże j masie rozmiary jego są tak małe, że dotychczas mógł zostać nie zauważony podczas obserwacji Merkurego wielkimi przyrządami Biorąc pod uwagę niepowodzenia wszystkich takich sposobów tłumaczenia ruchu peryhelium Merkurego, zaczęto przypuszczać, że efekt taki może wywoływać nie jedno ciało duże, dające się łatwo zauważyć, lecz wiele ciał drobnych, na przykład jakieś planetki krążące pomiędzy Merkurym a Słońcem Ponieważ wiadomo, iż planetki dają się obserwować prawie wyłącznie w pobliżu opozy- » 195 « cji, to znaczy wtedy, gdy (obserwowane z Ziemi) znajdują się po przeciwnej stronie nieba niż Słońce, a planetki inframerkurialne, jeżeli w ogóle są, nigdy nie mogą się znajdować w opozycji, więc byłoby całkiem zrozumiałe, że nie można ich bezpośrednio zaobserwować Za istnieniem wewnętrznego pierścienia planetek mogłoby przemawiać kilkakrotne zaobserwowanie nagłych deformacji brzegu Słońca (ostatnio w dniu 6 III 1953 roku), które W aldmeier skłonny jest i dziś interpretować jako zderzenie jakichś ciał wielkości planetki z powierzchnią Słońca. Tę dość prostą, lecz niestety całkowicie niesprawdzalną hipotezę, zmodyfikował nieco w roku 1905 Seeliger przyjmując, iż siła perturbująca pochodzi nie od planetek, lecz od tego s amego pyłu, który powoduje światło zodiakalne Wiadomo, że światło zodiakalne jest widoczne w pasie ekliptyki i jego natężenie wzrasta w kierunku Słońca W najbliższej okolicy Słońca światła zodiakalnego przez długi czas obserwować nie umiano, a dzisiejsze metody obserwowania tego światła w czasie całkowitego zaćmienia - o których zresztą nie wiadomo na pewno, czy nie opierają się tylko na złudzeniu fizjologicznym - nie pozwalają na wyciągnięcie żadnych wniosków ilościowych. Toteż nie wiadomo, czy rzeczywiście wewnątrz orbity Merkurego zagęszczenie pyłu rozpraszającego światło jest większe niż w obszarach pozostałych Można to jednak przyjąć jako dość prawdopodobną hipotezę. Rzeczywiście istnieniem odpowiedniego zgęszczenia pyłu o masie równej 3,1 x 10-7 masy Słońca udało » 196 « się Seeligerowi wytłumaczyć nie tylko nadwyżkę ruchu peryhelium Merkurego, ale zarazem kilka innych drobniejszych niezgodności z obserwacją teorii ruchów w układzie planetarnym. Hipoteza pyłu przedstawia tę zaletę w porównaniu z hipotezą planetek, że światło zodiakalne daje się obserwować i można się kusić o wyznaczenie masy cząstek, które je wywołują. Aby wyznaczyć dokładną masę pyłu, trzeba by znać przy pewnej teorii jego budowy fizycznej - natężenie światła zodiakalnego we wszystkich odległościach od Słońca. Ponieważ pomiary tego światła obejmują tylko obszary odległe od Słońca, sprawdzenie hipotezy Seelingera jest do dziś niemożliwe. Współczesnymi metodami potrafimy oszacować tylko ilość widzialnej części pyłu, co daje masę 400 razy mniejszą niż potrzebna do wyjaśnienia nadwyżki ruchu peryhelium. Oczywiście wszystkiego pyłu może być dużo więcej i właściwie do dziś nie można powiedzieć, iż hipoteza seeligerowska jest na pewno nie- słuszna Tym bardziej wydawała się ona zadowalająca w chwili swego powstania. Mimo to nie ustawano w poszukiwaniu innych wyjaśnień. Należy wspomnieć o próbie wyjaśnienia ruchu peryhelium Merkurego elipsoidalnością kształtu Słońca, podobnie jak ruch perygeum Księżyca tłumaczy się częściowo elipsoidalnym kształtem Ziemi. Ponieważ obserwacje nie wykazują spłaszczenia Słońca, należałoby w tym celu przyjąć, że spłaszczeniu ulegają tylko warstwy wewnętrzne. W roku 1943 Klauder w odnośniku pracy o wewnętrznej budowie gwiazd podwójnych zaćmieniowych zwró- » 198 « Rys. 93. Światło zodiakalne świadczy o istnieniu obłoku pyłu wokół Słońca. Widzialne światło zodiakalne (u góry) układa się w płaszczyźnie ekliptyki i towarzyszy Słońcu. w dolnej części rysunku zaznaczono przedłużenie (pod horyzontem) zarysu światła zodiakalnego, położenie Słońca i linię ekliptyki (według Gwillemina) cił uwagę, że nadwyżkę w ruchu peryhelium Merkurego można wytłumaczyć założeniem, że 900/0 masy Słońca skupia się w masywnym jądrze, o promieniu równym połowie całkowitego promienia Słońca, które wirując z szybkością około jednego obrotu na dzień, osiąga spłaszczenie 1/300 W wyższvch warstwach powinno by się zawierać zaledwie » 199 « 100/0 masy Słońca wirującej z prędkością dużo mniejszą, która na powierzchni przyjmuje znaną wartość jednego obrotu na około 4 tygodnie. Wprawdzie taki model budowy Słońca wydaje się nieco dziwny, jednak współczesna astrofizyka zbyt mało może powiedzieć o wewnętrznej budowie Słońca, aby należało go stanowczo odrzucić Omówione wyżej hipotezy są przez to podobne, że wyjaśniają ruch peryhelium Merkurego zmianami w przyjętym modelu budowy Układu Słonecznego, a więc istnieniem jakichś nowych ciał, nie branych pod uwagę w dotychczasowych rachunkach, lub innym rozkładem mas niż dotychczas przyjętv. Już Seeliger zaraz po ogłoszeniu hipotezy o obłoku pyłu wypełniającego przestrzeń pomiędzy Merkurym a Słońcem zauważył, że tego rodzaju droga poszukiwania rozwiązań nie jest jedyna i że nie należy zaniedbywać również innych dróg. W rok później ogłosił nową hipotezę, która wyjaśniała nadwyżkę ruchu peryhelium Merkurego tym, że po prostu prawa mechaniki nie stosują się w układzie odniesienia, w którym opisuje się zazwyczaj ruchy planet. Prawa klasycznej, newtonowskiej mechaniki są ważne tylko w układach inercjalnych - to znaczy - poruszających się ruchem jednostajnym po linii proste j * . w praktyce astronomicznej przyj- * Nie jest to ścisłe i poprawne logicznie określenie układu inercjalnego, można by bowiem zapytać, względem czego ma się ten układ poruszać ruchem jednostajnym. Poprzesta jemy jednak na nim nie chcąc się zaglębiać w subtelniejsze rozważania teoretyczne. » 200 « Rys. 94. Światło zodiakalne (rysunek) mowało się, że osie takiego układu są wyznaczone przez średnie położenia gwiazd na niebie, lub inaczej, że kierunki wyznaczone przez wartości średnie z położenia wielu gwiazd na sferze niebieskiej pozostają niezmienne w przestrzeni. W rzeczywistości takie założenie może się okazać całkowicie błędne Seeliger obliczył, że wystarczyłoby przyjąć, iż otaczające nas gwiazdy dokonują obrotu ze średnią szybkością 5" ,7 na stulecie w kierunku wstecznym, aby objaśnić całkowicie nadwyżkę w ruchu peryhelium Merkurego Dziś wiemy, że gwiazdy otaczające Słońce nie są rzeczywiście szkieletem układu inercjalnego, jednak ruch obrotowy, jaki wykonują wskutek obrotu Galaktyki, wynosi zeledwie około 0",7 na stulecie W dodatku ten ruch odbywa się wokół bieguna Galaktyki, a nie ekliptyki Również wyznaczona w roku 1950 prędkość obrotu Układu Lokalnego * wynosi tylko 1",6 na stulecie Ponieważ usiłowania wyjaśnienia nadwyżki w ruchu peryhelium Merkurego w oparciu o klasyczną mechanikę newtonowską nie dały zadowalaj .ących wyników , przeto już pod koniec XIX stulecia powstały próby wyjaśnienia tego zjawiska tym, że prawo grawitacji Newtona nie jest ścisłe, lecz przybliżone, i że niezgodność obserwacji z teorią świadczy tutaj o niedokładności teorii, która wymaga - niewielkich zresztą - poprawek W roku 1898 Geber * Układem Lokalnym nazywamy zbiorowisko gwiazd Zajmujące obszar o średnicy około 1000 lat świetlnych i posiadające własny ruch wirowy oraz krążące wokół Galaktyki Słońce .prawdopodobnie też bierze udział w obrocie Układu Lokalnego. » 202 « zauważył na przykład, że wystarczy przyjąć, iż siła grawitacji nie działa momentalnie, lecz że się rozchodzi z prędkością światła, aby konsekwencją tego okazał się dodatkowy ruch peryhelium Merkurego o szybkości 43",03 na stulecie Interesująca jest też uwaga Newcomba, iż wystarczyłoby zmienić zaledwie o 0,000 000 15 wykładnik - 2 w prawie przyciągania F = GMmr-2 (F - siła przyciągania; G stała grawitacji. M - masa ciała przyciągającego; m - przyciąganego; r - odległość obu ciał), aby doprowadzić wprawdzie teorię ruchu Merkurego do zgodności z obserwacją, lecz zarazem - wywołać niezgodności w teorii ruchu innych planet Te i tym podobne wysiłki, jak na przykład hipoteza, że przy ciąganie nie jest wprost proporcjonalne do masy , można uważać za poprzedniki ogólnej teorii względności, która ostatecznie zmodyfikowała prawa newtonowskie Właściwie już szczególna teoria względności, ogłoszona przez Einsteina w roku 1905, przyjmująca, iż masa każdego ciała jest zależna od jego energii, a więc między innymi od prędkości, pozwalała obliczyć ruchy planet w ściślejszym przybliżeniu niż teoria Newtona Jednakże rachunki takie dawały z konieczności wynik niedokładny, gdyż tematem szczególne j teorii względności są zasadniczo ruchy jednostajne, prostoliniowe Dopiero ogólna teoria względności (rok 1916), sprowadzająca działanie grawitacyjne do geometrycznego odkształcenia przestrzeni, umożliwiła dokładne ujęcie wszelkich ruchów i dała nową teorię ruchów planet, według której peryhelium Merkurego po- » 203 « winno wykonywać dodatkowy obieg wokół Słońca z szybkością 43" ,03 na stulecie Ciekawe, że z teorii tej wynika również dodatkowy ruch peryhelium Wenus z prędkością 8",63 oraz Ziemi z prędkością 3",84. Ten ostatni ruch udało się niedawno potwierdzić obserwacyjnie. Rzecz ciekawa, że dla Marsa teoria przewiduje nadwyżkę 1",35, podczas gdy obserwowana nadwyżka wynosi około 8". Dla dalszych planet odpowiednie wielkości są tak małe, że odchyleń od praw newtonowskich dzisiejszymi metodami obserwacji nie da się zaobserwować. Sprawę ruchu peryhelium Merkurego można więc dziś uważać za wyjaśnioną, nie znaczy to jednak wcale, by należało uważać, że planety inframer kurialne j na pewno nie ma. Odkrycie takiego niewielkiego ciała planetarnego w przyszłości wcale nie jest wykluczone » 204 « SKOROWIDZ RZECZOWY » 205 «