Dane oryginału:

First published in German under the title Faszinierende Physik; Ein bebilderter Streifzug vom Universum bis in die Welt der Elementarteilchen by Benjamin Bahr, Jörg Resag and Kristin Riebe, edition: 3

Copyright ? Springer-Verlag GmbH Deutschland, ein Teil von Springer Nature, 2019 *

This edition has been translated and published under licence from

Springer-Verlag GmbH, DE, part of Springer Nature.

Springer-Verlag GmbH, DE, part of Springer Nature takes no responsibility and shall not

be made liable for the accuracy of the translation.

TŁUMACZENIE

Anna Władyka-Leittretter

Konsultacja merytoryczna tłumaczenia Mirosław Łukaszewski

Projekt okładki i stron tytułowych Lidia Michalak

Ilustracja na okładce kapona/123RF, doozydo/123RF

Wydawca Katarzyna Włodarczyk-Gil

Koordynator ds. redakcji Renata Ziółkowska

Redakcja i korekta Anna Bogdanienko

Koordynator produkcji Adam Krajewski

Skład wersji elektronicznej na zlecenie Wydawnictwo Naukowe PWN S.A.: Michał Latusek

Książka, którą nabyłeś, jest dziełem twórcy i wydawcy. Prosimy, abyś przestrzegał praw, jakie im przysługują. Jej zawartość możesz udostępnić nieodpłatnie osobom bliskim lub osobiście znanym. Ale nie publikuj jej w internecie. Jeśli cytujesz jej fragmenty, nie zmieniaj ich treści i koniecznie zaznacz, czyje to dzieło. A kopiując jej część, rób to jedynie na użytek osobisty.

Szanujmy cudzą własność i prawo.

Więcej na www.legalnakultura.pl .

Polska Izba Książki

eBook został przygotowany na podstawie wydania papierowego z 2023r. (Wydanie I)

Warszawa 2023

Copyright ? for a Polish edition by Wydawnictwo Naukowe PWN SA

Warszawa 2023

ISBN 978-83-01-23161-3

Wydawnictwo Naukowe PWN SA

02-460 Warszawa, ul. Gottlieba Daimlera 2

tel. 22 69 54 321, faks 22 69 54 288

infolinia 801 33 33 88

e-mail: [email protected]; [email protected]

www.pwn.pl

Wstęp

Niniejsza publikacja zatytułowana Fascynująca fizyka to z jednej strony wędrówka przez świat współczesnych badań z zakresu fizyki, a z drugiej - ilustrowana podróż przez krainę zarówno rozwikłanych zagadek, jak i niewyjaśnionych tajemnic naszego wszechświata. Książkę tę można czytać według osobistych preferencji - na przykład przechodząc do dowolnego rozdziału poświęconego danej tematyce, uzupełnionego bogatym materiałem graficznym. Czytelnicy mogą czytać i przeglądać poszczególne strony wedle swoich upodobań, aż natrafią na zagadnienie, które szczególnie ich interesuje lub o którym już od dawna pragnęli dowiedzieć się więcej.

Trudniejsze pojęcia, na które mogą Państwo natrafić podczas lektury, są w większości umieszczone w dolnej części danej strony i opatrzone odsyłaczami do innych rozdziałów, w których są dokładniej objaśnione. Znajdą Państwo tam też odniesienia do literatury uzupełniającej oraz linki do stron internetowych poświęconych omawianej tematyce. Mogą Państwo również czytać rozdziały kolejno - są one umieszczone w logicznym porządku, a podstawowe pojęcia zostają wyjaśnione już na samym początku.

Kiedy Vera Spillner z wydawnictwa Springer Spektrum zwróciła się do nas - zespołu autorów - z pomysłem na niniejszą książkę, byliśmy wprost zachwyceni. Podobna publikacja powstała już w dziedzinie matematyki (Bilder der Mathematik autorstwa Georga Glaesera i Konrada Polthiera, Spektrum Akademischer Verlag, 2010). Sposób, w jaki autorom udało się przystępnie przedstawić zagadnienia matematyczne, zarówno za pomocą treści graficznych, jak i merytorycznych, wywarł na nas wrażenie. Zapragnęliśmy stworzyć podobną publikację dla fizyki!

Podczas dobierania zagadnień mających znaleźć się w naszym projekcie zdaliśmy sobie raz jeszcze sprawę, jak szerokie pole udało się zakreślić współczesnej fizyce od początku czasów nowożytnych. Zagadnienia i treści, które były znane już pod koniec XIX wieku, określamy dziś mianem fizyki klasycznej. Niektórym wydawało się, że fizyka jest w znacznej mierze skończoną nauką o zbadanym obszarze. W 1874 roku monachijski profesor fizyki Philipp von Jolly powiedział młodemu Maxowi Planckowi, że w fizyce wszystko zostało już zbadane i trzeba tylko uzupełnić pewne nieznaczne luki w wiedzy. Gdyby się nie mylił, niniejsza publikacja zawierałaby znacznie mniej ciekawych zagadnień. Na szczęście takie błędne stwierdzenia zdarzają się rzadko, a Max Planck nie zniechęcił się przez to do studiowania fizyki.

Dwudziesty wiek przyniósł ze sobą cały szereg odkryć fizycznych, o których w XIX wieku nie ośmielono by się nawet marzyć. Atomowa budowa materii została potwierdzona doświadczalnie i stopniowo odkrywano coraz bardziej szczegółową budowę atomów. W latach 1905 i 1916 Albert Einstein zrewolucjonizował swoją szczególną i ogólną teorią względności nasze rozumienie przestrzeni i czasu oraz udało się mu połączyć mechanikę z elektrodynamiką i grawitacją (zob. rozdział Teoria względności).

Obrazem naszego świata najbardziej wstrząsnęła mechanika kwantowa, której zręby stworzyli około 1925 roku Erwin Schrödinger, Werner Heisenberg i inni badacze. Tylko za jej pomocą można było zrozumieć wewnętrzną budowę atomów. Sukces ten miał jednak swoją cenę - okazało się przez to, że cząstki nie mają dobrze zdefiniowanej orbity, a ich ruch w przestrzeni musi być opisywany przez fale prawdopodobieństwa. Tym samym zasada przypadkowości zaczęła nagle odgrywać w fizyce zasadniczą rolę, a wszelkie próby jej wyeliminowania kończyły się fiaskiem (i tak jest do chwili obecnej). Jakby na przekór temu Albert Einstein miał powiedzieć z niedowierzaniem: "Bóg nie gra w kości". Po dziś dzień wśród fizyków nie ma zgody co do poprawnej interpretacji mechaniki kwantowej i jej znaczenia dla obiektywnego rozumienia naszej rzeczywistości. Jednocześnie mechanika kwantowa brawurowo zdała do tej pory każdy, nawet najbardziej wyrafinowany, test eksperymentalny, zatem stwierdzenie "shut up and calculate" ("siedź cicho i licz") jak najbardziej sprawdza się w praktyce. Więcej o tym w rozdziale Atomy i mechanika kwantowa.

W drugiej połowie XX wieku badacze zgłębiali coraz więcej tajemnic struktury materii, uzyskując coraz silniejsze przyspieszenia cząstek. Po zbadaniu atomu początkowo znane były jedynie trzy cząstki subatomowe: proton, neutron i elektron. Z biegiem czasu opisano cały szereg niestabilnych cząstek, które można było wygenerować na przykład z energii kinetycznej dwóch wysokoenergetycznych protonów w wyniku ich kolizji. Cząstki te istnieją jedynie przez ułamki sekund, a następnie rozpadają się. Skąd się one biorą i jakie siły powodują ich rozpad? Około 1967 roku fizykom, takim jak Steven Weinberg, Abdus Salam, Sheldon Lee Glashow, Peter Higgs (i wielu innym), udało się udzielić kompleksowych odpowiedzi na te pytania w ramach tzw. modelu standardowego, którym zajmiemy się w rozdziale Świat cząstek elementarnych.

Jednak nawet model standardowy nie jest w stanie odpowiedzieć na wszystkie pytania, z jakimi mierzymy się w fizyce. Dlaczego masy cząsteczkowe mają dokładnie takie wartości, jakie pojawiają się w eksperymentach? Jak połączyć ze sobą grawitację i mechanikę kwantową, które do dziś wydają się w znacznej mierze nie do pogodzenia? Z czego składa się ciemna materia przenikająca nasz wszechświat oraz - idąc dalej - z czego składa się tak zwana ciemna energia, która przyspiesza tempo rozszerzania się wszechświata? Czy nasz wszechświat jest po prostu niewielką częścią znacznie większego multiwersum (wieloświata)? W rozdziale Granice wiedzy przyjrzymy się dokładniej najnowszym wynikom badań oraz takim pojęciom jak supersymetria, teoria strun czy pętlowa grawitacja kwantowa.

Oprócz wspomnianych powyżej zagadnień istnieje wiele innych obszarów fizyki, które nie są ściśle związane z badaniem praw przyrody, lecz których przedmiotem jest raczej sama przyroda. W naszej publikacji uwzględniliśmy cztery takie dziedziny: fizykę ciała stałego, badającą właściwości fizyczne kryształów i innych ciał stałych; geofizykę, która zajmuje się budową naszej Ziemi i zachodzącymi w niej procesami fizycznymi (np. tektoniką płyt); astronomię i astrofizykę, które analizują cykl życia i śmierci planet, gwiazd i całych galaktyk oraz zachwycają nas spektakularnymi widokami, a także kosmologię, która obejmuje całość naszego wszechświata oraz jego rozwój i która w ostatnich latach pozwoliła nam wyciągnąć cały szereg nowych wniosków na podstawie badań dotyczących naszego świata. Z pewnością nie wyczerpuje to listy wszystkich interesujących zagadnień fizycznych. Mamy jednak nadzieję, że wśród 134 tematów omawianych w publikacji każdy z czytelników znajdzie dla siebie coś ciekawego, a książka ta zdobędzie liczne grono sympatyków.

Materiał ilustracyjny w niniejszej publikacji pochodzi z różnych źródeł. Wiele ze zdjęć, grafik i ilustracji zostało stworzonych przez zespół autorów - w szczególności przez Kristin Riebe. Inne zostały udostępnione przez rozmaitych artystów, fotografów oraz naukowców i ich placówki badawcze (zob. wykaz ilustracji na końcu książki oraz przypisy na dole poszczególnych stron i rozdziałów). Wszystkim im serdecznie dziękujemy.

Szczególnie pragniemy podziękować Verze Spillner z wydawnictwa Springer Spektrum, która dobrała zespół autorów i wspierała nas kreatywnymi sugestiami oraz konstruktywną krytyką we wszystkich momentach powstawania manuskryptu. Bez niej książka ta nie zaistniałaby w swoim obecnym kształcie. Dziękujemy również Biance Alton, która opiekowała się projektem książki od strony wydawniczej od samego początku aż do składu i druku. Wreszcie pragniemy złożyć podziękowania na ręce naszych przyjaciół i rodzin za ich cierpliwość oraz wyrozumiałość podczas czasochłonnej fazy pracy nad publikacją.

Benjamin Bahr

Jörg Resag

Kristin Riebe

maj 2013 r.

Słońce i jego pole magnetyczne Plamy słoneczne i rozbłyski

Nasze Słońce jest ogromną kulą gazową, składającą się w ok. 73,5% z wodoru, 25% z helu i w 1,5% z innych pierwiastków. W jego wewnętrznym jądrze, w temperaturze około piętnastu milionów kelwinów płonie ogień rozniecany przez reakcje termojądrowe. Zanim wygenerowana we wnętrzu energia dotrze w końcu do powierzchni Słońca (fotosfery), oddalonej od jego jądra o około sto promieni Ziemi, i stamtąd zostanie wyemitowana w kosmos przy temperaturze zaledwie 5800 kelwinów, mija kilka milionów lat.

Ponad fotosferą Słońca znajduje się chromosfera, której czerwonawą poświatę można czasem zaobserwować podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Na najbardziej zewnętrznej części atmosfery słonecznej znajduje się korona słoneczna, która jest bardzo gorąca, lecz ma znacznie mniej gęstą materię. Może rozpościerać się w głąb kosmosu na odległość równą średnicy Słońca (dwóm promieniom Słońca). Podczas zaćmienia Słońca jest widoczna w postaci jasnej otoczki.

Mieszanina gazów (helu i wodoru), z których składa się Słońce, występuje tu w postaci zjonizowanej plazmy (?) o właściwościach przewodzących prąd elektryczny. W Słońcu - tak jak w płynnym zewnętrznym jądrze Ziemi - w wyniku tzw. efektu dynama powstaje pole magnetyczne, które - analogicznie do pola magnetycznego Ziemi (?) - najczęściej ma strukturę zbliżoną do dipolu, tak jak magnes podłużny. Podczas gdy przebiegunowanie pola magnetycznego Ziemi zachodzi w nieregularnych odstępach średnio co 250 000 lat, w przypadku Słońca proces ten pojawia się znacznie częściej - mniej więcej co jedenaście lat (nastąpiło np. w roku 2000).

Podczas fazy przebiegunowania linie pól magnetycznych (?) splatają się ze sobą, a rury magnetyczne przebijają się łukami ponad fotosferą, w wyniku czego dochodzi do silnej aktywności słonecznej (Solar Maximum). Kanały te są ściśle powiązane z gorącą plazmą, przewodzącą prąd elektryczny, dlatego uniemożliwiają jej wypływanie w punktach ujścia na powierzchnię. Dzięki temu punkty te mogą się schłodzić do temperatury około 4000 kelwinów. Na tle gorętszego otoczenia jawią się w świetle widzialnym jako ciemne plamy słoneczne. Ponadto plazma może dotrzeć do łukowatych rur magnetycznych, a w przypadku ich przerwania - może zostać wyrzucona w przestrzeń kosmiczną. Zjawisko to określamy mianem rozbłysku słonecznego (ang. flare).

Na fotografiach wykonanych w widmie promieniowania UV Słońca, emitowanego przez bardzo gorącą plazmę, można wyraźnie rozpoznać strukturę pól magnetycznych w chromosferze i koronie. Fotografia widoczna w prawym dolnym rogu została wykonana przez sondę badawczą SOHO. Przedstawia ona skrajnie nadfioletowe promieniowanie Słońca w dzień, w którym powstał niniejszy rozdział. Pod adresem https://soho.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html można w dowolnym momencie zobaczyć aktualne fotografie Słońca wykonane przez sondę SOHO.

Powstanie Układu Słonecznego Dyski akrecyjne i protoplanety

Dokładny proces powstania planet i księżyców naszego Układu Słonecznego nie został jeszcze wyczerpująco wyjaśniony. Niemniej jednak dostępne modele narodzin Układu Słonecznego są w wielu punktach ze sobą zgodne i tworzą spójny obraz.

Zgodnie z nimi około 4,6 miliarda lat temu, wskutek grawitacji, spowodowanej być może zakłóceniami po niezbyt odległym wybuchu supernowej (?), doszło do zagęszczania się obłoku złożonego z wodoru, helu oraz pyłu międzygwiezdnego w postaci fal uderzeniowych, które przemieszczały się w ośrodku międzygwiazdowym. W wyniku tego procesu obłok złożony z gazów i pyłu rozpadał się na pomniejsze obłoki, które - zapadając się - miały dawać początek licznym nowym gwiazdom.

Obłoki nie zapadały się jednak równomiernie we wszystkich kierunkach. Część obłoku, z której powstał nasz Układ Słoneczny, obracała się z pewną prędkością wokół własnej osi. Przez to kontrakcja równoległa do osi rotacji była silniejsza niż w płaszczyźnie prostopadłej do niej, w której przeciwdziałała siła odśrodkowa (siły pozorne ?) wzajemnego przyciągania. W ten sposób obłok zagęszczał się pod postacią obracającego się naleśnika, który naukowo nazywamy dyskiem akrecyjnym.

Centrum dysku wykazywało największą gęstość materii. Pod wpływem własnej masy dysk zapadał się nieustannie, aż gęstość i temperatura osiągnęły tak dużą wartość, że wodór mógł przekształcić się w hel. Zapoczątkowało to proces syntezy (fuzji) jądrowej, w wyniku której powstało nasze Słońce. Ciśnienie promieniowania uwalnianego podczas fuzji przeciwdziałało dalszemu zapadaniu się Słońca i stabilizowało je. Ponadto powodowało ono wyrzucanie jeszcze niezagęszczonego gazu z wnętrza dysku akrecyjnego.

Jednak pozostała część gazu otaczającego centrum oraz pył międzygwiezdny w niektórych miejscach zagęściły się tak intensywnie, że pozostały w obrębie dysku akrecyjnego. Jedna ze współczesnych teorii genezy Układu Słonecznego głosi, że owa materia protoplanetarna, pozostająca pod wpływem fluktuacji grawitacyjnych, otaczała Słońce pod postacią spiralnych ramion - podobnie jak galaktyczne ramiona spiralne wokół centrum Drogi Mlecznej.

W ramionach tych materia zagęszczała się dokładnie tak, jak w centrum dysku. W miejscach, w których materia była choć trochę gęstsza niż w innych, siła grawitacji dodatkowo przyspieszała zagęszczanie. Ponadto cząstki pyłu zaczęły się ze sobą zlepiać, przyczyniając się w ten sposób do powstawania poszczególnych planet. Masa powstających ciał niebieskich była jednak niewystarczająca do zainicjowania reakcji fuzji jądrowej.

Decydującą rolę w tym procesie odgrywała odległość do Słońca. Planety, które powstały w pobliżu Słońca, składały się niemal wyłącznie z cząstek pyłu, gdyż tak zwany wiatr słoneczny (por. rozdział dotyczący krańców Układu Słonecznego ?) wyparł wcześniej gaz międzygwiezdny z ich otoczenia. Z tego względu Merkury, Wenus, Ziemia i Mars są obecnie stosunkowo niewielkimi, stałymi planetami złożonymi ze skał, podczas gdy planety zewnętrzne Układu, takie jak Jowisz i Saturn, pochłonęły dużą część gazów - wodoru i helu, stając się olbrzymimi planetami gazowymi.

Część materii, która nie została pochłonięta przez planety, zagęściła się, tworząc mniejsze obiekty, jak np. planetoidy w pasie planetoid. Jest to pas złożony z niewielkich, międzyplanetarnych obiektów między orbitami Marsa i Jowisza. Niektóre teorie głoszą, że to właśnie bliskie położenie Jowisza i jego wpływ grawitacyjny uniemożliwiły tym obiektom zagęszczenie się i utworzenie planet.

Mimo to nadal istnieje wiele niewyjaśnionych kwestii dotyczących dokładnego mechanizmu powstania Układu Słonecznego. Pojawiają się one także w toku odkrywania nowych egzoplanet (?) w innych układach planetarnych.

Powstanie Księżyca Jak kolizja planety Thei stworzyła Księżyc

W naszym Układzie Słonecznym jedynie Ziemia ma stosunkowo duży Księżyc w porównaniu ze swym rozmiarem. Jego średnica wynosi aż 0,27 średnicy Ziemi. Z kolei Merkury i Wenus nie mają księżyców. Mars ma dwa małe księżyce (Fobos i Deimos), które są w zasadzie jedynie odłamkami skał o nieregularnym kształcie i rozmiarze między 10 a 30 km. Jowisz i inne olbrzymie planety gazowe są znacznie większe niż ich księżyce. Jedynie Pluton - planeta karłowata - ma stosunkowo duży księżyc o nazwie Charon.

Wydaje się, że nasz Księżyc - w przeciwieństwie do Ziemi - ma jedynie stosunkowo małe, złożone z żelaza jądro, gdyż jego średnia gęstość (3,34 g/cm3) jest znacznie mniejsza od gęstości Ziemi (5,51 g/cm3). W ten sposób, mimo swoich rozmiarów, stanowi zaledwie 1/81 masy Ziemi. Należy przy tym dodać, że skały na powierzchni Księżyca wykazują bardzo podobny skład, jaki mają skały skorupy ziemskiej.

Przyczynę tych osobliwości musi skrywać historia powstania Księżyca. Z obecnej perspektywy najbardziej prawdopodobna wydaje się teoria zderzenia. Kiedy około 4,6 miliarda lat temu Układ Słoneczny wykształcał się wraz ze swoimi planetami z obłoku gazu i pyłu (?), na tej samej orbicie, obok Ziemi, w jednym z tzw. punktów libracyjnych1 (L4 lub L5), powstała kolejna niewielka planeta. W literaturze najczęściej nazywa się ją Theia2 - od imienia tytanidy, która w mitologii greckiej była matką bogini Księżyca - Selene. Siły grawitacji i odśrodkowe w punktach libracyjnych L4 i L5 sumują się w taki sposób, że położone w nich obiekty o niewielkiej masie mogą krążyć wokół Słońca, zachowując stały odstęp. Taka planeta zawsze nieznacznie wyprzedza naszą lub jest tuż za nią.

W pewnym momencie Theia osiągnęła jednak około 10-15% masy Ziemi, uzyskując w przybliżeniu rozmiary Marsa, przez co jej pozycja w punkcie libracyjnym stała się niestabilna. Theia zaczęła powoli zbliżać się do Ziemi. Około dziesięć milionów lat po powstaniu Układu Słonecznego doszło do kolizji Thei z ówczesną Ziemią pod kątem (nie centralnie). Wówczas Ziemia miała około 90% swojej obecnej masy. W wyniku tego zderzenia części Thei oraz ogromne ilości materii ze skorupy ziemskiej i płaszcza ziemskiego zostały wyrzucone w kosmos, gdzie w ciągu zaledwie kilkuset lat powstał z nich Księżyc (w odległości trzech do pięciu promieni Ziemi). Większa część Thei, a w szczególności jej ciężkie, złożone z żelaza jądro połączyło się z Ziemią.

Z biegiem lat siły pływowe (?) przenosiły coraz więcej energii rotacyjnej z Ziemi na Księżyc, w wyniku czego jego odległość od Ziemi wzrosła około dziesięciokrotnie w porównaniu z odległością w momencie jego powstania. Dystans ten zwiększa się również obecnie - o niecałe cztery centymetry rocznie. Jednocześnie prędkość rotacji Ziemi ulegała zmniejszeniu. Przez to, we wczesnych latach istnienia Ziemi, dni były znacznie krótsze niż obecnie.

Wulkany w Układzie Słonecznym Siły pływowe, Księżyc niczym pizza i kriowulkany

Gdy mówimy o wulkanach w naszym Układzie Słonecznym, w pierwszej kolejności myślimy o wulkanach na Ziemi. W jej wnętrzu zmagazynowana jest dostateczna energia cieplna (wynikająca z jej genezy oraz rozpadów promieniotwórczych), która powoduje erupcję wielu z nich każdego roku. Erupcje największych z tych wulkanów - tak zwanych superwulkanów - mogą wywołać groźne w skutkach katastrofy klimatyczne. Uważa się, że masowe wymieranie na skalę globalną pod koniec permu (około 250 mln lat temu, czyli jeszcze przed pojawieniem się dinozaurów) zostało prawdopodobnie zapoczątkowane przez ogromne erupcje wulkaniczne na terenie obecnej Syberii.

Wulkany występują również na innych ciałach niebieskich. Wyjątkowym przykładem jest położony na Marsie wulkan o nazwie Olympus Mons o wysokości 26 km, który jednocześnie stanowi najwyższy szczyt w Układzie Słonecznym. Nie wiadomo, czy wulkan ten jest jeszcze aktywny. Być może wnętrze Marsa ma zbyt niską temperaturę, aby doszło do kolejnych erupcji.

Liczne wulkany znajdują się w jeszcze innym miejscu w Układzie Słonecznym, a mianowicie na księżycu Jowisza o nazwie Io. Siły pływowe, którymi ta olbrzymia planeta gazowa oddziałuje na Io, są tysiąckrotnie silniejsze niż siły pływowe, które nasz Księżyc wywiera na Ziemię, powodując przypływy i odpływy (?). Wąska, lekko eliptyczna orbita księżyca Io sprawia, że jego odstęp od Jowisza delikatnie się waha, a zmienne siły pływowe naprzemiennie rozciągają ten niewielki księżyc - raz mocniej, raz słabiej. Wnętrze Io jest nieustannie ściskane i podgrzewane, co odpowiada za tak skrajną aktywność wulkaniczną.

Wyrzucana lawa zawiera - oprócz ciekłych skał - również żółtą siarkę i jej związki, które pokrywają powierzchnię tego księżyca niczym barwny dywan przypominający wyglądem pizzę.

Zupełnie inny rodzaj wulkanizmu odkryto na księżycu Saturna - Enceladusie. Wulkany tego lodowego księżyca nie wyrzucają rozżarzonej lawy, lecz mieszaninę substancji wytopionych z jego lodowego pancerza, takich jak woda, dwutlenek węgla, metan i amoniak. Prawdopodobnie również i w tym przypadku energii do tych erupcji dostarczają zróżnicowane siły pływowe. W 2005 roku sondzie Cassini udało się bezpośrednio sfotografować aktywność takich kriowulkanów i uwiecznić ją na fotografiach. Materiał z erupcji jest częściowo wyrzucany w przestrzeń kosmiczną, tworząc tzw. pierścień E Saturna.

Na wielu oblodzonych ciałach niebieskich znajdujemy pośrednie ślady istnienia kriowulkanów. Wulkanopodobne formacje lodowe zostały zaobserwowane na przykład na Tytanie, największym księżycu Saturna oraz na Plutonie - planecie karłowatej. Nawet na Ceres, będącej również planetą karłowatą, której orbity sięgają pasa planetoid, odkryto wzniesienie (Ahuna Mons) o wysokości 20 km i szerokości 4 km, prawdopodobnie będące kriowulkanem. Byłby to więc położony najbliżej Słońca znany nam kriowulkan.

Prawa Keplera Ruchy planet

W 1609 roku Johannes Kepler, nadworny matematyk ówczesnego cesarza, opublikował w swoim dziele Astronomia Nova (Nowa astronomia) prawa, które opisują ruchy planet wokół Słońca (por. tabela po prawej).

Dwa pierwsze prawa udało się mu sformułować dopiero po wieloletnich, żmudnych obliczeniach na podstawie szczegółowych danych obserwacyjnych jego poprzednika, Tychona Brahego (1546-1601) i po licznych pomyłkach. Dzięki dogłębnej analizie danych dotyczących ruchów orbitalnych sformułował w ciągu kolejnych dziesięciu lat trzecie prawo, które opublikował w 1619 roku w swoim dziele Harmonices mundi libri V (Harmonia światów).

Obliczył na przykład, że okres obiegu Jowisza wynosi 11,863 lat ziemskich (obiegów Ziemi), a wielka półoś jego obiegu jest równa 11,8632/3, czyli 5,2 razy większa od ziemskiej.

Kepler jako jeden z pierwszych próbował uzasadnić odkryte przez niego ruchy planet prawami fizyki. Nie mogąc jednak oprzeć się na koncepcji bezwładności (inercji) (?) i prawie powszechnego ciążenia (?), które nie zostały jeszcze sformułowane, nie był w stanie zaproponować poprawnego fizycznie rozwiązania. Przypuszczał więc jedynie, że rotacja Słońca - podobnie jak ruch koła łopatkowego - wprawia planety w ruch przez magnetyczny przepływ sił (łac. anima motrix - siła poruszająca) i w takim stanie je utrzymuje, przy czym wpływ Słońca maleje wraz z rosnącą odległością od niego. Dopiero w 1686 roku, czyli 56 lat po śmierci Keplera, angielskiemu fizykowi Isaacowi Newtonowi udało się sformułować poprawne z perspektywy fizycznej uzasadnienie.

Według Newtona pierwsze prawo Keplera jest konsekwencją zależności siły grawitacyjnej od odwrotności kwadratu odległości od Słońca, przy czym dopiero konkretne rozwiązanie newtonowskiego równania ruchu ujawniało eliptyczny kształt orbit planet.

Drugie prawo Keplera wynika bezpośrednio z prawa zachowania momentu pędu. Można to sobie wyobrazić, rozkładając eliptyczne ruchy po orbitach na liczne maleńkie i proste odcinki, odpowiadające tym samym interwałom czasowym. W ich załamaniach (rogach) siła grawitacji punktowo odwraca planety w kierunku Słońca. Na przedstawionym tu rysunku siła ta działa w punkcie B, czyli do dołu. Zgodnie z prawem bezwładności składowa prędkości prostopadła do kierunku działania tej siły pozostaje niezmieniona, przez co wysokość h obu niebieskich trójkątów ZAB i ZBC, mierzona od tej samej podstawy a jest identyczna, a oba te trójkąty mają takie samo pole powierzchni (a - h/2).

Trzecie prawo Keplera wynika wreszcie z równowagi między siłą odśrodkową a siłą grawitacji. Zgodnie z tym dana planeta, np. po czterokrotnym powiększeniu orbity (22), będzie poruszała się o połowę wolniej i w związku z tym będzie potrzebowała ośmiokrotnie więcej czasu (23) na pokonanie tej czterokrotnie dłuższej drogi.

Satelity z orbitami geosynchronicznymi Artystyczne pętle na niebie

Satelity są wykorzystywane do najróżniejszych zastosowań: telefonowania, rejestrowania obrazów do Google Maps lub do prognozy pogody. Nieustannie krążą wokół Ziemi, przemieszczając się nad rozmaitymi punktami na jej powierzchni w różnych chwilach.

Istnieją też szczególnie stabilne i długotrwałe orbity (?), które są chętnie wykorzystywane do zastosowań komunikacyjnych i pogodowych dla obiektów satelitarnych. Są to tak zwane orbity geosynchroniczne. Poruszając się po nich, satelity okrążają Ziemię dokładnie raz na dany dzień, czyli po upływie doby gwiazdowej (ok. 23 godziny, 56 minut i 4 sekundy) znajdują się ponownie dokładnie w tym samym położeniu geograficznym na Ziemi.

Szczególnym rodzajem takich orbit są orbity geostacjonarne. W tym przypadku satelita porusza się wokół Ziemi po orbicie kołowej w płaszczyźnie równika. Ziemia obraca się dokładnie wraz z obiektem satelitarnym, więc ten nieustannie znajduje się nad tym samym punktem równika. Obserwatorowi na Ziemi mogłoby zatem zdawać się, że satelita geostacjonarny tkwi w jednym miejscu na niebie, mimo że ten w rzeczywistości krąży wokół Ziemi z zawrotną prędkością ponad 11 000 km/h.

Orbita geosynchroniczna może być zasadniczo także eliptyczna i/lub przebiegać w jednej płaszczyźnie, względnie pochylonej (?) względem płaszczyzny równika. Aby móc sobie wyobrazić, jak taka orbita satelity jawi się obserwatorowi na powierzchni Ziemi, przywołajmy dwa skrajne przykłady.

Satelita poruszający się wokół Ziemi po orbicie eliptycznej w płaszczyźnie równika w każdym miejscu swojej orbity znajduje się nad równikiem, lecz nie zawsze nad tym samym punktem. Gdy satelita oddala się od Ziemi, porusza się wolniej, a punkt na równiku w ten sposób go wyprzedza. Dla obserwatora na Ziemi satelita dryfuje więc na zachód. Z kolei gdy satelita znajduje się bliżej Ziemi (np. gdy przebiega przez perygeum swojej orbity), wydaje się, że porusza się na wschód. Obserwatorowi na Ziemi zdaje się zatem, że satelita geosynchroniczny przemieszcza się chwiejnie wzdłuż równika, czasem przybliżając się, a czasem oddalając.

W drugim przykładzie satelita porusza się po orbicie polarnej, czyli po okręgu wokół Ziemi, który w jednej z płaszczyzn leży prostopadle do płaszczyzny równika. Gdy taki satelita znajduje się w południe nad danym punktem na równiku i stąd porusza się bezpośrednio w kierunku bieguna północnego, stojący w tym punkcie obserwator widzi (jako że sam obraca się na Ziemi w kierunku wschodnim), jak satelita znika w kierunku północno-zachodnim. Gdy w punkcie obserwatora zachodzi Słońce, satelita dociera dokładnie do (geograficznego) bieguna północnego. O północy znajdzie się bezpośrednio nad obserwatorem, który zobaczy, że satelita nadchodzi z północnego wschodu i znika w kierunku południowego zachodu. Po upływie kolejnych niemal dwunastu godzin satelita dotrze - nadchodząc pozornie z południowego wschodu - znów do punktu wyjścia. Widoczna z powierzchni Ziemi orbita, którą zatacza na niebie satelita, przypomina zatem pętlę.

Najogólniejszym przypadkiem orbity geosynchronicznej jest pochylona elipsa. Obserwatorowi na Ziemi jawi się ona jako figura określana nazwą analemma. Ma ona kształt ósemki. W zależności od spłaszczenia orbity satelity ma dwie pętle o różnych rozmiarach. Wybór orbity dla danego satelity geostacjonarnego zależy w dużym stopniu od tego, nad jakimi obszarami Ziemi będzie on miał przeważnie stacjonować.

Manewry rakiet Taniec po Układzie Słonecznym

Wszystkie elementy Układu Słonecznego (?) krążą wokół siebie. Planety orbitują wokół Słońca, księżyce wokół planet. Wokół naszej Ziemi krążą też sztuczne satelity GPS (?). Nawet Słońce nie tkwi nieruchomo na firmamencie, lecz okrąża centrum Drogi Mlecznej (?) raz na około 225 milionów lat. Wzajemne krążenie wokół siebie planet, księżyców i komet określają dwie fundamentalne zasady fizyczne: zasada zachowania energii oraz zasada zachowania momentu pędu (?). Naprzemienne działanie obu tych praw definiuje wszelkie ruchy ciał niebieskich względem siebie (czy wokół siebie). Ściśle podlegają im także trajektorie rakiet i statków kosmicznych oraz sond.

Istnieje szereg manewrów, które mogą doprowadzić statek kosmiczny podróżujący przez Układ Słoneczny do celu. Manewr transferowy Hohmanna jest wykorzystywany do zmiany danej orbity kołowej (biegnącej np. wokół planety) statku kosmicznego na wyższą orbitę. W tym celu statek potrzebuje impulsu w kierunku lotu. Impuls ten nadaje statkowi większą prędkość. Zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu statek ten musi znaleźć się na orbicie eliptycznej, a dokładniej - w jej najniższym punkcie, czyli tzw. perycentrum (?). Wówczas statek kosmiczny porusza się (bez dodatkowego efektu pchnięcia) po eliptycznym torze, nieustannie spowalniając, aż do osiągnięcia najwyższego punktu - apocentrum. Aby nie zacząć spadać w kierunku planety, w apocentrum statek odpala ponownie silniki - znów w kierunku lotu - aż eliptyczny tor ponownie stanie się orbitą kołową, lecz tym razem znacznie bardziej oddaloną od planety.

Manewr transferowy Hohmanna można również wykorzystać odwrotnie, aby przejść z orbity wyższej na niższą. W tym celu statek musi wysłać impuls w kierunku przeciwnym do własnego kierunku lotu, czyli zahamować. Przy tak zmniejszonym momencie pędu statek zaczyna niejako spadać w kierunku planety. Wówczas przyspiesza, a gdy dotrze do perycentrum, musi znów zahamować, aby nie wejść na wyższą orbitę, lecz pozostać na niższej orbicie kołowej.

Kolejnym, często wykorzystywanym manewrem jest tzw. manewr swingby czy też flyby1. Musi on zostać wykonany bardzo precyzyjnie w określonym czasie. W celu zaoszczędzenia paliwa między dwoma manewrami transferowymi Hohmanna, pierwszy z nich wykonuje się tak, aby statek dotarł do apocentrum bezpośrednio za planetą. Siła przyciągania planety "przerzuca" statek dalej, który przemieszcza się wówczas dalej po kosmosie, przygotowując się do kolejnego transferu. Zatem dzięki sile przyciągania energia kinetyczna zostaje przeniesiona z planety na statek. Planety są dużo cięższe, dlatego praktycznie nie zaburza to ich orbit, lecz dla statków czy rakiet, z których paliwem należy obchodzić się oszczędnie, każdy impuls jest niebywale pomocny! Sonda Voyager 2 (?) zastosowała ten manewr kilkakrotnie. Dzięki wyjątkowo korzystnej pozycji planet zewnętrznych sonda mogła wykonać manewry asysty grawitacyjnej przy Jowiszu, Saturnie, Uranie i Neptunie.

Oglądając filmy science-fiction, możemy odnieść wrażenie, że statki kosmiczne po prostu przemieszczają się z jednego punktu do drugiego i że w tym celu wystarczy odpowiednio nakierować statek i odpalić silniki. Niestety to tak nie działa! Aby przemieścić się z jednego miejsca do innego, konieczne są dokładna znajomość pozycji planet i ich prędkości, a także manewry precyzyjnie zaplanowane w czasie. Co ciekawe, w nowszych filmach aspekty te są coraz częściej przedstawiane realistycznie. Na przykład w serialu fantastycznonaukowym "The Expanse" czy w filmie "Marsjanin" ważną rolę odgrywa poprawna nawigacja w Układzie Słonecznym.

Na skraju Układu Słonecznego Gdzie jest granica?

Jakie rozmiary ma nasz Układ Słoneczny? Gdzie się kończy? I gdzie zaczyna się przestrzeń "zewnętrzna", czyli przestrzeń międzygwiazdowa? Na te pytania nie jest łatwo udzielić odpowiedzi, bo zależą one od definicji skraju Układu Słonecznego. Aby ułatwić sobie te rozważania, wygodnie jest liczyć w tak zwanych jednostkach astronomicznych (ang. astronomical unit, AU). Jedna jednostka astronomiczna [AU] to średnia odległość Ziemi od Słońca. Wynosi ona niecałe 150 milionów kilometrów.

W niektórych źródłach spotykamy się z informacją, że Układ Słoneczny składa się ze Słońca i jego planet. Czy to oznacza, że kończy się po prostu na najbardziej oddalonej od Słońca planecie? Choć stanowi to jedną z możliwości zdefiniowania krańców Układu Słonecznego, nie jest ona zbyt adekwatna. Po pierwsze, taka definicja zależałaby od definicji "planety", która może na przestrzeni lat ulec zmianie, jak się to stało w przypadku Plutona. Po drugie, za najdalszą planetą - Neptunem - oddalonym ok. 30 AU od Słońca, znajduje się ogromna liczba planet karłowatych, odłamków skalnych i pyłów różnych rozmiarów, które najprawdopodobniej są pozostałościami po procesie powstania Słońca i jego planet. Warstwa ta nazywana jest pasem Kuipera i rozpościera się za orbitą Neptuna nawet na odległość 50 AU.

Wpływ Słońca sięga jednak znacznie dalej. W wyniku syntezy jądrowej zachodzącej w jego wnętrzu niestrudzenie następuje wyrzucanie strumienia naładowanych cząsteczek do kosmosu - jest to wiatr słoneczny. Na szczęście chroni nas przed nim pole magnetyczne Ziemi. To jakby od Słońca wiał nieustannie strumień powietrza suszarki. Wiatr ten powstrzymuje międzygwiazdowy gaz, złożony w większości z wodoru i helu, przed wtargnięciem do naszego Układu Słonecznego i wypełnia przestrzeń między gwiazdami.

Co prawda siła wiatru słonecznego maleje wraz z odległością od Słońca, jednak sięga daleko poza pas Kuipera. W miejscu, gdzie wiatr słoneczny miesza się z gazem międzygwiazdowym, tworzy otoczkę wokół Układu Słonecznego - tak zwany płaszcz Układu Słonecznego (ang. heliosheath). Jego grubość w zależności od aktualnej siły wiatru słonecznego najprawdopodobniej waha się między 20 a 60 AU. Wewnętrzna, skierowana ku Słońcu część płaszcza nazywana jest szokiem końcowym (ang. termination shock) i znajduje się w odległości ok. 80-90 AU od Słońca.

Sondy Voyager 1 i Voyager 2 przekroczyły w 2004 i 2007 roku szok końcowy i w momencie druku książki znajdowały się w płaszczu Układu Słonecznego. Wiemy to, gdyż w momencie przekroczenia szoku końcowego sondy zarejestrowały gwałtowny wzrost temperatury otaczającej ich materii do niemal 200 000 kelwinów - jest to konsekwencja zderzenia wiatru słonecznego z gazem międzygwiazdowym. Na szczęście znajdujący się tam gorący gaz jest wyjątkowo rozrzedzony, dzięki czemu sonda nie nagrzewa się zbytnio.

W czasie powstania tej książki sonda Voyager 1 znajdowała się w odległości około 120 AU od Słońca, zbliżając się do zewnętrznej granicy płaszcza, czyli heliopauzy, którą miała przekroczyć do roku 2014 i tym samym opuścić obszar wpływu Słońca (heliosferę), będąc otoczona jedynie ośrodkiem międzygwiazdowym.

Choć oddaloną o ok. 130-150 AU heliopauzę można byłoby jak najbardziej określić mianem skraju Układu Słonecznego, to jednak wpływ grawitacyjny Słońca jest odczuwalny znacznie dalej. Tak zwana sfera Hilla, która oznacza zauważalny wpływ grawitacyjny Słońca, sięga na odległość ponad 200 000 AU w głąb kosmosu. To już niedaleko do następnej gwiazdy, Proxima Centauri, która jest oddalona od nas o około 4,2 lat świetlnych (260 000 AU).