Nazwa forum

POWTÓRZENIE WIADOMOŚCI Z KL.I i II

           Astronomia to nauka o ciałach niebieskich, ich budowie, ruchach, pochodzeniu i ewolucji oraz o materii rozproszonej w przestrzeni kosmicznej.
           Uważa się, że wszechświat powstał w wyniku Wielkiego Wybuchu.
          Wielkość wszechświata nie jest zmierzona dokładnie, ponieważ według astronomów wszechświat cały czas się rozszerza. Można przyjąć, ze promień wszechświata ma około 12,3 miliarda lat świetlnych.
           Wszechświat składa się z galaktyk, które mogą tworzyć supergromady, oraz z ciemnej materii, która zajmuje około 90% wszechświata.
           Natomiast Galaktyka składa się z:
- jądra,
- centralnej wypukłości,
- dysku galaktycznego,
- halo galaktycznego.
           Układ Słoneczny jest układem ciał astronomicznych znajdujących się pod dominującym wpływem pola grawitacyjnego Słońca, związanych wspólnym pochodzeniem. Składa się ze Słońca, ośmiu planet, naturalnych satelitów (księżyców) planet, planetoid, komet, ciał meteorowych oraz pyłu i gazu międzyplanetarnego.
           W Pradze powstała nowa definicja planety - za "planetę" uważa się ciało niebieskie o masie wystarczającej na to, aby pod wpływem własnej grawitacji przyjęło mniej więcej kulisty kszałt oraz obiegające gwiazdę centralną, samo natomiast nie będące gwiazdą lub księżycem. Dodatkowo w pobliżu planety nie może znajdować się inny duży obiekt.
          Powierzchnia Słońca wynosi 6 087 miliardów km2, a objętość - 1 412 000 bilionów km3. Masa Słońca jest równa 1.989x1030kg.
          W Układzie Słonecznym znajduje się 8 planet krążących wokół Słońca:
- Merkury,
- Wenus,
- Ziemia,
- Mars,
- Jowisz,
- Saturn,
- Uran,
- Neptun,
          Dodatkowo dla porównania uczymy się jeszcze jednej planety karłowatej, która była uważana za planetę- Pluton.
          Niektóre planety posiadają swoje naturalne satelity, czyli Księżyce.

ROZDZIAŁ I

1. Galileo Galilei

       Włoski fizyk, astronom, matematyk i filozof urodzony w 1564 roku w Pizie we Włoszech. Najstarszy syn Giulii Ammannati i Vincenzo Galilei. Gdy rodzina przeniosła się do Florencji, Galileoy rozpoczął edukację w szkole klasztornej. Następnie rozpoczął studia na Uniwersytecie w Pizie, gdzie w 1589 roku osiągnął tytuł profesora i został tam wykładowcą matematyki. Następnie przeniósł się na Uniwersytet w Padwie i w 1610 r. został tam wykładowcą geometrii, mechaniki i astronomii.
       W 1581 roku Galileusz zbadał prawa ruchu wahadła, obserwując wahania lampy zawieszonej na długim sznurze. W roku 1609 uczony skonstruował lunetę o 30-krotnym powiększeniu, którą wykorzystywał do prowadzenia obserwacji astronomicznych. Jej obiektyw stanowiła dwuwypukła soczewka o długim ognisku, natomiast okular stanowiła soczewka dwuwklęsła o krótkim ognisku. Następnie odkrył góry na Księżycu, których wysokość zmierzył na podstawie pomiaru długości cienia rzucanego przez nie na powierzchnię Księżyca. Zaobserwował również plamy na Słońcu, dzięki którym stwierdził, że obraca się ono wokół własnej osi. Obserwacje Drogi Mlecznej ukazały, że stanowi ona skupisko gwiazd. Jako pierwszy dostrzegł fazy Wenus i Merkurego, a także zaobserwował cztery największe księżyce Jowisza, zwane „galileuszowymi”.
       W roku 1611 Galileusz opublikował dzieło „Gwiezdny posłaniec”, w którym zawarł swoje obserwacje. W 1626 r. rozpoczął prace nad dziełem „Dialogi o dwóch systemach świata”, które zostało opublikowane sześć lat później w 1632 r. Dzieło to zawierało uzasadnienie teorii heliocentrycznej Kopernika, a także wyniki badań. W wyniku wydania tego dzieła kościół wytoczył mu proces za głoszenie herezji. Groziło mu więzienie, a może nawet spalenie na stosie. Po procesie Galileusz zmuszony został do zamieszkania w Arcetri pod Florencją. Tam właśnie odkrył kołysanie się globu Księżyca, czyli librację. Pod koniec życia, astronom stracił wzrok, jednak nie powstrzymało go to, przed dokończeniem najważniejszego dzieła „Dyskusje i dowody matematyczne dwóch nauk”. Dzieło dotyczyło praw swobodnego spadania ciał, ruchu wahadeł i innych zagadnień mechaniki.
       Galileusz zmarł w Arcetri w 1642 roku mając 78 lat.

2. Edwin Powell Hubble

       Astronom amerykanski urodzony w 1889 r. w Missouri. Studiowal na uniwersytecie w Chicago (astronomie) oraz w Oksfordzie (prawo). Bral udzial w obu wojnach swiatowych jako zolnierz. Zajmowal sie badaniem obiektow mglawicowych. W 1924 r. odkryl cefeidy w kilku mglawicach (m.in w M31 - Galaktyka w Andromedzie) i wykazal ze sa to mglawice pozagalaktyczne (wedlug dzisiejszej terminologii: inne galaktyki). Opracowal klasyfikacje morfologiczna galaktyk (na podstawie wygladu) oraz zaproponowal schemat ich ewolucji. Badal rozmieszczenie galaktyk i odkryl rozszerzanie sie Wszechswiata (tzw. ucieczka galaktyk). Ustalil iz istnieje zaleznosc predkosci oddalania sie galaktyki od jej odlegosci od nas (prawo Hubble\'a, 1929).
       Jego imie nosza:
• teleskop kosmiczny (Teleskop Hubble\'a, HST) umieszczony na orbicie okoloziemskiej przez NASA 25.04.1990 r.
• prawo Hubble\'a - prawo opisujace rozszerzanie sie Wszechswiata
• stala Hubble\'a - wspolczynnik proporcjonalnosci w prawie Hubble\'a, ma wymiar [km/s/Mps]
• czas Hubble\'a - odwrotnosc stalej Hubble\'a
• horyzont Hubble\'a
• planetoida nr 2069 (Hubble)


3. Johanes Kepler

       Astronom niemiecki i matematyk. W czasie studiów w Tybindze poznał prace Mikołaja Kopernika i stał się ich propagatorem. W 1594- 1600 uczył astronomii i matematyki w Grazu; uchodząc przed prześladowcami udał się do Pragi, gdzie od 1600- 1601 był współpracownikiem T. Brahiego. Na podstawie jego obserwacji opracował tablice ruchu planet. Od 1612- 1626 wykładał matematykę w Linzu, nastepnie przebywał w Ulm i Żaganiu. Wieloletnia analiza obserwacji astronoma Brahego umożliwiła Keplerowi odkrycie eliptycznego kształtu orbit planetarnych oraz związku między odległościami i okresami obiegu planet. Sformułował prawa Keplera na podstawie analizy obserwacji ruchu planet.
1 prawo Keplera: Orbity wszystkich planet mają kształt elipsy. Elipsy te mają wspólne jedno z ognisk, w którym znajduje się Słońce.
2 prawo Keplera: W miarę zbliżania się do Słońca prędkość planety rośnie, a przy oddalaniu się od niego maleje.
3 prawo Keplera: im dalej od Słońca znajduje się planeta, tym dłużej trwa jej obieg wokół Słońca.

4. Mikołaj Kopernik

       Polski astronom, urodzony w 1473 r. w Toruniu przy ul. św. Anny (obecnie: Kopernika). W latach 1491-1495 studiował w Krakowie, a następnie we Włoszech (Bolonia, Padwa, Ferrara). W 1503 doktoryzował się z prawa kanonicznego. Po powrocie do Polski mieszkał w Lidzbarku Warmińskim, Fromborku (1510), Olsztynie (1520-1521, w czasie wojny polsko-krzyżackiej).
       Opracował heliocentryczny model Układu Słonecznego, według którego Słońce znajduje się w centrum, Ziemia jest planetą i podobnie jak pozostałe planety obiega Słońce po orbicie kolistej. Jego teoria została opublikowana w 1543 r. w księdze De revolutionibus orbium coelestium (O obrotach sfer niebieskich). Mimo zadedykowania dzieła ówczesnemu papieżowi, nie została przychylnie przyjęta przez Kościół, a nawet umieszczono ją w 1616 r. w indeksie ksiąg zakazanych.
       Teoria Kopernika wpłynęła na sposób patrzenia na miejsce Ziemi i człowieka we Wszechświecie i stała się podstawą rozwoju nauk ścisłych. Określa się ją mianem "rewolucji kopernikańskiej". Z idei Kopernika wywodzi się późniejsza zasada kosmologiczna, zwana także zasadą kopernikańską, według której część Wszechświata dostępna obserwacjom nie różni się od jego pozostałych części. W wersji uogólnionej przyjmuje się, że żaden punkt we Wszechświecie nie jest wyróżniony.
       Kopernik był także matematykiem, lekarzem, prawnikiem, ekonomistą, publikował prace o reformie monetarnej i sformułował prawo, iż "gorszy pieniądz wypiera z rynku lepszy".

5. Izaak Newton

       Stworzył teorię, która formułowała prawa fizyki rządzące zarówno Układem Słonecznym, jak i otaczającym nas światem. Według tej teorii planety, w tym również Ziemia są utrzymywane na swych orbitach przez siłę grawitacji Słońca. W młodości Newton był zafascynowany młynami wodnymi i wiatrakami. Będąc dorosłym człowiekiem stworzył teorie matematyczne, przedstawiające Wszechświat jako ogromną machinę, której wszelkie ruchy można przewidzieć. Izaak zaprojektował nowy typ teleskopów, który wykorzystywał zwierciadła zamiast soczewek, dając tym samym wyraźniejszy obraz. Jego wynalazek jest stosowany do dziś.

6. Klaudiusz Ptolemeusz

       Działalność
• pracował w bibliotece w Aleksandrii
• zebrał osiągnięcia poprzedników i stworzył kompletny system, opisujący ruch Słońca, Księżyca i planet z dokładnościa lepszą niż 5 stopni
• korzystał przy tym z archiwów obserwacji, sięgających jeszcze czasów Babilońskich.
• stworzył katalog ponad 1000 gwiazd widocznych z krajów śródziemnomorskich, pogrupował je w 48 gwiazdozbiorów (12 zodiakalnych, 21 północnych i 15 południowych)
• katalog Ptolemeusza stał się autorytetem na prawie 1500 lat. (Dopiero w XV wieku zaczęto go ulepszać i rozszerzać. W 1930 roku dokładnie określono granice 88 gwiazdozbiorów całego nieba, pozostawiając system grecki w prawie niezmienionej postaci)
• opierał sie na fizyce Arystotelesa, choć w ostateczności złamał jedno z jej podstawowych założeń: ruch jednostajny po okregu
       Jego poglądy na budowę świata na wiele stuleci ugruntowały pogląd geocentryczny, który został obalony dopiero przez Mikołaja Kopernika. Ptolemeusz był też twórcą modelu ruchu ciał niebieskich, wykorzystującego deferenty.

7. Hipparchos z Nikei

       Hipparchos żył ok. 190-125 p.n.e. astronom i matematyk grecki, stworzył podstawy astronomii jako nauki oraz podstawy trygonometrii. Wyznaczył długość roku gwiazdowego z dokładnością do 6 minut oraz czas trwania astronomicznych pór roku.
       Jego największe osiągnięcia to:
• zmierzył odległość Ziemi od Księżyca
• zmierzył czas obrotu Ziemi wokół Słońca
• zmierzył kąt nachylenia ekliptyki do równika niebieskiego
• zmierzył mimośród orbity ziemskiej
• zmierzył szybkość przesuwania punktu Barana
• wprowadził południki i równoleżniki
• wykonał atlas 1080 gwiazd
• odkrył zjawisko precesji
       Przypisuje mu się także wynalezienie astrolabium. Przyrząd astronomiczny do wyznaczania położenia ciał na sferze niebieskiej; używany do XVIII wieku

8. Aleksander Wolszczan

       Współczesny polski astronom, odkrywca pierwszego pozasłonecznego układu planetarnego.
       Urodził się w Szczecinku w 1946 r. Ukończył studia astronomiczne na Uniwersytecie Mikołaja Kopernika w Toruniu (1969) oraz uzyskał stopień doktora za pracę dotyczącą struktur scyntylacyjnych w widmach pulsarów (1975). Od 1992 r. pracuje w Uniwersytecie Stanowym Pensylwania (Penn State University) jako profesor astronomii i astrofizyki.
       W 1991 roku odkrył 3 planety krążące wokół pulsara PSR 1257+12, było to pierwsze odkrycie planet pozasłonecznych (wyniki opublikował w 1992 r. w "Nature" i w 1994 r. w "Science").
       Otrzymał Nagrodę Młodych Polskiego Towarzystwa Astronomicznego (1976), nagrodę Fundacji na Rzecz Nauki Polskiej (1992).

ROZDZIAŁ II

1. Gwiazdy i Gwiazdozbiory

       Nocne niebo, usiane bezlikiem migotliwie świecących gwiazd, od niepamiętnych czasów wzbudzało zainteresowanie człowieka, pobudzało jego umysł i fantazję.
       Chińczycy, mieszkańcy Mezopotamii, Egipcjanie i Grecy łączyli jasne gwiazdy w grupy i dawali im imiona swych bogów, bohaterów i zwierząt. Nazwy te przetrwały do naszych czasów, chociaż starożytne wyobrażenia gwiazdozbiorów - jak zwiemy poszczególne ugrupowania gwiazd - oglądać można już tylko na kartach dawnych atlasów nieba. Są one pełne przeróżnych figur, wyobrażających nazwy gwiazdozbiorów. Najdawniejsze są nazwy gwiazdozbiorów Zodiaku, leżących wzdłuż ekliptyki, po której zdaje sie w ciągu roku w wędrować Słonce.
W rzeczywistości jest to odbicie rocznego ruchu Ziemi, krążącej po orbicie okołosłonecznej i zmieniającej położenie w przestrzeni.  Dlatego z jej powierzchni widzimy Słońce na tle różnych gwiazdozbiorow. Tworzące je gwiazdy są niewidoczne podczas dnia, gdyż słabe światło zostaje przytłumioone przez rozproszone i znacznie silniejsze swiatlo słoneczne. Ale gdyby Ziemia nie posiadała atmosfery, niebo i w dzień byłoby zupełnie czarne. Wówczas można by na nim obserwować jednocześnie Słońce i gwiazdy. A zatem określenie, ze Słońce świeci na tle tego lub innego gwiazdozbioru Zodiaku, nie jest wcale takie abstrakcyjne…
       Ponieważ gwiazdozbiory zodiakalne noszą często nazwy zwierząt, zwiemy je gwiazdozbiorami zwierzyńcowymi.
       Gwiazdozbiorom zodiaku nazwy nadali astronomowie babilońscy.

Gwiazdozbiory zwierzyńcowe:

 Baran
 Byk
 Bliźnięta
 Rak
 Lew
 Panna
 Waga
 Skorpion
 Strzelec
 Koziorożec
 Wodnik
 Ryby

       Z mitami greckimi związane są nazwy większości gwiazdozbiorow. Przykładem może być zespół obrazujący przepiękny mit o Perseuszu i Andromedzie.
       Równie piękne opowieści związane są z innymi gwiazdozbiorami, stanowiącymi przypadkowe ugrupowania na ziemskim niebie. A ponieważ gwiazdy wchodzące w ich skład bardzo wolno, ale nieustanni przesuwają sie po firmamencie, to i wygląd gwiazdozbiorów powoli sie zmienia. Dziś wyglądają inaczej niż sto tysięcy lat temu i inaczej będą wyglądały za następne sto tys. lat.
Układ gwiazdozbiorów zmienia sie i z tego powodu, ze jedne gwiazdy oddalają sie od nas i po jakimś czasie znikną w przestrzeni kosmicznej, inne zas przybliżają się i kiedyś pojawia sie na firmamencie jako nieznane dotąd gwiazdy. Krótko mówiąc - konfiguracja gwiazd na ziemskim niebie uzależniona jest od miejsca w przestrzeni, w którym akurat znajduje sie Układ Słoneczny.
       Starożytni i średniowieczni astronomowie do gwiazdozbiorów zaliczali tylko jaśniejsze gwiazdy. Z czasem jednak nazwą gwiazdozbiór zaczęto określać dane obszary nieba, a w roku  1922 całe niebo podzielono na 88 gwiazdozbiorow.
Początkowo granice miedzy poszczególnymi gwiazdozbiorami przebiegały nieregularnie, co było powodem licznych nieporozumień, gdyż poszczególni astronomowie jedne i te same gwiazdy włączali do różnych gwiazdozbiorów.
W roku 1928 postanowiono wytyczyć nowe granice, przeprowadzając je wzdłuż równoleżników niebieskich i łuków kol godzinnych. W ten sposób wyeliminowano dowolność we włączaniu gwiazd do gwiazdozbiorow.
       Podział nieba na gwiazdozbiory znacznie ułatwia orientację wśród wielkiej liczby gwiazd. Temu samemu celowi służą nazwy nadane gwiazdom przez starożytnych. Np. najjaśniejszą gwiazdę gwiazdozbioru Małego Wozu nazwano  Polarną, a najjaśniejszą gwiazdę nieba z gwiazdozbioru Wielkiego Psa - Syriuszem.
       Nazwy te stosowane są i do dziś, choć astronomowie wprowadzili inne oznaczenia. Wprowadził je niemiecki astronom Jan Bayer, który w r. 1603 zaproponował, by gwiazdy w poszczególnych konstelacjach oznaczać małymi literami alfabetu greckiego.
       Kolejność liter w alfabecie odpowiada zarazem jasności gwiazd. Np. alfa Wielkiego Psa oznacza Syriusza, a alfa małego wozu - Gwiazdę Polarną. Gwiazda oznaczona literą beta jest drugą co do jasności w danym gwiazdozbiorze itd. Wyżej opisana metoda znalazła jednak zastosowanie tylko względem gwiazd widocznych gołym okiem, i to nie wszystkich. Np. wielkimi literami alfabetu łacińskiego, poczynając od litery R, oznacza się gwiazdy zmienne, natomiast gwiazdy słabe, obserwowane jedynie przez lunety, oznaczone są numerem, pod którym dana gwiazda występuje w określonym katalogu gwiazd.

Nazwy wszystkich 88 Gwiazdozbiorów:

1. Andromeda Andromeda
2. Baran Aries
3. Bliźnięta Gemini
4. Byk Taurus
5. Cefeusz Cepheus
6. Centaur Centaurus
7. Cyrkiel Circinus
8. Delfin Delphinus
9. Erydan Eridanus
10. Feniks Phoenix 11. Gołąb Columba
12. Góra Stołowa Mensa
13. Herkules Hercules
14. Indianin Indus
15.Jaszczórka Lacerta
16. Jednorożec Monoceros
17. Kameleon Chamaeleon
18. Kasjopeja Cassiopea
19. Kil Carina
20. Kompas Pyxis
21. Korona Południowa Corona Australis
22. Korona Północna Corona Borealis
23. Koziorożec Capricornus
24. Kruk Corvus
25. Krzyż Crux
26. Lew Leo
27. Lew Mały Leo Minor
28. Lis Vulpecula
29. Luneta Telescopium
30. Lutnia Lyra
31. Łabędż Cygnus
32. Malarz Pictor
33. Mikroskop Microscopium
34. Mucha Musca
35. Niedźwiedzica Mała Ursa Minor
36. Niedźwiedzica Wielka Ursa Maior
37. Oktant Octans
38. Ołtarz Ara
39. Orion Orion
40. Orzeł Aquila
41. Panna Virgo
42. Paw Pavo
43. Pegaz Pegasus
44. Perseusz Perseus
45. Piec Fornax
46. Pies Mały Canis Maior
47. Pies Wielki Canis Maior
48. Pompa Antila
49. Psy gończe Canes Venatici
50. Ptak Rajski Apus
51. Puchar Crater
52. Rak Cancer
53. Rufa Puppis
54. Ryba Latająca Volans
55. Ryba Południowa Piscis Austrinus
56. Ryby Pisces
57. Rylec Caelum
58. Ryś Lynx
59. Rzeźbiarz Scluptor
60. Sekstans Sextans
61. Sieć Reticulum
62. Skorpion Scorpius
63. Smok Draco
64. Strzała Sagitta
65. Strzelec Sagittarius
66. Tarcza Scutum
67. Trójkąt Triangulum
68. Trójkąt Południowy Triangulum Australe
69. Tukan Tucana
70. Waga Libra
71. Warkocz Bereniki Coma Berenices
72. Waż Serpens
73. Wąż Wodny Hydra
74. Waż Wodny Mały Hydrus
75. Węgielnica Norma
76. Wężownik Ophiuchus
77. Wieloryb Cetus
78. Wilk Lupus
79. Wodnik Aquarius
80. Wolarz Bootes
81. Woźnica Auriga
82. Zając Lepus
83. Zegar Hordogium
84. Złota Ryba Dorado
85. Źrebię Equuleus
86. Żagiel Vela
87. Żuraw Grus
88. Żyrafa Cameloparadalis

2. Odległości gwiazd

       Gwiazdy to ogromne słońca, które znajdują się od nas bardzo daleko i tylko dlatego wydają się nikłymi źródłami światła.
       Wiemy dobrze, że im źródło światła położone jest dalej od obserwatora, tym wydaje się słabsze, gdyż jego widoma jasność spada wraz ze wzrostem odległości.
       A w przypadku gwiazd są to przerażające wprost odległości, trudne nawet do uzmysłowienia w ziemskich warunkach.
       Są one tak wielkie, że do ich określenia trzeba było wprowadzić specjalną miarę, zwaną rokiem świetlnym.
       Rok świetlny jest odległością, którą promień światła przebywa w ciągu jednego roku. W ciągu sekundy światło przebiega ok. 300 000 km. W ciągu minuty więc przemierza 18 mln km, natomiast w ciągu roku, który liczy prawie 32 mln sekund, przebywa około 9,5 biliona km.
       Najbliższe gwiazdy znajdują się w odległości kilku lat świetlnych od Układu Słonecznego, ale są gwiazdy, od których światło biegnie ku nam setki, a nawet tysiące lat świetlnych.
       Mimo to, można zmierzyć te olbrzymie odległości.
       W jaki sposób można to zrobić?
       Postępujemy tak samo, jak geodeci przy pomiarach jakiegoś niedostępnego miejsca na Ziemi.
       W tym celu trzeba zmierzyć kierunki ku niemu z dwóch punktów, między którymi odległość jest dobrze znana. Tak powstaje trójkąt, na wierzchołka którego znajduje się niedostępny do bezpośrednich pomiarów punkt.
       Znając długość podstawy tego trójkąta oraz jego dwa kąty można obliczyć odległość interesującego nas odległość.
       Przy pomiarach odległości gwiazd jest oczywiście konieczne, aby jak największa była odległość między punktami, z których wyznacza się kierunku ku badanej gwieździe.
        Widoma jasność gwiazdy na ziemskim niebie zależna jest nie tylko od odległości, ale i od rzeczywistego jej blasku. Tę rzeczywistą jasność gwiazd nazywamy absolutną wielkością gwiazdową. Można ją stosunkowo łatwo wyznaczyć, o ile tylko znana jest odległość gwiazdy i jej widoma wielkość gwiazdowa. Absolutne wielkości gwiazdowe pozwalają astronomom porównywać rzeczywiste natężenie blasku różnych gwiazd. Te niezmiernie ciekawe badania wykazały, że pod tym względem gwiazdy są szalenie zróżnicowane. Absolutna jasność zależy od wielkości gwiazdy oraz od temperatury jej powierzchni.

20 najbliższych gwiazd i ich gwiazdozbiory

Proxima Centaura

   

Centaur

Alfa Centaura A

   

Centaur

Alfa Centaura B

   

Centaur

Bernarda

   

Wężownik

Wolf 359

   

Lew

Lalan-de 21185

   

Wielka Niedźwiedzica

Syriusz A

   

Wielki Pies

Syriusz B

   

Wielki Pies

Luy-ten 726-8 A

   

Wieloryb

Luy-ten 726-8 B

   

Wieloryb

Ross 248

   

Andromeda

Epsilon Erydanu

   

Erydan

Luy-ten 786-6

   

Wodnik

Ross 128

   

Panna

61 Łabędzia A

   

Łabędź

61 Łabędzia B

   

Łabędź

Epsilon Indianina

   

Indianin

Procjon A

   

Mały Pies

Procjon B

   

Mały Pies

3. Paradoksy słynnych ludzi

Paradoksem Algola nazywana jest sytuacja gdy w układzie podwójnym składniki tego układu wydają się ewoluować niezgodnie z przyjętą drogą ewolucji gwiazd. Zasadniczą cechą procesu ewolucji gwiazd jest zależność jego tempa od masy gwiazdy. Im większa jest masa gwiazdy, tym szybsze jest tempo jej ewolucji i tym szybciej odchodzi ona od ciągu głównego i przechodzi przez fazę podolbrzyma czy olbrzyma. Tymczasem w przypadku Algola i innych podobnych układów obserwujemy coś zupełnie przeciwnego. Składnik mniej masywny jest już podolbrzymem, a drugi o masie znacznie większej pozostaje jeszcze na ciągu głównym. Sytuacja ta została nazwana pierwotnie paradoksem, gdyż gwiazdy układu podwójnego powstają zazwyczaj jednocześnie i ich wiek powinien być zbliżony, zatem gwiazda bardziej masywna powinna być bardziej zaawansowana ewolucyjnie niż jej mniej masywny towarzysz.
       Niezgodność ta wynika z występującego często w układach podwójnych przepływu materii pomiędzy składnikami. Przepływ ten zaburza istotnie normalny proces ewolucji gwiazdy, powodując utratę materii przez składnik masywniejszy na rzecz składnika mniej masywnego. Jeśli przepływ ten ma miejsce na późnym etapie ewolucji masywniejszego składnika staje się on gwiazdą zaawansowaną w ewolucji przy nieproporcjonalnie do wieku małej masie. Jednocześnie mniej masywny, pierwotnie, składnik staje się gwiazdą nieproporcjonalnie młodą ewolucyjnie w stosunku do swojej, powiększonej, masy.

Paradoks bliźniąt jest eksperymentem myślowym w szczególnej teorii względności którego pozorna sprzeczność ma wskazywać na nieprawdziwość szczególnej teorii względności. Pozorny paradoks wynika z rozumowania niezgodnego ze szczególną teorią względności — jak w wielu z tego typu paradoksów, sprzeczność pojawia się w momencie niewłaściwego jej zastosowania.
       Paradoks bliźniąt ma ogromne znaczenie dydaktyczne, gdyż jest bardzo często wykorzystywanym zagadnieniem na przykładzie którego tłumaczone są konsekwencje szczególnej teorii względności, a dokładna analiza pomogła zrozumieć tę teorię wielu pokoleniom uczniów.

Paradoks Olbersa brzmi następująco: Dlaczego w nocy niebo jest ciemne, skoro patrząc w każdym kierunku patrzę na jakąś gwiazdę?.
       Paradoks ten nie jest obecnie tak frapujący, jak niegdyś - kiedy zakładano, że Wszechświat jest nieskończony i jednorodny. Obecnie skłonni jesteśmy raczej przyjmować, że Wszechświat jest skończonym tworem, powstałym w wyniku Wielkiego wybuchu. W istocie - dziś ów paradoks traktuje się jako jeden z dowodów na prawdziwość hipotezy Wielkiego Wybuchu; Wszechświat rozszerza się, a zatem obiekty dalsze oddalają się od nas szybciej - wynika z tego coraz większe przesunięcie odległych obiektów ku czerwieni (Efekt Dopplera).

Olbers rozumował następująco:

Jeśli Wszechświat jest nieskończony i jednorodny, to patrząc w każdym kierunku powinienem widzieć światło gwiazdy. Co prawda - gwiazdy im są dalej, tym słabiej świecą, jednakże jest to jedynie pozorny argument. Rozważmy trzy sfery o środku w Ziemi i promieniach równych odpowiednio a, 2a, 3a. Gwiazdy leżące pomiędzy sferą 2 i 3 świecą średnio cztery razy słabiej niż te położone pomiędzy sferą 1 i 2, ale też jest ich osiem razy więcej, ponieważ natężenie światła maleje proporcjonalnie do powierzchni sfery, a ilość gwiazd rośnie proporcjonalnie do objętości kuli, ograniczanej przez tę sferę.
Drugim kontrargumentem jest nieprzeźroczystość Wszechświata. Być może światło z odległych gwiazd nie dociera do nas, gdyż napotyka po drodze na jakieś przeszkody w postaci nieświecącej materii. I ten kontrargument możemy jednak zbić: zgodnie z pierwszym prawem termodynamiki owa zasłaniająca światło materia powinna się nagrzać i po odpowiednio długim czasie sama zacząć świecić.
Jeśli Wszechświat byłby zatem taki, jak w założeniach Olbersa, noc wcale nie powinna być ciemna.

Alternatywne rozwiązanie paradoksu Olbersa podał Benoit Mandelbrot. Stwierdził on, że nie musimy koniecznie negować nieskończoności Wszechświata. Możemy zanegować jego jednorodność - materia według Mandelbrota nie jest rozłożona w przestrzeni jednorodnie, a fraktalnie.

ROZDZIAŁ III

1. Historia Galaktyk

       W 1610 Galileusz użył teleskopu do obserwacji Drogi Mlecznej i odkrył, że składa się ona z ogromnej liczby słabych gwiazd. Immanuel Kant w traktacie z 1755 roku, opierając się na wcześniejszej pracy astronoma Thomasa Wrighta, właściwie przypuszczał, że galaktyka może być obracającym się ciałem zbudowanym z ogromnej ilości gwiazd związanych grawitacyjne. Powstały dysk gwiazd mógłby być widoczny na niebie jako pasmo gwiazd. Kant przypuszczał również, że obserwowalne mgławice mogą być oddzielnymi galaktykami.        Pod koniec XVIII wieku Charles Messier zgromadził katalog zawierający 109 najjaśniejszych mgławic, później William Herschel wydał katalog gromadzący 5000 mgławic. W roku 1845 Lord Rosse dzięki konstrukcji nowego teleskopu był zdolny rozróżnić mgławice eliptyczne od spiralnych. Aż do lat 20. XX wieku, do prac Edwina Hubble\'a, mgławice te nie były powszechnie uważane za odległe galaktyki. Hubble zidentyfikował pojedyncze gwiazdy zmienne (cefeidy), co pozwoliło mu na pomiar odległości do najbliższych galaktyk. W roku 1936 Hubble zaproponował klasyfikację galaktyk używaną do tej pory.
       Pierwszej próby oceny kształtu Drogi Mlecznej i położenia Słońca w naszej Galaktyce dokonał William Herschel w roku 1785 poprzez dokładne zliczenie liczby gwiazd w różnych obszarach nieba. Używając ulepszonej metody Kapteyn w 1920 otrzymał obraz naszej Galaktyki jako małej elipsoidalnej galaktyki (średnicy ~15 kiloparseków) ze Słońcem w centrum galaktyki. Inna metoda stosowana przez Shapleya doprowadziła do radykalnie innego obrazu: płaskiego dysku o średnicy ~70 kiloparseków ze Słońcem daleko od centrum. Obie analizy danych nie uwzględniały absorpcji światła przez pył międzygwiezdny. Obecny obraz naszej galaktyki ukształtował się w latach 30. XX wieku.
       W roku 1944 van de Hulst przewidział istnienie promieniowania mikrofalowego o długości 21 cm pochodzącego od międzygwiezdnego gazu wodorowego. Promieniowanie to zaobserwowano w 1951 roku. To promieniowanie poprawiło obraz naszej Galaktyki, ponieważ nie było absorbowane przez pył a obserwacja przesunięcia długości fali w oparciu o zjawisko Dopplera pozwoliło ustalić prędkości gazu w Galaktyce. Te obserwacje potwierdziły rotację naszej Galaktyki wokół jej centrum. Z chwilą udoskonalenia teleskopów radiowych, obserwacje gazu wodorowego mogły być dokonane również dla innych galaktyk. W latach 70. XX wieku zdano sobie sprawę, że całkowita widoczna masa nie zgadza się z danymi z rotacji galaktyk, co doprowadziło do idei ciemnej materii.


2. Rodzaje Galaktyk

       Galaktyki można podzielić na trzy główne typy (Klasyfikacja galaktyk Hubbla. ):
• spiralna
o bez poprzeczki - typ S (od: spiral)
o z poprzeczką - typ SB (od spiral barred)
• eliptyczna - typ E (od: elliptical)
• nieregularna - typ Irr (od: Irregular)

Galaktyki Spiralne- Galaktyki spiralne to galaktyki które składają się z jądra i z ramion (przy czym mamy do czynienia z reguły z dwoma ramionami, rzadziej z jednym czy z trzema). Wszystkie ramiona nazywamy dyskiem galaktycznym. Galaktyki spiralne dzielimy ze względu na stosunek wielkości ramion do jądra. Gdy jądro jest wyraźnie dużo większe od ramion, to jest to galaktyka typu a. Jeżeli ramiona są trochę większe to jest to galaktyka typu b. Potem mamy typ c, aż wreszcie dochodzimy do ostatniego rodzaju: d. Galaktyki spiralne typu d to galaktyki, w których jądro jest stosunkowo bardzo małe w porównaniu z ramionami.
       Tak więc, jeżeli chcemy przedstawić galaktykę spiralną to piszemy Sx, gdzie S oznacza typ galaktyki (spiralna) a x stosunek wielkości ramion do jądra.
Ponadto do określenia typu galaktyki można użyć jeszcze jednego określenia - czy jest to galaktyka z poprzeczką. Jeżeli galaktyka nie ma poprzeczki, to w nazwie typu nic nie zmieniamy, jeżeli jednak poprzeczka występuje - to po literce S dodajemy dużą literę B (z angielskiego B - bar, czyli poprzeczka). Dla przykładu - SBd - galaktyka spiralna z poprzeczką, w której występują ledwo widoczne jądro. Czym jest jednak poprzeczka? Jest to swego rodzaju wydłużona struktura przechodząca przez jądro galaktyki i leżąca w tej samej płaszczyźnie co dysk galaktyczny.
Przypuszcza się, że galaktyki spiralne powstały z obłoków materii, które wypełniały bardzo młody wszechświat. W środkach tych obłoków zaczęły tworzyć się gwiazdy, przez co znikał gaz z obłoku. Jednak na jego krańcach gwiazdy nie tworzyły się już tak dobrze, i gaz nie zniknął całkowicie -stworzył on zalążek dysku galaktycznego, zaś gwiazdy w środku utworzyły jądro galaktyki.
Przykłady galaktyk spiralnych: M104 "Sombrero" (typu Sa), NGC2217 (typ SBa), M51 (typ Sc),

Galaktyki Eliptyczne- Galaktyki eliptyczne mają kształt elipsy, co można wywnioskować z nazwy. Podobnie jak galaktyki spiralne dzielą się one na kilka typów - tym razem kryterium podziału jest stopień spłaszczenia elipsy jakiej mają kształt. Ale - jak liczymy ten stopień spłaszczenia? Jest to bardzo proste - mamy daną elipsę o dwóch półosiach, oznaczmy je r1 i r2. Więc spłaszczenie elipsy to nic innego jak różnica tych dwóch wartości podzielona przez większą z nich. Więc jeżeli półoś r1 jest dłuższa, to spłaszczenie elipsy wyraża się wzorem (gdzie x to spłaszczenie): x = (r1-r2)/r1.
A teraz - jeżeli chcemy określić typ galaktyki eliptycznej o spłaszczeniu równym 0,3, to musimy: pomnożyć tę wartość przez dziesięć (0,3*10=3), a następnie dopisać ją do skrótu galaktyki eliptycznej (czyli E): E3. Tak więc, galaktyka E0 będzie miała w przybliżeniu kształt okręgu, zaś galaktyka E7 będzie bardzo spłaszczona. Wartości wyższych od E7 w praktyce nie spotyka się.
       Ponadto w nazwie galaktyki eliptycznej możemy zamieścić informację o jej rozmiarze - jeżeli jest to galaktyka bardzo mała, to informacją będzie literka d (z angielskiego dwarf oznacza karzeł), np.: dE4 - eliptyczna, mała galaktyka o spłaszczeniu 0,4. Galaktyki skrajnie duże będą się nazywać np. tak: cD, gdzie c to określenie skrajnie dużego obiektu (dotyczy to nie tylko galaktyk), a D to z angielskiego diffuse, co znaczy rozmyty.
Galaktyki eliptyczne, podobnie jak i spiralne, powstały z ogromnych obłoków gazu który wypełniał dawniej wszechświat. Jednak w przypadku galaktyk eliptycznych cały gaz z takiego obłoku posłużył do powstania gwiazd, które pojawiły wcześnie i szybko.
Przykłady galaktyk eliptycznych: M87 (NGC4486), M32 (typ E2), M110 (typ E5)

Galaktyki nieregularne- Galaktyki nieregularne to galaktyki o nieregularnej budowie morfologicznej. Dzielimy je na dwa typy: Irr I oraz Irr II. Galaktyki Irr I zaliczamy obecnie do skrajnych odmian galaktyk spiralnych, gdyż mają z nimi wiele cech wspólnych - np. to, że wirują wokół własnych osi. Odróżnia je natomiast to, że ma w nich jądra i ramion. Galaktyki typu Irr oznacza się z reguły jako Sm lub SBm (czyli z nazwy wynika, że są to galaktyki spiralne).
Jednakże istnieją jeszcze galaktyki typu Irr II, które są zupełnie nieregularne. Ich cechy to przede wszystkim: wygląd amorficzny, niewielkie rozmiary i spore jasności powierzchniowe. W galaktykach tego rodzaju znajduje się także dużo młodych gwiazd.
Warto dodać, że galaktyki typu Irr I występują znacznie częściej niż te typu drugiego.
Przykłady galaktyk nieregularnych: Wielki Obłok Magellana (typ SBm), M82 (typ Irr II),

3. Zderzenie się Galaktyk

       Czołowe zderzenie między galaktykami stanowi spektakularne widowisko w kosmosie. W 1997 roku parę zderzających się galaktyk odkryto przy użyciu Teleskopu Hubble\'a. Są to galaktyki NGC 4038 i NGC 4039 w gwiazdozbiorze Kruka. Przypadek taki nie stanowi jednak totalnej katastrofy: gdy galaktyki zachodzą na siebie, w wyniku łączenia się zawartych w nich obłoków gazu i pyłu powstają nowe gwiazdy. Należy nadmienić, że zderzenia galaktyk nie są zdarzeniem nagłym - ich czas trwania to w przypadku dużych galaktyk miliony lat.
       Prawdopodobnie duże galaktyki eliptyczne znajdujące się w centrach niektórych gromad powstały na skutek zderzeń kilku mniejszych galaktyk, zwykle spiralnych.

PYTANIA EGZAMINACYJNE KL. I, II i III

Pytania i Polecenia:

I KL, Rozdział I
             1. Co to jest Astronomia?
             2. Czym zajmuje się Astronomia?
             3. Jak powstał wszechświat?
             4. Jak wygląda struktura wszechświatu?
             5. Jak wygląda struktura galaktyki?
             6.Jak wielki jest wszechświat?
I KL. Rozdział II
             1. Z czego składa się Układ Słoneczny?
             2. Jak brzmi nowa definicja planety?
             3. W którym roku została zatwierdzona nowa definicja planety?
             4. Jakie ciała niebieskie krążą wokół Słońca?
             5. Jaką powierzchnię ma Słońce?
             6. Z czego się składa Słońce?
II KL. Rozdział I
             1. Ile planet znajduje się w Układzie Słonecznym?
             2. Jak wygląda Mars?
             3. Opisz każdą z planet.
             4. Jakie planety nie mają księżyców?
III KL. Rozdział I
             1. Kto zajmował się Astronomią?
             2. Opisz teorię heliocentryczną!
             3. W czym zasłynął Hubble?
III KL. Rozdział II
             1. Co to są gwiazdy i gwiazdozbiory?
             2. Jakie są Gwiazdozbiory Zodiakalne?
             3. Opisz paradoksy słynnych ludzi.
III KL. Rozdział III
             1. Jak wygląda Historia Galaktyk?
             2. Jakie znamy rodzaje Galaktyk?
             3. Co się stanie jeżeli Galaktyki się zderzą?

Ćwiczenia

I KL. Rozdział I
           1. Oblicz długość do najbliższej planety od Ziemi? Przyjmij, jako najbliższą planetę Mars.
           2. Oblicz odległość Układu Słonecznego od Galaktyki Andromedy.
           3. Wykonaj szablon struktury galaktyk.
I KL. Rozdział II
           1. Zrób rysunek naszego Układu Słonecznego.         
           2. Jak nazwał byś odkrytą przez siebie nową planetę?