Dla Lindsey, Cierana i Ceinwyn

za pomoc w umożliwieniu

napisania tej książki.

John Chambers

Dla mojego męża Simona,

którego miłość do książek

i entuzjazm do pisania

są inspirujące.

Jacqueline Mitton

Dane oryginału

John Chambers, Jaqueline Mitton

From Dust to Life: The Origin and Evolution of Our Solar System

New afterword copyright © 2017 by the authors

Copyright © 2014 by John Chambers and Jaqueline Mitton

Projekt okładki i stron tytułowych

Przemysław Spiechowski

Wydawca

Mikołaj Tajchman

Redaktor prowadzący

Adam Kowalski

Redakcja

Joanna Forysiak

Produkcja

Mariola Grzywacka

Skład wersji elektronicznej na zlecenie Wydawnictwa Naukowego PWN

Aneta Pudzisz / Woblink

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

Copyright © for the Polish edition by

Wydawnictwo Naukowe PWN SA

Warszawa 2018

ISBN: 978-83-01-20321-4

eBook został przygotowany na podstawie wydania papierowego z 2018 r., (wyd. I)

Warszawa 2018

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: pwn@pwn.com.pl; reklama@pwn.pl

www.pwn.pl

Spis treści

Przedmowa

Rozdział pierwszy. Kosmiczna archeologia

Fascynacja przeszłością

Objaśnianie układu słonecznego

Rzeczywiste światy

Cofając wskazówki zegara

Składanie elementów układanki

Rozdział drugi. Odkrywanie układu słonecznego

Mierzenie układu słonecznego

Od wędrujacych bogów do geometrycznych konstrukcji

Słońce w centrum uwagi

Prawo i porządek

Grawitacja rządzi

Brakująca planeta

Asteroidy wchodzą na scenę

Kosmiczne kamienie

Niegrzeczny uran

kompletowanie inwentarza

Rozdział trzeci. Ewoluujący układ słoneczny

Zmieniający się świat

Mglista koncepcja nabiera kształtów

Hipoteza mgławicowa w tarapatach

Przypadkowe spotkanie?

Teoria mgławicowa zostaje wskrzeszona

Rozdział czwarty. Kwestia czasu

Odmierzając czas na kosmicznym zegarze

Wczesne szacunki – pomysłowe, acz błędne

Geologia a fizyka

Promieniotwórczość wszystko zmienia

Hubble i wiek wszechświata

Jak działają radioaktywne czasomierze

Klucz do zagadki w meteorytach

Datowanie słońca

Wiek wszechświata ponownie zbadany

Rozdział piąty. Meteoryty

Dramatyczne wejście

Skąd pochodzą meteoryty?

Kawałki żelaza i kamienie

Identyfikacja rodziców

Meteoryty księżycowe i marsjańskie

Rzadki i cenny zasób

Co nam mówią meteoryty

Rozdział szósty. Kosmiczna chemia

Piewiastek 43: najpierw zagadka, potem wskazówka

Wielka obfitość pierwiastków

Pierwsze pierwiastki

Pichcenie w wielkim gwiezdnym piecu

Produkcja cięższych pierwiastków

Supernowe

Rozdział siódmy. Narodziny gwiazdy

Dziecko drogi mlecznej

Tam gdzie rodzą się gwiazdy

Pierwsze kroki w układ słoneczny

Warunki narodzin układu słonecznego

Kluczowe składniki

Rozdział ósmy. Planetarny żłobek

Nadwyżka podczerwieni

Dwa rodzaje dysków

Wewnątrz mgławicy słonecznej

Klejenie pyłu

Wpływ gazu

Jak zbudować planetozymale

Dysk przestaje istnieć

Rozdział dziewiąty. Światy ze skał i metali

Siostry, lecz nie bliźniaczki

Era planetozymali

Planetarne embriony wkraczają do akcji

Ostatnia czwórka

Ziemia

Merkury

Wenus

Mars

Rozdział dziesiąty. Jak powstawał księżyc

Księżyc obecnie

Z czego zrobiony jest księżyc

Orbita księżyca

Teoria rozszczepienia

Hipoteza przechwytywania

Hipoteza koakrecji

Hipoteza wielkiego uderzenia

Spotkanie z theą

Ziemia, księżyc, siły pływowe

Ciężkie bombardowania

Rozdział jedenasty. Ziemia, kolebka życia

Era hadejska

Drzewo życia

Podstawowe budulce życia

Nastanie tlenu

Sprzyjający klimat

Ziemia jak kula śnieżna

Przyszłe miejsce do życia

Rozdział dwunasty. Światy z gazu i lodu

Olbrzymy układu słonecznego

Formowanie się olbrzymów przez akrecję jądra

Model niestabilnego dysku

Wirowanie i nachylanie

Władcy wielu księżyców

Powstawanie regularnych księżyców

Powstanie nieregularnych satelitów

Pierścienie

Rozdział trzynasty. Co się stało z pasem asteroid?

Pas asteroid dzisiaj

Zmielone w zderzeniach?

Opustoszały przez grawitację?

Rodziny asteroid

Problem brakującego płaszcza

Asteroidy jako światy

Rozdział czternasty. Na krańcach układu słonecznego

Skąd pochodzą komety?

Centaury

Spoglądając poza neptuna

Pas kuipera

Sedna

Natura ciał transneptunowych

Gdzie podziały się wszystkie plutony?

Model nicejski

Rozdział piętnasty. Epilog: paradygmaty, problemy, przewidywania

Paradygmat: ewolucja układu słonecznego w pigułce

Nierozwiązane zagadki

Przemierzając układ słoneczny w poszukiwaniu odpowiedzi

Inne układy planetarne

Przyszła ewolucja układu słonecznego

Posłowie do wydania z 2017 r.

Poszukiwania nadal trwają

Czy układy planetarne są powszechne?

Tworzenie się planet

Powrót do tematu narodzin księżyca

Małe ciała ujawniają swoje tajemnice

Więcej misji

Słowniczek

Przypisy

PRZEDMOWA

Każdy z nas fascynuje się początkami i pochodzeniem życia na Ziemi. Wszyscy chcielibyśmy wiedzieć, skąd się wzięliśmy, jak wyglądało życie w przeszłości i jak my, ludzie, pasujemy do szerszego planu wszechrzeczy. Kolejne pokolenia na przestrzeni dziejów próbowały odpowiedzieć na te pytania na swój sposób, od legend i mitów opowiadanych przy ognisku, po pieczołowicie spisywane filozoficzno-religijne przekazy. W ciągu ostatnich kilku stuleci coraz bardziej udoskonalane metody naukowe zmieniały nasze pojęcie na temat tych nurtujących nas kwestii, dostarczając narzędzi, dzięki którym po raz pierwszy w historii były możliwe przynajmniej częściowe odpowiedzi na te pytania.

Powstanie, ewolucja i natura Układu Słonecznego – Słońca oraz jego imponującej rodziny planet, księżyców, komet i asteroid – stanowią najważniejszą zagadkę w historii początków gatunku ludzkiego. Wiele cech Układu Słonecznego pełni niezwykle istotną funkcję w podtrzymaniu życia – wśród nich długowieczność i stabilność naszej macierzystej gwiazdy, obecność wody, węgla, azotu oraz innych budulców życia, a także rozmiar i orbita Ziemi, dzięki którym od miliardów lat mamy na naszej planecie klimat idealny dla rozwoju życia. Inne planety także mogły odgrywać pozytywną rolę, dostarczając surowców niezbędnych do powstania życia w dawnej przeszłości i trzymając ciała mogące uderzać w Ziemię z dala od naszej planety. Astronomowie znaleźli niedawno setki innych układów planetarnych i być może wkrótce okaże się, czy ziemiopodobne planety to powszechnie występujące zjawisko, czy też za sprawą szczególnego splotu okoliczności nasza planeta wyłoniła się z nicości jako jedyny w swoim rodzaju, unikalny glob.

Fascynacja przeszłością i rola Układu Słonecznego w ukształtowaniu rodzaju ludzkiego stanowiły główną motywację do napisania tej książki. Naszym celem jest opowiedzieć o początkach Układu Słonecznego z naukowego punktu widzenia oraz opisać niektóre najważniejsze wydarzenia z jego historii. W naszej opowieści prześledzimy także, jak w dążeniu do zrozumienia naszego układu planet w całej jego okazałości naukowcy wytrwale składali kolejne skrawki i odcinki tworzące tę opowieść oraz jakich narzędzi używali.

W naszych poszukiwaniach odbędziemy daleką podróż w czasie, do pierwszych chwil istnienia Wszechświata, i zbadamy najwcześniejsze początki Układu Słonecznego wyłaniającego się z niezwykle wątłej materii unoszącej się między gwiazdami. Spojrzymy na mgławicę słoneczną – obłok gazu i pyłu otaczający młode Słońce, który stanowił wylęgarnię, a potem przytulny żłobek dla planet. Opiszemy procesy powstawania każdej z planet i innych obiektów Układu Słonecznego, wyjaśnimy także, jak to się stało, że są one tak różne od siebie.

Postęp naukowy wciąż przyspiesza, a w ostatnich dwóch dekadach byliśmy świadkami bezprecedensowej serii odkryć i przełomów w nauce. Nasza wiedza wciąż nie jest pełna, a niektóre dzisiaj obowiązujące teorie naukowe mogą jutro odejść w niebyt. Nauka ma jednak swój konkretny kierunek, a kolejne odkrycia opierają się na badaniach i osiągnięciach poprzednich pokoleń, stanowiąc zazwyczaj ich uzupełnienie. Nawet jeśli wydarzy się rewolucja w nauce, prawie nigdy nie prowadzi ona do całkowitego obalenia istniejących teorii, a jej filary opierają się na wcześniej położonych fundamentach. W obliczu kolejnych fascynujących odkryć warto przyjrzeć się temu, co już wiemy, i nawet jeśli niektóre szczegóły zmienią się w najbliższej przyszłości, mamy powody sądzić, że wiele kluczowych pojęć i koncepcji zawartych w tej książce przetrwa próbę czasu.

Naszym zamiarem było napisanie książki dla przeciętnych czytelników, mających podstawową wiedzę na temat odkryć w dziedzinie astronomii, szczególnie tych dotyczących Układu Słonecznego i jego początków. Dlatego staramy się unikać specjalistycznego żargonu i terminologii, umieszczając trudniejsze do zrozumienia pojęcia w słowniczku na końcu książki. Wzięliśmy sobie do serca zasadę, że każde równanie w książce popularnonaukowej zdecydowanie więcej czytelników zniechęci, niż przyciągnie.

Podczas zbierania danych i pisania tej książki otrzymaliśmy ogromną pomoc i wsparcie ze strony wielu innych osób. Bezcenny wkład do naszej publikacji wnieśli: Conel Alexander, Erik Asphaug, Lindsey Chambers, Mike Edmunds, David Jewitt, Stella Kafka, Lee Macdonald, Simon Mitton, Derek Ward-Thompson, Iwan Williams – i to im należą się szczególne podziękowania. Chcemy także podziękować Ingrid Gnerlich z Princeton University Press za jej wsparcie, zachętę oraz cierpliwość.

ROZDZIAŁ PIERWSZY

KOSMICZNA ARCHEOLOGIA

FASCYNACJA PRZESZŁOŚCIĄ

Świątynie w Karnaku na brzegu Nilu są jednymi z najwspanialszych zabytków architektury starożytnego Egiptu. Budowa tego rozległego kompleksu świątynnego rozpoczęła się 3000 lat temu, a przez kolejne tysiąclecie, w czasie panowania 30 faraonów, był on rozbudowywany. Na kamiennych ścianach i kolumnach świątyni można znaleźć inskrypcje z tekstami historycznymi, modlitwami oraz opisami religijnych rytuałów. Obecnie przewodnicy oprowadzający turystów po świątyni objaśniają odwiedzającym znaczenie symboli wyrytych w kamieniu oraz funkcję tego ogromnego kompleksu. Jednakże przez 1500 lat nie było na całym świecie nikogo, kto byłby w stanie rozgryźć znaczenie tych inskrypcji. To sprawiało, że duża część historii starożytnego Egiptu była owiana tajemnicą.

Inskrypcje w Karnaku składają się z hieroglifów – jednego z najstarszych pism na świecie. Starożytni Egipcjanie stosowali to „obrazkowe” pismo w dokumentach zarówno w formalnych, jak i religijnych, lecz jego użycie spadło po tym, jak Egipt stał się prowincją rzymską w 30 r. p.n.e. Kiedy zaś do Egiptu zawitało chrześcijaństwo w 4. stuleciu naszej ery, hieroglify odeszły w niepamięć. Przez kolejne wieki uczeni łamali sobie głowy nad ich znaczeniem, jednak przez bardzo długi czas żaden z nich nie zdołał ich rozszyfrować.

Pewnego dnia 1799 r. francuski żołnierz armii napoleońskiej odkrył szarą kamienną płytę wbudowaną w ścianę fortu w pobliżu egipskiego miasta Rashid (Rosetta). Płyta pokryta była przekazami religijnymi spisanymi w trzech językach: starożytnej grece, hieroglifach oraz pismem demotycznym, późniejszą wersją pisma egipskiego. Badacze szybko przetłumaczyli grecką i demotyczną wersję, po czym zdali sobie sprawę, że we wszystkich trzech językach została spisana ta sama treść. Choć spory kawał kamienia z Rosetty był odłamany i tylko 14 wersów hieroglifów było widocznych, ta ilość tekstu okazała się wystarczająca. Żmudne porównywanie napisów oraz nieco detektywistycznej pracy zaowocowało rozszyfrowaniem hieroglifów pierwszy raz w trwającej ponad 1500 lat historii wysiłków odczytania tego tajemniczego pisma. Kamień z Rosetty stał się kluczem, dzięki któremu udało się odsłonić bezcenną skarbnicę informacji na temat starożytnego Egiptu i jego mieszkańców.

Historia kamienia z Rosetty to doskonały przykład na to, jak z drobnych kawałków można czasem ułożyć ludzkie historie, badając rzadkie artefakty, które przetrwały próbę czasu. Od czasu do czasu całkiem przypadkowo natrafiamy na dowody przeszłości, które od dawien dawna czekały na odkrycie, jak kamienna płyta z Karnaku. Znacznie częściej przeszłość pogrzebana jest głęboko pod ruinami dawnych cywilizacji, nagromadzonych w ciągu wielu stuleci, jak legendarna Troja na terenie dzisiejszej Turcji. Daleka przeszłość niejednokrotnie ukrywa się w najbardziej nieoczekiwanych miejscach, jak informacje zapisane w naszym kodzie genetycznym. Wydobywanie tych danych z tak różnorodnej gamy źródeł i pojmowanie ich znaczenia to niełatwe zadanie. Kilka stuleci zajęło opracowanie narzędzi i technik, które współczesnym naukowcom umożliwiają interpretowanie wskazówek podsuwanych przez przeszłość, i układanie ich w spójną opowieść dotyczącą historii ludzkiego istnienia. Aby mógł zaistnieć przełom w archeologii lub jakiejkolwiek innej dziedzinie nauki, niejednokrotnie trzeba bardzo długo czekać na przypadkowe odkrycie, takie jak kamień z Rosetty, opracowanie nowych technologii albo pojawienie się badacza o nadzwyczajnej dociekliwości. Mimo wielu trudności naukowcy nie ustają w wysiłkach w dążeniu do wiedzy o naszych początkach, realizując naturalne ludzkie pragnienie zgłębiania wciąż niewyjaśnionych tajemnic.

Naukowcy badający historię Układu Słonecznego bardzo przypominają archeologów przesiewających piaski egipskiej pustyni. W swoich poszukiwaniach używają innych narzędzi i metod, ale i jedni, i drudzy dążą do zgromadzenia jak największych ilości informacji z cennych reliktów przeszłości oraz połączenia ich z danymi wydedukowanymi z naszego aktualnego otoczenia. Odległości i skale czasowe mogą się różnić, ale fundamentalne pytania pozostają takie same. Skąd pochodzimy? Jak się tutaj znaleźliśmy? Jaki był świat w przeszłości? Rozszyfrowanie historii Układu Słonecznego to archeologia na ogromną skalę. Aby wielka ludzka społeczność mogła się rozwinąć do dzisiejszej postaci, nasz gatunek musiał ewoluować od najbardziej pierwotnych przodków. Aby to było możliwe, pierwsze, najbardziej prymitywne formy życia musiały powstać na nadającej się do zamieszkania planecie krążącej wokół długowiecznej gwiazdy. No i oczywiście aby mogło narodzić się życie na Ziemi, najpierw musiał się uformować układ planet zrodzony z kosmicznej pustki. Długa historia kolejnych przeobrażeń naszego miejsca we Wszechświecie oraz naukowe poszukiwania służące ułożeniu tej historii w spójną całość są tematem tej książki.

OBJAŚNIANIE UKŁADU SŁONECZNEGO

Rzućmy okiem na Układ Słoneczny, jaki znamy dzisiaj. Zdecydowanie dominującym elementem jest tutaj Słońce, stanowiące 99,8% masy całego układu. W porównaniu z jakąkolwiek planetą Słońce jest ogromne: jego średnica wynosi około 1,4 miliona km, 109 razy więcej niż średnica Ziemi. Słońce to zwyczajna i zarazem niezwyczajna gwiazda – jest bowiem jaśniejsze i bardziej masywne niż 90% gwiazd naszej galaktyki. Osiągnęło już swój wiek średni: istnieje już od 5 miliardów lat, a naukowcy szacują, że paliwa wystarczy mu na drugie tyle. Poza tym w zasadzie nie wykazuje zbyt wielu cech szczególnych: nie jest gwiazdą zmienną, nie ma nietypowego składu chemicznego, jego pole magnetyczne nie jest tak potężne, jak w przypadku jego bardziej egzotycznych odpowiedników. Z punktu widzenia życia na Ziemi to dobra wiadomość – stabilna i przewidywalna gwiazda zapewnia środowisko sprzyjające rozwojowi i podtrzymaniu różnorodnych form życia.

Średnia gęstość Słońca jest podobna do gęstości wody, lecz składa się ono w przeważającej mierze z lżejszej materii – wodoru i helu – ściskanej za sprawą grawitacji własnej gwiazdy. Te dwa pierwiastki stanowią 98% składu chemicznego Słońca, pozostałe 2% to inne pierwiastki. Taki skład chemiczny jest zresztą typowy dla większości gwiazd. Podobnie jak inne gwiazdy, Słońce składa się z gorącej plazmy – zjonizowanej materii, w której znaczna część cząstek jest naładowana elektrycznie i która osiąga temperatury milionów stopni Celsjusza we wnętrzu gwiazdy. Reakcje jądrowe zachodzące we wnętrzu Słońca są stałym źródłem energii, uwalnianej na zewnątrz jako ciepło i światło docierające do Ziemi i innych planet Układu Słonecznego.

Ogromna masa Słońca oznacza, że jego grawitacja determinuje ruch planet i wszystkich innych ciał niebieskich w Układzie Słonecznym. W dużym przybliżeniu Słońce znajduje się w centrum naszego układu planet, które wraz z miliardami innych obiektów wchodzących w jego skład krążą wokół Słońca. Jest dość zdumiewające, że nasza macierzysta gwiazda stanowi zaledwie 2% momentu pędu całego Układu Słonecznego. Słońce obraca się wokół własnej osi dość wolno – każdy obrót zajmuje około miesiąc, mimo że ze względu na jego budowę różne warstwy rotują z różnymi prędkościami. Znaczna część energii rotacyjnej Układu Słonecznego przenoszona jest przez planety krążące wokół Słońca. Ten fakt od wielu lat stanowi zagadkę dla naukowców i wpływa na teorie dotyczące powstania Układu Słonecznego, jak zobaczymy w rozdziale 3.

Ryc. 1.1. Struktura Układu Słonecznego. Rozmieszczenie orbit planet jest ukazane w przybliżonej skali

Wokół Słońca krąży osiem planet. Podążają one po eliptycznych orbitach, wszystkie w tym samym kierunku – przeciwnym do kierunku ruchu wskazówek zegara z perspektywy północnego bieguna Słońca. Orbity planet leżą niemal w tej samej płaszczyźnie, niczym obręcze rozłożone jedna obok drugiej, i skierowane ku wspólnemu środkowi na powierzchni stołu. Z wyjątkiem Merkurego i Marsa orbity planet naszego układu są prawie koliste. Merkury i Mars biegną dookoła Słońca po bardziej wydłużonych orbitach – mówimy, że są to orbity ekscentryczne. Ekscentryczność orbity Marsa była niezwykle ważną wskazówką, pomocną dla wczesnych astronomów w zrozumieniu charakterystyki ruchów wszystkich planet – więcej o tym przeczytacie w rozdziale 2.

Przydatną miarą odległości w Układzie Słonecznym jest jednostka astronomiczna, w skrócie określana jako AU (po polsku j.a.). Jest to średnia odległość między Ziemią a Słońcem, wynosząca z grubsza 150 milionów km. Królestwo ośmiu planet Układu Słonecznego rozciąga się na przestrzeni 30 j.a. od Słońca. Obszar ten podzielony jest na dwie części. Cztery planety wewnętrzne (w tym Ziemia) krążą wokół Słońca w obrębie 2 j.a. Te niewielkie ciała niebieskie nazywane są planetami ziemiopodobnymi, ponieważ mają twardą powierzchnię, a ich budowa i skład są podobne do ziemskich.

Orbity czterech planet zewnętrznych są zdecydowanie bardziej oddalone od siebie, między 5 a 30 j.a. od Słońca. To istne olbrzymy w porównaniu z planetami skalistymi. Największy z nich, Jowisz, ma masę ponad 300 razy większą niż Ziemia. W odróżnieniu od swoich skalistych kuzynek zewnętrzne olbrzymy mają gazową i płynną budowę, bez twardej powierzchni.

Gazowe olbrzymy mają także imponującą liczbę pierścieni i krążących wokół nich księżyców. Najbardziej spektakularne, należące do Saturna pierścienie składają się z niezliczonych odłamków niemal czystego lodu wodnego, o różnych rozmiarach, począwszy do maleńkich drobin po kilkumetrowe lodowe struktury. Pierścienie Jowisza, Urana i Neptuna są znacznie ciemniejsze i mniej obszerne. Jak dotąd astronomowie wypatrzyli aż 168 księżyców krążących wokół czterech olbrzymów, choć jest niemal pewne, że jest ich więcej i kolejne czekają na odkrycie. Pod tym względem planety skaliste wypadają bardzo blado, mają raptem trzy naturalne satelity, w tym nasz Księżyc i dwa drobne satelity Marsa – Fobosa i Deimosa. Żadna z planet wewnętrznych nie ma pierścieni.

Zanim przejdziemy do asteroid, komet i innych ciał niebieskich wchodzących w skład Układu Słonecznego, musimy poświęcić chwilę na sposoby, z których korzystają astronomowie, klasyfikując ciała niebieskie. Kryteria klasyfikacji dotyczą kształtów (kuliste lub nieregularne), budowy i składu (skaliste lub lodowe), wyglądu ciała obserwowanego przez teleskop (rozmyty i niewyraźny jak kometa lub pojedynczy punkt światła), rodzaju orbity. W odniesieniu do planet w powszechnym mniemaniu to rozmiar jest tym najważniejszym czynnikiem podlegającym klasyfikacji: planeta to ciało niebieskie mniejsze niż gwiazda, lecz większe niż inne obiekty w kosmosie. Ważną kwestią w tym przypadku jest jednak to, jak duże musi być ciało niebieskie, by można je było nazwać planetą.

Tabela 1.1. Wybrane właściwości planet

Planeta

Średnia odległość od Słońca (j.a.)

Minimalna odległość od Słońca (j.a.)

Maksymalna odległość od Słońca (j.a.)

Nachylenie orbity (w stopniach)

Masa w stosunku do masy Ziemi

Promień w stosunku do promienia Ziemi

Merkury

0,39

0,31

0,47

7,0

0,06

0,38

Wenus

0,72

0,71

0,73

3,4

0,82

0,95

Ziemia

1,00

0,98

1,02

0,0

1,00

1,00

Mars

1,52

1,38

1,66

1,9

0,11

0,53

Jowisz

5,20

4,95

5,45

1,3

318,00

11,20

Saturn

9,58

9,04

10,12

2,5

95,00

9,40

Uran

19,23

18,38

20,08

0,8

15,00

4,00

Neptun

30,10

29,77

30,43

1,8

17,00

3,90

j.a. – jednostki astronomiczne

Wokół naszego Słońca krążą miliardy obiektów, począwszy od drobin pyłu o mikroskopijnych rozmiarach, na ogromnym Jowiszu (o średnicy 11 razy większej od średnicy Ziemi) skończywszy. Wszelkie klasyfikacje mogą więc nastręczać niemałych kłopotów: najwyraźniej natura nic sobie nie robi z ludzkiej skłonności do przydzielania różnych obiektów do konkretnych przegródek. W dużym stopniu linia podziału między planetą a mniejszym ciałem jest uznaniowa, podobnie jak w przypadku rozróżnienia między rzeką a strumieniem.

Wedle obecnie panującej konwencji Układ Słoneczny zawiera osiem planet. Pluton, który dawniej także należał do tego klubu, całkiem niedawno utracił status pełnoprawnej planety i został przez astronomów przesunięty do innej kategorii obiektów. Nie wszystkim ta decyzja się spodobała, a status Plutona wciąż jest tematem dyskusji. Z nadzwyczajną wręcz zdolnością przewidywania zdarzeń astronom Charles Kowal podjął temat zdefiniowania planety w swojej książce o asteroidach już w 1988 r. Największa znana asteroida, Ceres, ma średnicę 952 km, podczas gdy Pluton – uznawany jeszcze wówczas za planetę – ma średnicę nieco powyżej 2300 km. „Co się stanie, jeśli znajdziemy obiekt o średnicy 1500 km?” – zastanawiał się Kowal. „Czy taki obiekt zostanie nazwany asteroidą czy planetą? Możecie być pewni, że astronomowie nie odpowiedzą na to pytanie dopóki nie zostaną do tego przymuszeni!”. Jak się później okazało, pisząc te słowa, Kowal miał całkowitą rację.

Dzień sądu nadszedł w 2003 r., kiedy astronomowie odkryli cztery duże ciała niebieskie krążące za Neptunem. Trzy z nich – Makemake, Haumea i Sedna – mają średnice wynoszące około 1500 km. Czwarty z odkrytych obiektów, Eris, ma rozmiar mniej więcej taki sam jak Pluton, lecz o 27% większą masę. Jeśli Pluton był planetą, wówczas także Eris należało do tej kategorii zaliczyć. Tu pojawiły się kolejne pytania: czy pozostałe trzy nowo odkryte obiekty również powinny zostać sklasyfikowane jako planety? Co się stanie, jeśli wkrótce zostaną odkryte kolejne duże ciała? Czy w Układzie Słonecznym będziemy wkrótce mieć 20, 50 lub nawet 1000 planet? Niedługo potem, w 2006 r., Międzynarodowa Unia Astronomiczna (ang. International Astronomical Union; fr. Union Astronomique Internationale, IAU/UAI/MUA) podjęła kontrowersyjną decyzję o stworzeniu nowej klasy obiektów kosmicznych o nazwie „planeta karłowata”, a Pluton, Eris i Ceres zostały pierwszymi ciałami niebieskimi zaliczonymi do tej kategorii. Pluton, do niedawna pełnoprawna planeta, został relegowany do grupy planetek i otrzymał numer 124340. W ten sposób liczba planet zmniejszyła się do ośmiu.

Od 2012 r. tylko pięć nowych obiektów pojawiło się na liście planet karłowatych. Tysiące znanych astronomom ciał niebieskich wciąż nie zostało sklasyfikowanych jako planety, planety karłowate czy księżyce. Według MUA są to „małe obiekty Układu Słonecznego”, do których zaliczają się „komety” – zamrożone bryły ukazujące się czasem z charakterystycznym warkoczem oraz „planetoidy” – skaliste obiekty, które obserwowane z Ziemi zawsze wyglądają jak punkty światła. Termin „planetoida” nie jest powszechnie używany, znacznie częściej takie małe skaliste ciała określane są jako „asteroidy”.

Największy pas asteroid znajduje się pomiędzy planetami wewnętrznymi a olbrzymami (orbitami Marsa i Jowisza). Astronomowie odkryli ich dotąd ponad 300 000, większość z nich między 2,1 i 3,3 j.a. od Słońca. Kolejne setki odkrywane są w każdym miesiącu. Fotografie wykonane w dużym zbliżeniu ukazują obiekty całkowicie różne od planet: ich kształty są często podłużne i nieregularne, a powierzchnie pokryte graniami, głazami i kraterami. Pomimo ich ogromnej liczby stanowią zdumiewająco niewielką w skali kosmicznej masę. Gdyby połączyć wszystkie znane asteroidy w jeden obiekt, byłby on mniejszy niż nasz Księżyc.

Choć przeważająca większość asteroid krąży wokół Słońca między orbitami Marsa i Jowisza, znane są także takie, które zapuszczają się w inne rejony Układu Słonecznego. Asteroida Eros przecina orbitę Marsa i co jakiś czas znacznie zbliża się do Ziemi – w 1931 r. znalazła się w odległości 23 milionów km od naszej planety, co stanowi około połowy minimalnej odległości do Wenus. Asteroida Hidalgo porusza się po bardzo eliptycznej orbicie, która wynosi ją daleko poza Saturna. Niektóre asteroidy przekraczają nawet orbitę Ziemi i jest niemal pewne, że część z nich prędzej czy później zderzy się z naszą planetą. Dwie duże grupy asteroid, zwanych trojańczykami, mają orbity zbliżone do orbity Jowisza i wędrują wokół Słońca jedna przy drugiej 60º przed planetą lub 60º za nią. Astronomowie wypatrzyli niedawno podobne obiekty dzielące orbity z Marsem i Neptunem.

Na uwagę zasługują także małe ciała niebieskie krążące wokół Słońca tuż za Neptunem. To obszar zwany pasem Kuipera, zajmowany przez Plutona, Eris i setki innych obiektów odkrytych w ciągu ostatnich dwóch dekad. Odkrycia te to zapewne czubek góry lodowej, a pas Kuipera prawdopodobnie zawiera znacznie więcej materii niż główny pas asteroid. Astronomowie zwykle określają ciała niebieskie krążące po orbitach znajdujących się za orbitą Neptuna jako obiekty pasa Kuipera lub obiekty transneptunowe, odróżniając je w ten sposób od asteroid rozumianych jako małe ciała niebieskie znajdujące się w wewnętrznych rejonach Układu Słonecznego.

Co się tyczy komet, zaledwie garstka takich obiektów była widziana z bliska. Komety swoim wyglądem przypominają asteroidy, choć w odróżnieniu od tych drugich zawierają duże ilości lodu i skalnego pyłu. Dopóki kometa nie znajdzie się w pobliżu gwiazdy, pozostaje zamrożoną bryłą. W odległości kilku j.a. od Słońca zaczyna wykazywać aktywność. Ciepło gwiazdy powoduje topnienie i parowanie jej lodowych składników, a to z kolei prowadzi do uformowania się wokół jądra komety gazowej otoczki zwanej komą. Jądro komety wyrzuca w przestrzeń materię tworzącą dwa warkocze kometarne – gazowy i pyłowy – które mogą osiągać długość milionów kilometrów.

Ponieważ asteroidy znajdują się w odległości kilku j.a. od Słońca, astronomowie przez długi czas uważali, że obiekty takie nie zawierają lodu. W 1996 r. asteroida Elst-Pizarro zaskoczyła naukowców, kiedy mijając punkt na swojej orbicie najbardziej zbliżony do Słońca, pojawiła się z ogonem podobnym do warkocza kometarnego (ryc. 1.2). W latach 2001 i 2007 zdarzenie to miało miejsce ponownie. Elst-Pizarro jest obecnie klasyfikowana zarówno jako kometa, jak i asteroida. Taką dwoistą naturę wykazuje kilka innych obiektów znajdujących się w zewnętrznej części pasa asteroid. Ciała te najwyraźniej zawierają niemałe pokłady lodu, który paruje wówczas, gdy temperatura odpowiednio wzrośnie. Lodowe składniki zostały niedawno wykryte na powierzchni Themis, jednej z największych asteroid w głównym pasie. Jest wielce prawdopodobne, że inne asteroidy także zawierają lód w swym wnętrzu, który chroniony jest przed światłem słonecznym dzięki warstwie skalistego pyłu na ich powierzchni. Wydaje się zatem całkiem oczywiste, że granica między asteroidami a kometami nie jest już tak wyraźna, jak dawniej sądzono.

Ryc. 1.2. Kometa Elst-Pizzaro. Korzystając z tego zdjęcia, wykonanego przez Guido Pizarro w Europejskim Obserwatorium Południowym 7 sierpnia 1996 r., oraz kolejnych ujęć wykonanych w tym samym miesiącu, Eric W. Elst mógł zidentyfikować kometę z cienkim warkoczem pyłowym wraz z asteroidą 1979OW7, odkrytą 24 lipca 1979 r., kiedy jeszcze nie miała warkocza (ESO)

Większość komet porusza się po silnie eliptycznych orbitach, docierając do wewnętrznych obszarów Układu Słonecznego z rejonów za Neptunem, a następnie udając się w podróż powrotną. Kilkaset komet utknęło na mniejszych orbitach za sprawą oddziaływania grawitacyjnego Jowisza, przez co rzadko oddalają się one od orbity gazowego olbrzyma. „Komety z rodziny Jowisza” wielokrotnie już okrążyły Słońce, tracąc z czasem sporo ze swojej dawnej świetności. Orbity większości pozostałych komet mają znacznie większe rozmiary – pokonanie pełnego okrążenia wokół Słońca zajmuje im tysiące, a nawet miliony lat. Śledzenie ruchów i położenia tych „długookresowych” obiektów pozwala stwierdzić, że pochodzą one z niezwykle licznej grupy lodowych ciał niebieskich bardzo odległych od Słońca. Ten sferyczny rój komet, znany jako obłok Oorta, znajduje się w odległości od 20 000 do 50 000 j.a. od Słońca, stanowiąc zewnętrzną granicę Układu Słonecznego.

RZECZYWISTE ŚWIATY

Każdy rzetelny scenariusz powstania i ewolucji Układu Słonecznego musi objaśniać zarówno ogólną strukturę naszego układu planet, jak i naturę konkretnych obiektów. Mówimy tutaj zarówno o cechach widocznych, takich jak kratery na powierzchni naszego Księżyca, jak i tych ukrytych głęboko we wnętrzach planet. Przez wiele stuleci badacze nieba dysponowali niezwykle ubogimi danymi obserwacyjnymi, na których mogli opierać swoje teorie. Większość ciał niebieskich Układu Słonecznego obserwowana przez dawne teleskopy wyglądała jak maleńkie kółka lub punkty światła. Jednak nawet najlepsze współczesne teleskopy naziemne nie będą w stanie wychwycić tak dokładnych obrazów i danych, jakie zbierają satelity orbitujące poza ziemską atmosferą.

Nastanie ery kosmicznej było radykalnym punktem zwrotnym w obserwacjach Układu Słonecznego. Astronauci z misji Apollo postawili stopę na Księżycu i przywieźli ze sobą 382 kg księżycowych kamieni, uruchamiając w ten sposób całkowicie nowe badania nad najbliższym sąsiadem Ziemi. Misje kosmiczne zmieniły rozmazane, niewyraźne obrazy i maleńkie punkty światła w rzeczywiste światy – od tej chwili można je było naukowo zbadać i sporządzić ich dokładne mapy, dostarczając licznych fascynujących danych.

Misja Mariner 4 na Marsa jest dowodem na to, że jeśli chodzi o eksplorację kosmosu, nic nie może się równać z odwiedzeniem Czerwonego Globu. Sonda Mariner 4 z kamerą telewizyjną i kilkoma przyrządami naukowymi na pokładzie została wystrzelona z przylądka Canaveral na Florydzie w listopadzie 1964 r. Gdyby wszystko potoczyło się pomyślnie, Mariner 4 po raz pierwszy w historii miał wykonać zdjęcia z bliska i sporządzić serię pomiarów ciała niebieskiego innego niż Ziemia i Księżyc. Sześć poprzednich prób dotarcia do Marsa, podejmowanych zarówno przez USA, jak i ZSRR, spaliło na panewce, włącznie z misją Mariner 3, poprzedniczką Marinera 4. Wszyscy zastanawiali się, czy Mariner 4 podzieli los poprzednich misji.

Kiedy Mariner 4 zbliżył się do Marsa w lipcu 1965 r., jego postępy z zapałem śledzili zarówno naukowcy, jak i zwykli obserwatorzy. Mars był wówczas jedyną planetą skalistą, której powierzchnia była obserwowana przez astronomów z Ziemi, jednak bardzo niewyraźne obrazy dostarczane przez teleskopy były źródłem rozczarowań i niedosytu. Astronomowie wiedzieli już, że na Marsie są polarne czapy lodowe, takie jak na Ziemi, jak również ciemne i jasne obszary na powierzchni planety. Dużo więcej niestety nie dało się jednak zobaczyć z tak dużej odległości. Wiele osób zakładało, że Mars okaże się zimniejszą, miniaturową wersją naszego świata. I choć przypuszczenia Percivala Lowella, który pod koniec XIX w. wyobrażał sobie cywilizację Marsjan budujących sieci kanałów przecinających powierzchnię Czerwonej Planety, od dawna nie były już brane pod uwagę, istnienie pewnych form życia, szczególnie roślinności, było na poważnie rozważane. Perspektywa znalezienia życia poza Ziemią była głównym motorem kiełkującego właśnie programu badań planetarnych NASA oraz ważnym czynnikiem poparcia dla tych badań zarówno ze strony polityków, jak i opinii publicznej.

Mariner 4 przeleciał obok Marsa 14 i 15 lipca 1965 r., w odległości zaledwie 9846 km nad jego powierzchnią. Zainstalowana na pokładzie kamera uchwyciła 22 niewyraźne czarno-białe ujęcia, które następnie zostały przesłane do nadajników na Ziemi. Nagrane nad powierzchnią Marsa obrazy przedstawiały zaledwie 1% jego powierzchni, ale ich efekt był oszałamiający. Jeden z ówczesnych dziennikarzy stwierdził, że „od czasu, gdy Galileusz skierował swój teleskop na Księżyc, nie było odkrycia, które mogłoby się temu równać”.

Ryc. 1.3. Jedno ze zdjęć Marsa wykonane przez sondę Mariner 4 w lipcu 1965 r. Na zdjęciu widać nieco niewyraźny krater o średnicy 151 km, który otrzymał nazwę Mariner (NASA/JPL)

Fantastyczne wyobrażenia bliźniaczo podobnego do Ziemi Marsa, jakie kształtowały się w powszechnej świadomości przez stulecie, zostały ostatecznie pogrążone w ciągu jednego dnia wraz z nadejściem nagrań z Marinera. Prawdziwy Mars odsłonił przed nami nieprzyjazny, pełen kraterów teren, który bardziej przypominał krajobraz księżycowy niż naszą Błękitną Planetę (ryc. 1.3), a pomiary wykonane przez Marinera dodały do tego obrazu kolejne niewesołe informacje. Okazało się, że temperatura na powierzchni Czerwonej Planety wynosi -100ºC, a ciśnienie atmosferyczne stanowi mniej niż 0,001 tego na Ziemi. Choć niedługo potem wyszło na jaw, że pokryty kraterami teren dostrzeżony przez Marinera nie charakteryzuje Marsa jako całości, oczekiwania i nadzieje na znalezienie życia poza naszą planetą trzeba było, przynajmniej na jakiś czas, porzucić. To jednak nie oznaczało, że skończyły się powody, by zaglądać jeszcze dalej w głąb kosmosu. Jeśli Mars był nas w stanie tak zaskoczyć, jakie niespodzianki mogą zgotować inne planety i księżyce?

W chwili, gdy powstawała ta książka, w 2012 r., misje kosmiczne zdążyły dotrzeć do każdej planety w Układzie Słonecznym. Przebywające w kosmosie od kilkudziesięciu lat satelity sporządziły mapy i dokładnie zbadały Wenus, Marsa i Księżyc, a także Jowisza i Saturna z ich pierścieniami i nadzwyczaj licznymi księżycami. Sonda Messenger weszła na orbitę Merkurego w 2011 r., by wykonać podobne badania planety znajdującej się najbliżej Słońca. Sondy i łaziki lądowały na powierzchni Wenus, Marsa i Tytana, największego księżyca Saturna, wysyłając na Ziemię liczne zdjęcia i zebrane dane na temat ich powierzchni. Astronauci, którzy lądowali na Księżycu, przywozili ze sobą próbki ze Srebrnego Globu. Sondy dotarły także do kilku asteroid i komet, a sonda New Horizons, która właśnie zmierza do pasa Kuipera, minie Plutona w 2015 r.[1] Wszystkie te misje, wraz z obserwacjami prowadzonymi za pomocą teleskopu Hubble’a i teleskopów naziemnych najnowszej generacji, pozwoliły naukowcom, po raz pierwszy w historii i na niebywałą skalę, porównać budowę i pochodzenie planet oraz innych ciał niebieskich wypełniających Układ Słoneczny.

COFAJĄC WSKAZÓWKI ZEGARA

Dzisiaj wiemy, że każdy obiekt w Układzie Słonecznym ma swoją unikalną tożsamość, która odzwierciedla historię jego powstania i ewolucji. Dzieje kosmosu są mocno wyryte na powierzchniach ciał niebieskich: w ich składzie chemicznym, budowie i właściwościach fizycznych, a także kształtach i rozmiarach orbit, po których się poruszają. Interpretowanie tych wskazówek oraz układanie ich w opowieść o pochodzeniu naszego układu planet wymaga wnikliwej pracy detektywistycznej, angażującej przeróżne dyscypliny naukowe, w tym fizykę, chemię, geologię i astronomię. Kilka wciąż powtarzających się naukowych zasad i technik stanowi istotę tego procesu, dlatego poświęcimy im chwilę uwagi, zanim przejdziemy do naszej głównej opowieści.

Jednym z powracających motywów jest efekt ocieplania i ochładzania. Wszyscy wiemy, że żywe organizmy wykazują wysoką wrażliwość na zmiany temperatury. Zmiany te nie są obojętne także dla materii, z której zbudowane są planety. Wyobraźmy sobie skalisty glob rozgrzany wskutek zderzenia z asteroidą lub w wyniku rozkładu substancji radioaktywnych w jego wnętrzu. W miarę jak rośnie temperatura planety, jej skalista materia nieuchronnie zacznie się topić. Kiedy stopi się wystarczająco duży fragment, budulec o większej gęstości, jak np. żelazo, zacznie opadać do środka, podczas gdy lżejsza materia wypłynie na powierzchnię. Po jakimś czasie, kiedy źródło ciepła zaniknie, planeta ponownie się schłodzi, a jej materia stężeje i ukształtują się nowe formy skalne. Zawartość minerałów w skałach będzie zależeć od temperatury i ciśnienia oraz tempa, w jakim ochładzała się powierzchnia planety. Istotne będzie także to, czy w procesie takich gwałtownych zmian materia planety nie podzieliła się na warstwy. Wszystkie te informacje odciśnięte są w skałach i mogą przetrwać miliardy lat, zanim znajdą się eksperci, którzy będą potrafili odpowiednio je zinterpretować.

Wysyłane przez ludzi sondy zdołały wylądować na zaledwie kilku ciałach niebieskich wchodzących w skład Układu Słonecznego. Obiekty znajdujące się poza naszym układem planet są, póki co, poza zasięgiem. Na szczęście natura dostarcza nam narzędzi pozwalających stwierdzić, z czego dane ciało jest zbudowane, nawet wówczas, gdy możemy je obserwować z bardzo daleka, za pomocą sondy lub naziemnego teleskopu. Światło pochodzące z gwiazd, planet lub jakiegokolwiek ciała, które albo je emituje, albo odbija, można rozszczepić na elementy składowe o różnych barwach. Układ różnokolorowych linii, które wówczas otrzymamy, to tzw. widmo. Typowe widmo gwiazdy zawiera tysiące ciemnych, wąskich linii, spowodowanych pochłanianiem światła przez atomy pierwiastków chemicznych zawartych w atmosferze gwiazdy. W zależności od rodzaju pierwiastka pochłaniane jest światło o różnych długościach fal. Stopień absorpcji jest ściśle powiązany z obfitością danego pierwiastka, a zatem badając widmo i znajdujące się w nim linie absorpcyjne, można określić nie tylko rodzaje, lecz także proporcje pierwiastków tworzących skład chemiczny gwiazdy. Widma planet i asteroid są trudniejsze do zinterpretowania, ponieważ zawierają cząsteczki i minerały, które znacznie silniej pochłaniają światło niż atomy pierwiastków zawartych w gwiazdach. Mimo to wciąż możemy całkiem sporo wydedukować na temat ich budowy, badając ich widma. Podobne badania można zastosować także w przypadku podczerwieni.

W naszej opowieści znaczącą rolę odgrywa także promieniotwórczość. Naturalnie występujące pierwiastki promieniotwórcze to niewiarygodnie użyteczne narzędzia badania przeszłości za sprawą czegoś, co można by nazwać ich własnymi czasomierzami. Substancja promieniotwórcza, będąca składnikiem pojedynczego minerału, organizmu żywego bądź Układu Słonecznego jako całości, zachowuje się tak, jakby tuż obok ktoś uruchomił stoper. Ilość promieniotwórczości maleje według przewidywalnego schematu, obniżając się o połowę w ściśle określonych odstępach czasu, zwanych okresami połowicznego rozpadu, charakterystycznych i unikalnych dla poszczególnych rodzajów promieniotwórczej materii. Po dwóch okresach pozostaje jedna czwarta pierwotnej ilości materii, jedna ósma po trzech okresach itd.

Kiedy promieniotwórczy pierwiastek ulega rozpadowi, zwykle zamienia się w inny pierwiastek, o całkiem odmiennych właściwościach fizycznych i chemicznych. To z kolei pozwala na dokładne określenie procesu rozpadu. Sprawdzając ilość pozostałego materiału i jego rozłożenie w strukturze danego obiektu, naukowcy mogą stwierdzić, kiedy dany obiekt powstał. (Jak można to osiągnąć, zobaczymy w rozdziale 4). Nawet wówczas, gdy radioaktywność ustała, rozmieszczenie produktów powstałych w wyniku rozpadu może sporo powiedzieć o dawnej przeszłości danego obiektu. Technika ta, zwana datowaniem izotopowym, sprawdza się na dowolnej skali czasowej, począwszy od kilku stuleci, do okresów obejmujących miliardy lat, oczywiście jeśli tylko promieniotwórczy pierwiastek z odpowiednim okresem połowicznego rozpadu znajduje się w badanej próbce. Datowanie izotopowe jest tak samo użyteczne dla archeologów studiujących wnętrze drewnianego sarkofagu ze starożytnego Egiptu, jak dla badaczy przeszłości i pochodzenia Układu Słonecznego mierzących wiek odłamków skalnych zebranych na Księżycu.

By zrekonstruować przeszłość, naukowcy korzystają także z narzędzia zwanego modelowaniem numerycznym. Chcielibyśmy cofnąć czas i zobaczyć Układ Słoneczny w momencie, kiedy dopiero się formował i ewoluował do stanu, jaki znamy dzisiaj. Jest to oczywiście niemożliwe, lecz pewną namiastką takiej podróży w czasie może być model komputerowy – rodzaj wirtualnej rzeczywistości symulującej cały Układ Słoneczny bądź jego wybrane części. Model taki składa się z zestawu równań matematycznych obejmujących znane prawa fizyki i właściwości materii zbadanej laboratoryjnie wraz ze zdjęciem wykonanym w określonym czasie.

Jednym z najprostszych matematycznych modeli tego typu może być prawo powszechnego ciążenia Newtona. Dodajmy do niego położenia, prędkości i kierunki ruchu planet, a następnie zadajmy pytanie, jak te planety będą się przemieszczać za kolejne 100 lat. Bardziej skomplikowane modele mogłyby zawierać informacje o zderzeniach obiektów oraz obliczenia zmian ich temperatury i składu chemicznego zachodzących z upływem czasu. Takie metody badań pomogły zrewolucjonizować nasze myślenie na temat powstania i ewolucji Układu Słonecznego, umożliwiając naukowcom przetestowanie i dopracowanie skomplikowanych teorii w stopniu nieosiągalnym przy użyciu mniej zaawansowanych metod. Komputerowe modele są szczególnie przydatne w badaniu zjawisk, których nie da się analizować w laboratorium, takich jak zderzenia dwóch ciał niebieskich o bardzo dużych rozmiarach czy przeobrażenia materii na przestrzeni milionów lat. Modele są jednakże tak dobre, jak dane, które w nie wprowadzamy – mogą pomóc w zrozumieniu informacji pozyskiwanych przez obserwacje i doświadczenia, lecz nie są w stanie ich zastąpić. Wciąż daleka droga dzieli nas od chwili, gdy będziemy w stanie zaprogramować komputery tak, by to one mówiły nam, co wydarzyło się w przeszłości.

Astronomowie mogą cofać wskazówki zegara także dzięki obserwacjom innych gwiazd i układów planetarnych, które powstały znacznie później niż Układ Słoneczny. I choć nie można ich traktować jak dokładnych replik naszego układu planet, to badając młodsze gwiazdy i obiegające je planety na różnych etapach ich ewolucji, możemy się wiele dowiedzieć na temat powstawania i ewolucji takich układów.

Wiele nowo narodzonych gwiazd otoczonych jest obłokami gazu i pyłu w kształcie dysków, z których powstają planety. Badając wnikliwie rozmiary, budowę oraz skład chemiczny tych dysków, astronomowie układają w całość obraz Układu Słonecznego, takiego, jakim był we wczesnych etapach powstawania i ewolucji. Dzisiaj uczeni mają do dyspozycji także inne, w pełni uformowane układy planetarne, dzięki którym mogą zaglądać w tak daleką przeszłość. W 1992 r. Aleksander Wolszczan i Dale Frail odkryli dwie planety krążące wokół pulsara – obiektu będącego pozostałością po masywnej gwieździe, wirującego wokół własnej osi z ogromną prędkością. Trzy lata później Michel Mayor i Didier Queloz ogłosili odkrycie planety obiegającej podobną do Słońca gwiazdę (51 Pegasi). Do drugiej połowy 2012 r. liczba gwiazd, o których wiadomo było, że towarzyszą im krążące wokół nich planety, przekroczyła 500. Układy dwóch lub więcej planet wykryte zostały przy ponad 60 z tych gwiazd. Całkowita liczba potwierdzonych egzoplanet wynosiła już wówczas przeszło 800 i wciąż gwałtownie rosła. Teleskop Keplera dotychczas zidentyfikował już ponad 2000 gwiazd, którym wedle wszelkiego prawdopodobieństwa towarzyszą planety, a uczeni wciąż pracują nad potwierdzeniem lub ewentualnym odrzuceniem obiektów „kandydujących” do tego miana.

Znaczna liczba odkrytych planet pozasłonecznych to albo gazowe olbrzymy w rodzaju Jowisza, albo planety, które znajdują się zbyt blisko macierzystej gwiazdy, by możliwe było powstanie na nich jakichkolwiek form życia. Zależność taka nie jest przypadkowa: proces wykrywania egzoplanet opóźnia wciąż jeszcze ograniczony zasób technik obserwacyjnych dostępnych astronomom, więc planety o bardzo dużych rozmiarach oraz takie, które krążą bardzo blisko gwiazd, po prostu najłatwiej wykryć. Ten obraz jednak szybko się zmienia wraz z postępem technologii, a uczeni zaczynają dostrzegać także planety podobne do Ziemi nie tylko pod względem gabarytów, lecz także innych właściwości.

Dzięki odkryciu planet pozasłonecznych naukowcy nie muszą już ograniczać się w swoich badaniach do jednego układu planetarnego, mając do dyspozycji setki innych do wyboru. Charakterystyka innych niż nasz układów planet może rzucać światło na proces formowania się i ewolucji Układu Słonecznego. Wiemy na przykład, że jest mało prawdopodobne, by planety krążące bardzo blisko swoich gwiazd powstały w miejscu, w którym znajdują się dzisiaj. Nie ma wątpliwości, że planety mogą migrować bardzo daleko poza miejsce swoich narodzin. Jak zobaczymy w rozdziałach 9 i 14, badacze analizują obecnie, czy także planety Układu Słonecznego przemieszczały się na znaczne odległości zaraz po tym, jak się uformowały.

SKŁADANIE ELEMENTÓW UKŁADANKI

Wydaje się całkiem logiczne, że im więcej wiemy o Układzie Słonecznym i innych układach planetarnych, dotarcie do prawdy o ich początkach powinno być łatwiejsze. W pewnym sensie tak właśnie jest. Kiedy wiemy niewiele, nie mamy sposobu obalenia prostych i wiarygodnie brzmiących idei oraz teorii, które w rzeczywistości są fałszywe. Dawno temu wydawało się przecież całkiem przekonujące i zgodne ze zdrowym rozsądkiem, że Ziemia jest nieruchoma, a Słońce, inne planety oraz gwiazdy krążą wokół niej. W miarę jak pozyskujemy więcej sprawdzonych danych, odrzucamy teorie, które nie zgadzają się z obserwacjami. Kolejne odkrycia zmusiły naszych przodków do zaakceptowania faktu, że Ziemia nie tylko nie leży w centrum Wszechświata, lecz także kręci się wokół własnej osi i gna przez przestworza kosmosu. Bogactwo pozyskanych danych może jednak skomplikować życie uczonym, ponieważ każda nowa teoria musi objaśniać znacznie więcej rzeczy i zjawisk.

W 1796 r. francuski matematyk Pierre Simon de Laplace opracował jeden z pierwszych naukowych scenariuszy powstania Układu Słonecznego (omówimy go dokładniej w rozdziale 3). Laplace oparł swoje badania na kilku znanych mu wówczas faktach, a powstała w ich wyniku „hipoteza mgławicowa” była dość ogólnikowa. Jego osiągniecie polegało raczej na złożeniu w całość tuzina kawałków puzzli z układanki dla półtorarocznego brzdąca. Do dzisiaj naukowcy zebrali już ogromne ilości danych z każdego zakątka Układu Słonecznego, a zrozumienie sensu tych informacji można porównać do dopasowywania do siebie tysięcy maleńkich elementów najtrudniejszej układanki, jaką można sobie wyobrazić. Co więcej, wciąż nie wiemy, czy dysponujemy już wszystkim kawałkami tej układanki – część z nich być może nadal jest poza naszym zasięgiem. Może potrzebujemy kolejnego kamienia z Rosetty, który dostarczyłby nam wyjaśnienia znaczenia licznych obserwacji i pozwolił wreszcie ujrzeć pełną historię wielkiego kosmicznego układu, w którym żyjemy.

Europejska Agencja Kosmiczna najpewniej brała to pod uwagę w 1993 r., kiedy dała zielone światło pierwszej misji kosmicznej mającej okrążyć kometę i posadzić sondę na jej powierzchni. W owym czasie powszechni wierzono, że komety są jak kapsuły czasu – składowiskiem pierwotnej, nieskazitelnie czystej materii, która przetrwała w nienaruszonym stanie wczesne etapy powstawania Układu Słonecznego. Astronomowie planujący misję żywili nadzieję, że dokładne zbadanie komety odsłoni przed nimi wiele tajemnic wczesnego Układu Słonecznego. Ambitna misja otrzymała dumną nazwę Rosetta, tak jak słynny kamień, który okazał się kluczem do rozszyfrowania hieroglifów egipskich.

Rosetta wyruszyła w 10-letnią podróż do komety Czuriumow-Gierasimienko w marcu 2004 r. Kiedy sonda dotrze do celu w 2014 r.[2], koncepcja misji Rosetta będzie sobie liczyła już 20 lat. W międzyczasie część naukowców zdążyła podać w wątpliwość to, czy komety rzeczywiście są tak nieskazitelne, jak sobie dawniej wyobrażano. W 2004 r. sonda Stardust wysłana przez NASA przeleciała tuż obok komety Wild 2, zabierając po drodze cenną próbkę pyłu. Kiedy próbka dotarła na Ziemię i została zbadana, okazało się, że część tej materii została w przeszłości podgrzana do temperatury o gigantycznej wartości 1400ºC. Trzeba było zatem porzucić ideę zmrożonej pierwotnej materii w kometach. Kiedy w 2010 r. sonda Deep Impact odwiedziła kometę Hartley 2, odkryła tam kilka niespodzianek. W odróżnieniu od większości komet Hartley 2 uaktywnia się za sprawą parującego dwutlenku węgla, a nie stopionego lodu. Co jeszcze bardziej zdumiewające, jądro tej komety składa się z dwóch płatów o różnym składzie chemicznym (ryc. 1.4). Wiele wskazuje na to, że obie części uformowały się w różnych odległościach od Słońca, a następnie połączyły w jedno ciało niebieskie.

Ryc. 1.4. Odrzut materii z jądra komety Hartley 2, której długość wynosi ok. 2 km. Zdjęcie zostało wykonane w listopadzie 2010 r. z odległości ok. 700 km przez wysłaną przez NASA sondę Deep Impact po tym, jak została przedłużona jej misja (NASA/JPL-Caltech/UMD)

Wydaje się, że komety, podobnie jak planety, księżyce i asteroidy, to obiekty mające swoją własną unikalną i skomplikowaną historię. Jeśli Rosetta zakończy swoją śmiałą misję, z pewnością wiele się dzięki niej nauczymy. Niestety, pragnienie naukowców rozwikłania tajemnic skrywanych przez Układ Słoneczny za pomocą jednej komety raczej nie ma szans się spełnić.

Naukowe dociekania w naturalny sposób podlegają ciągłym zmianom, w miarę jak dostępne stają się nowe dane i udoskonalane są dotychczasowe teorie. Niemniej proces ten ma konkretny kierunek. Naukowcy podejmujący się roli kosmicznych archeologów są coraz bardziej bliscy zrozumienia przeszłości Układu Słonecznego. Tempo nowych odkryć jest szczególnie szybkie w ostatnich dwóch dekadach. Puzzle wciąż nie zostały do końca ułożone, a kilka elementów być może leży nie tam, gdzie powinno, lecz mamy już na tyle dokładny obraz, by było warto opowiadać tę historię. W następnym rozdziale rozpoczniemy od tego, jak astronomowie zaczęli dostrzegać i doceniać Układ Słoneczny w całej jego różnorodności.

Przypisy

[1] Sonda New Horizons przeszła obok Plutona 14.07.2015 r. – przyp. red.

[2] Rosetta dotarla do komety 6.08.2014 r. – przyp. red.