Fizyka

Referat z Astronomii (planety)

Merkury jest planetą która leży najbliżej Słońca.Odznacza się dużą gęstością przy czym 80% jego masy przypada na jego żelazne jądro Powierzchnię pokrywają kratery i stromy skarpy skalne które utworzyły się w przeszłości gdy jądro planety ochładzało się i kurczyło powodując naprężenia skorupy Merkury pozbawiony jest prawie całkowicie atmosfery gdyż zbyt słaba grawitacja nie jest w stanie utrzymać jej(atmosfera ma gęstość bilion razy niższą niż na ziemi) Krążąc tak blisko słońca i nie posiadając atmosfery Merkury odznacza się dużymi wahaniami temperatury na powierzchni od -180 do +430 stopni Celsjusza.Ponieważ Merkury znajduje się najbliżej słońca musi poruszać się wokół niego szybciej niż inne planety aby utrzymać się na orbicie.Dlatego rok ma Merkurym jest wyjątkowo krótki-jedno okrążenie Słońca ze średnią prędkością zajmuje mu zaledwie 88 dni ziemskich.W ciągu każdego roku Merkury obraca się bardzo wolno półtora raza wokół własnej osi,co powoduje że ma on ze wszystkich planet najdłuższą dobę gwiazdową (czyli okresem czasu jaki zajmuje jej jeden obrót wokół osi mierzony względem jakiejś odległej gwiazdy Stanowi ona rzeczywisty czas obrotu danego ciała) trwającą 59 dni ziemskich i słoneczną mierzoną od wschodu do zachodu Słońca trwającą 176 dni zienskich.na Merkurym wschód słońca można oglądać co dwa lata

Wenus druga planeta od słońca jest skalnym globem otoczonym chmurami które odbijają większość światła słonecznego przez co Wenus jest najjaśniejszym ciałem na niebie po słońcu i księżycu.Jest na niej gorąco i duszno Temperatury powierzchniowe dochodzą do 480 stopni C a ciśnienie atmosferyczne przewyższa 90 razy ciśnienie ziemskie.jej chmury mają zabarwienie żółtawe od kwasu siarkowego.jego zawartość ulega znacznym zmianom przez co zachodzą podejrzenia że na powierzchni Wenus są czynne wulkany.dzięki technice radarowej sondy sporządziły mapę 98% powierzchni Wenus dwie trzecie powierzchni planety pokrywają rozległe rozpalone równiny pustynne pochodzenia wulkanicznego.niekóre góry na Wenus są wyższe niż mount everest(11km pomad powierzchnię planety wznosi się pasmo górskie Maxwell Montes)zaś cała planeta usiana jest wulkanami dochodzącymi nawet do 160 km średnicy.W przeciwieństwie do innych planet układu słonecznego Wenus obraca się zgodnie z ruchem wskazówek zegara niektórzy astronomowie wysunęli hipotezę że planeta zmieniła kierunek rotacji przez zderzenie z inną planetą bądź planetoidą.Wenus obraca się najwolniej ze wszystkich planet-240 razy wolniej niż ziemia

Ziemia jest jedyną planetą na której występuje woda w postaci płynnej i azotowo-tlenowa atmosera.odznacza się największą gęstością. ;>

Mars czwarta planeta od Słońca przypominająca trochę Ziemię.Doba marsjańska jest tylko nieznacznie dłuższa od ziemskiej.Podobnie zmieniają się pory roku aczkolwiek rok jest dwa razy dłuższy.Występują tu chmury wulkany wąwozy góry pustynie i wykazujące sezonową zmienność czapy polarne.Mars jest jednak suchy i zimny Jego powierzchnię pokrywaja odłamki skał oraz czerwony pył (stąd nazwa Czerwona Planeta).Posiada rozrzedzoną trującą atmosferę.Dotychczasowe badania nie potwierdziły założeń że na Marsie mogło powstać i przetrwać jakiekolwiek życie Na Marsie są ogromne wulkany(Olympus Mons 26 km a największy wąwóz Valles Marineris ma głębokość 7km a szerokość 600 km) ale obecnie nie obserwuje się tam ani czynnych wulkanów ani przejawów aktywności geologicznej.Mars posiada dwa niewielkie księżyce Fobosa i Deimosa jednak swoją wielkością i nieregularną budową sugerują one że są raczej przechwyconymi przez pole grawitacyjne Marsa planetoidami

Pas planetoid są to kawałki skał od rozmiaru łebka od szpilki do około 1000 km Srednicy(Ceres odkryta w 1801 r ma 933 km śr).Są ich miliardy.węglowe metaliczne lub kamienne.Wg. naukowców mogły by utworzyć jedną planetę gdyby nie pole grawitacyjne Jowisza.

Jowisz piąta planeta od Słońca jest pierwsza z czterech gazowych planet-olbrzymów.Ma największe rozmiary i masę wśród planet Układu słonecznego: jego objętość jest 1300 razy większa od objętości Ziemii a masa przewyższa 2,5 krotnie łączną masę pozostałycz planet.Chmury Jowisza składają sie głównie z wodoru i helu.Wnętrze planety zaczyna się na głębokości 1000 km gdzie wodór przechodzi w stan ciekły.Głębiej tworzy się wodór metaliczny.Jądro Jowisza ma temperaturę około 35000 stopni Cels.Posiada 16 księżyców z czego największymi sąGanimedes,Kallisto oraz Io z czynnymi wulkanami na powierzchni.Charakterystyczna dla Jowisza Jest Wielka Czerwona Plama oraz pasowy układ chmur na powierzchni.

Saturn posiada conajmniej 20 księżyców( na Mimasie jednym z mniejszych księżyców dominuje krater którego średnica wynosząca 130 km stanowi 13 księżyca) i imponujący układ piersicieni.Bardzo szybka rotacja spowodowała podobnie jak u innych planet tej grupy wubrzuszenie obszarów równikowych oraz ułożenie rozmytych żółtawych chmur Rówmolegle do równika planety.Średnia gęstość Saturna jest mniejsza od Gęstości wody.Z tego powodu jego masa nie przekracza jednej trzeciej masy Jowisza ponimo tego że planety nie różnią się średnicami.Saturn ma siedem głównych pierścieni w ich skład wchodzi duża liczba niewielkich ciał (lód kanień itp.)

Uran jego kamienne jądro otacza płaszcz gazowy składający się głównie z metanu co daje planecie turkusowy kolor.Temperatura górnej powierzchni chmur wynosi -210 st Cel.Posiada 15 księzyców i pierścienie.a Jego oś rotacyjna jest nachylona do osi obiegu o 98 stopni.

Neptun wielkością i budową przypomina Urana.W jego atmoswerze zawarty jest metan.Na Neptunie wieją wiatry dochodzące do 2200kmgodz w warstwie chmur występuje twór podobny do Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu – Wielka Ciemna Plama.Pod pokrywą z chmur znajduje się plaszcz lodowo gazowy i niewielkie skalne jądro.Neptun posiada 8 księżyców.Tryton jest najzimniejszym ciałem w US.(-235 stopni Cels.)Podobnie jak jego poprzednicy posiada skromny układ pierścieni

Pluton najdalsza planeta znanego układu Sł to zimny ciemny glob mniejszy od księżyca.Posiada atmosferę która zamarza gdy planeta oddala się od Słońca.Pluton krąży po dość wydłużonej orbicie.Jedno okrążenie trwa 248,6 roku ale przez 20 lat planeta jest bliżej Słońca niż Neptun co może sugerować że Pluton jest dużą planetoidą.posiada jeden księżyc Charon równie zimny.przypuszczalnie miał on kiedyś taki sam skład jak Pluton jednak teraz pokryty jest ciemnym lodem wodnym a Pluton jasnym lodem metanowym

LINKI DO STRONY O PLANETACH(PO ANGIELSQ Welcome to the Planets oraz The Nine Planets

Radiotechnika, dział nauki i techniki zajmujący się badaniem, wytwarzaniem oraz wykorzystywaniem drgań elektrycznych i fal elektromagnetycznych do celów łączności (telekomunikacji, radiofonii, telewizji itp.), a także w innych dziedzinach wiedzy, m.in. w medycynie, astronomii.

RADIO I FALE RADIOWE

Fale radiowe, fale elektromagnetyczne o częstotliwości mniejszej od 3×1012 Hz (długości większej od 0,1 mm). Ze względu na długość fali (czy też częstotliwość) rozróżnia się poszczególne typy fal radiowych. Istnieją dwa podziały: tradycyjny i dekadowy, zalecany przez Regulamin Radiokomunikacyjny.

Fale radiowe powstają przez wypromieniowanie energii z anteny nadawczej (układu nadawczego). Ze względu na środowisko propagacji wyróżnia się falę przyziemną (powierzchniową i nadziemną), falę troposferyczną, falę jonosferyczną i w przestrzeni kosmicznej. W zależności od długości fali radiowej jej propagacja jest poddana wpływowi różnorodnych zjawisk np.: dyfrakcji, refrakcji, odbicia od jonosfery itp.

Radiofonia to system rozpowszechniania audycji radiowych. Rozróżnia się radiofonię przewodową (tzw. radiowęzły, o znacznie ograniczonym zasięgu) realizowaną za pomocą odbiorników połączonych przewodami ze stacją nadawczą, oraz bezprzewodową, wykorzystującą określone pasma częstotliwości fal radiowych.

Pierwsze próby przesyłania sygnałów fonicznych przeprowadzono na początku XX w., pierwsza próbna rozgłośnia radiowa uruchomiona została w 1914.

Zasadniczymi parametrami charakteryzujacymi urzadzenia radiowe są:

1)zakres fal, które dzieli sie na fale długie, średnie, krótkie(metrowe) i ultrakrótkie(centymetrowe i milimetrowe)

2)rodzaj zastosowanej modulacji z rozróżnieniem modulacji amplitudy w zakresach długim, średnim i krótkim i modulacji częstotliwości, fazy oraz modulacji impulsowej dla zakresy fal ultrakrótkich

3)w przypadku nadajników ważna jest moc wyjściowa, która określa zasięg działania

4)w przypadku odniorników ważna jest czułość, selektywność oraz niewrazliwośc na zakłucenia

Do urządzeń radiowych zaliczamy:

Nadajnik jest to urządzenie elektroniczne służące do wytwarzania energii elektromagnetycznej wielkiej częstotliwości, przystosowanej do celów łączności za pośrednictwem fal radiowych. Nadajnik składa się z generatora drgań elektrycznych wielkiej częstotliwości, wzmacniaczy wielkiej częstotliwości, wzmacniaczy małej częstotliwości, modulatora (modulacja) oraz urządzeń pomocniczych (np. zasilacza, urządzeń rozrządczych).

W zależności od częstotliwości przebiegu nośnego oraz długości fali radiowej rozróżnia się nadajniki: długo-, średnio-, krótkofalowe i najczęściej spotykane – ultrakrótkofalowe. W zależności od przeznaczenia rozróżnia się m.in.: nadajniki radiofoniczne, nadajniki telewizyjne, nadajniki radiokomunikacyjne, nadajniki radiolokacyjne.

Odbiornik radiowy, (radio)jest to urządzenie elektrotechniczne służące do odbierania fal elektromagnetycznych rozchodzących się w przestrzeni, przetwarzania ich na przebiegi elektryczne, a przebiegów elektrycznych w dźwięk. Fala nośna sygnału (tzw. sygnał wysokiej częstotliwości) może być modulowana amplitudowo, częstotliwościowo lub fazowo.

Radio przeznaczone do odbioru sygnałów zmodulowanych amplitudowo nazywa się odbiornikami AM (Amplitude Modulation – modulacja amplitudowa), a do odbioru sygnałów zmodulowanych częstotliwościowo – odbiornikami FM (Frequency Modulation – modulacja częstotliwościowa).

Podstawowymi elementami składowymi radia są: wzmacniacz wysokiej częstotliwości, mieszacz z heterodyną, wzmacniacz pośredniej częstotliwości, ogranicznik (w odbiornikach FM), detektor (odpowiednio AM/FM) i wzmacniacz małej częstotliwości.

Pierwsze radia niezależnie od siebie skonstruowali A.S. Popow i G. Marconi. Początkowo radia budowane były z układów lampowych (lampa elektronowych), później wraz z rozwojem techniki (wynalezieniem elementów półprzewodnikowych) zaniechano produkcji odbiorników lampowych. Obecnie budowane są na bazie tranzystorów i układów scalonych.

Oba te urządzenia, plus jeszcze antena, która może służyć zarówno jako emiter sygnału jak i służyć do jego wyłapywania tworzą :

Radiostację- zespół urządzeń umożliwiających nadawanie i odbieranie sygnałów radiowych. Głównymi częściami radiostacji są: nadajnik, odbiornik radiowy, antena (lub zespół anten) oraz urządzenia zasilające i kontrolne.

Zasięg radiostacji, tj. odległość, w jakiej mogą być odbierane sygnały nadawane przez radiostację, zależy od mocy nadajnika, parametrów anteny odbiorczej, czułości radioodbiornika, zakresu fal itp. Ze względu na zastosowanie rozróżnia się radiostacje foniczne (głównie nadawcze, zwykle przystosowane do emitowania fal radiowych o jednej częstotliwości) i komunikacyjne (nadawczo-odbiorcze, z reguły łatwo przestrajalne na różne częstotliwości).

Z uwagi na warunki pracy oraz miejsce zainstalowania radiostacje dzieli się na: stacjonarne i ruchome (pokładowe, przewoźne i przenośne).

Radar, (radiolokator, stacja radiolokacyjna),jest to urządzenie radiolokacji aktywnej, służące do wykrywania obiektów, wyznaczania ich położenia oraz ustalenia parametrów ruchu za pomocą fal radiowych o wielkiej częstotliwości (czyli o małej długości).

Fale wysyłane przez antenę kierunkową (zwykle obrotową), odbite od napotkanego obiektu, powracają i odbierane są przez antenę odbiorczą, a następnie przetwarzane na obraz, który ukazuje się na monitorze. Czas, jaki upłynął od chwili nadania do chwili odbioru, pozwala na określenie m.in. odległości i prędkości poruszania się obiektów.

Zależnie od typu stosowanego w radarach sygnału rozróżnia się m.in. radary: o fali ciągłej, impulsowe, dopplerowskie. W zależności od spełnianych funkcji – radary naprowadzające, artyleryjskie, nawigacyjne, meteorologiczne, drogowe i in.

Nazwa radar jest skrótem angielskiego terminu: Radio Aids for Defence and Reconnaissance (Radiowe Wspomaganie Obrony i Rozpoznania).

Radiowe zakłócenia, zjawiska, które zmieniają normalne warunki odbioru sygnału radiowego i powodują, często trudne do wychwycenia błędy w radionawigacji.

Do najważniejszych z nich należą: burze magnetyczne, echo radiowe, efekt brzegowy, efekt nocny, fading, strefa martwa.

Radiowa strefa martwa, strefa, w której niemożliwy jest odbiór sygnałów radiowych (fal radiowych).

Dolną granicę martwej strefy radiowej, licząc od nadajnika, określa maksymalny zasięg fali przyziemnej, górną – początek rejonu odbioru fali jonosferycznej.

Pojęcia uzyte w tekscie :

Modulacja-proces zmiany jednego lub kilku parametrów danego sygnału pod wpływem oddziaływania sygnału drugiego

AM, Amplitude Modulation, w radiotechnice modulacja amplitudowa. Termin ten dotyczy systemu nadawania programów radiowych na falach długich, średnich i krótkich.

FM, Frequency Modulation, w radiotechnice, modulacja częstotliwościowa, w której chwilowa częstotliwość sygnału modulowanego jest proporcjonalna do amplitudy sygnału modulującego. Ten typ modulacji stosuje się w radiofonii, np. w paśmie UKF.

Heterodyna, stabilny generator nie tłumionych drgań elektrycznych stosowany do modulacji (demodulacji) drgań w procesach tzw. heterodynowania (dudnienia) elektrycznych przebiegów sinusoidalnych o nieznacznie różnych częstotliwościach. Heterodyny stosuje się również w falomierzach.

Ogranicznik, układ elektroniczny służący do ograniczania maksymalnych wartości przebiegów elektrycznych, stosowany m.in. w układach modulacji częstotliwości, w układach wybierania impulsów.

Demodulator, urządzenie (układ) służące do demodulacji przebiegu elektrycznego zmodulowanego.

Demodulator stosowany jest w odbiornikach radiofonicznych, urządzeniach teletransmisyjnych itp. Każdemu rodzajowi modulatora odpowiada odpowiedni rodzaj demodulatora.

UKF (fale ultrakrótkie), polskie oznaczenie zakresu częstotliwości od 30 do 300 MHz fal radiowych (metrowych). W nomenklaturze światowej pod nazwą VHF.

TELEWIZJA

to dział telekomunikacji zajmujący się przesyłaniem na odległość ruchomych obrazów wraz z towarzyszącym im dźwiękiem za pomocą sygnałów elektrycznych. Ze względu na zastosowanie rozróżnia się: telewizję programową oraz telewizję użytkową (umożliwiającą obserwację zjawisk lub kontrolę procesów w badaniach naukowych).

(Telewizja programowa,to telewizja nadająca programy informacyjne, edukacyjne, artystyczne, rozrywkowe i sportowe dla szerokiego ogółu odbiorców. Funkcjonuje od 1928 w USA i od lat 30. w Europie (Francja, ZSRR, Niemcy, Wielka Brytania) – w Polsce od 1956. Pod względem organizacyjnym i prawnym wyróżnia się telewizje programowe: rządowe, autonomiczne (publiczne) i prywatne (komercyjne)).

Telewizor, odbiornik telewizyjny jest to urządzenie elektroniczne przeznaczone do odbierania sygnałów telewizyjnych nadawanych przez telewizyjne stacje nadawcze w postaci fal elektromagnetycznych i do przetwarzania tych fal w obrazy i towarzyszący im dźwięk.

Wynalazcą telewizora był Szkot, J.L. Baird, a produkcję aparatów zapoczątkowano w Wielkiej Brytanii w 1928. Pierwszy przekaz międzykontynentalny obrazu telewizyjnego z Londynu do Nowego Jorku odbył się 8 lutego 1928. Telewizor składa się zasadniczo z trzech torów: wizji (m.in. głowica wysokiej częstotliwości, wzmacniacz pośredniej częstotliwości, wzmacniacz wizji, kineskop), fonii (m.in. demodulator, wzmacniacz mocy, głośnik) i synchronizacji (m.in. generatory i wzmacniacze odchylania pionowego i poziomego), a ponadto z układu zasilania.

Telewizor do odbioru obrazów kolorowych posiadają również tor chrominancji, układ dekodera (zamieniający sygnały chromatyczności i luminancji na trzy sygnały barw podstawowych) oraz trzy oddzielne wzmacniacze sygnałów barwy. Układ dekodera telewizora do odbioru obrazów kolorowych różny jest dla poszczególnych systemów telewizyjnych, jednak większość obecnie produkowanych telewizorów posiada dekoder dostosowany do odbioru programów nadawanych w różnych standardach.

Telewizyjne systemy to systemy określające zasady i metody wytwarzania oraz przesyłania sygnałów telewizyjnych, a także parametry tychże sygnałów.

Analogowe systemy emisyjne oznaczone są literami: B (Szwajcaria – 625 linii, 50 pól obrazu, odległość nośnych 5,5 MHz, szerokość kanału emisji 7 Mhz), G (Niemcy – 625 linii, 50 pól, odległość 5,5 MHz, kanał 8 Mhz), D (Polska – 625 linii, 50 pól, odległość 6,5 MHz, kanał 8 Mhz) lub M (USA – 525 linii, 60 pól, kanał 6 Mhz). Oprócz telewizji monochromatycznej (tzw. czarno-białej) istnieją 3 systemy wytwarzania obrazu telewizji kolorowej (system PAL, SECAM, NTSC).

Nowe systemy (PALplus, MAC) posługują się ekranem o formacie 16:9 (dotąd 12:9), uniezależnionym od liczby linii wybierania (525 lub 625). Wyraźną poprawę jakości obrazu (porównywalną do obrazu kinowego) oferują systemy HDTV (High Definition TeleVision) o dużej rozdzielczości, jak np. japoński MUSE (1125 linii, 60 pól) czy europejski EU95 (1250 linii, 50 pól).

System PAL (z angielskiego Phase Alternation Line), system telewizji kolorowej, udoskonalona wersja amerykańskiego systemu NTSC, przystosowana do europejskich norm telewizji czarno-białej.

W systemie PAL zmniejszono wrażliwość na zniekształcenia fazowe, będące powodem nieprawidłowego odtwarzania kolorów w systemie NTSC, przez przełączanie co jedną linię fazy sygnału różnicowego. System PAL został opracowany w Niemczech w 1963.

System NTSC (z angielskiego National Television System Committee), pierwszy system telewizji kolorowej opracowany w USA w 1953 przez zrzeszenie amerykańskich firm telewizyjnych. Polega na przekształcaniu sygnałów barw podstawowych na trzy inne sygnały: jeden sygnał luminancji Y oraz dwa sygnały chrominancji (dwie składowe barwne przesunięte względem siebie w fazie o 90stopni I i Q.

Wszystkie przesyłane są równocześnie w paśmie częstotliwości odpowiadającym telewizji czarno-białej. Wadą tego systemu jest trudność utrzymania stałych kolorów, gdyż jest on bardzo wrażliwy na zmiany przesunięcia fazowego sygnału chrominancji. Zmodyfikowanymi wersjami systemu NTSC są: system PAL i system SECAM.

System SECAM (z francuskiego Séquentiel en Couleur a Mémoire), system telewizji kolorowej, w którym sygnał luminancji obrazu przesyłany jest w sposób ciągły (podobnie jak w telewizji czarno-białej), a pozostałe części informacji przesyłane są kolejno.

System SECAM został opracowany we Francji w 1959-1963 na bazie amerykańskiego systemu NTSC. System SECAM stosowany był w Polsce do początku lat 90., kiedy to telewizja zmieniła system nadawania na system PAL.

Kineskop, lampa kineskopowa, lampa próżniowa przetwarzająca impulsy elektryczne w obraz. Składa się z podgrzewanej katody, układu przyspieszającego elektrony, układu odchylającego (zawierającego układ odchylania pionowego oraz poziomego) i ekranu pokrytego luminoforem (w kineskopie barwnym trzema luminoforami).

W niektórych konstrukcjach przed luminoforem znajduje się tzw. maska. Elektrony bombardując luminofor pobudzają go do świecenia. Dzięki bezwładności optycznej oka obraz składający się z linii i odnawiany 25 lub 30 razy na sekundę daje wrażenie obrazu ciągłego.

Luminofory, fosfory, mieszaniny związków nieorganicznych i organicznych, wykazujące luminescencję. Stanowią najczęściej mieszaniny chalkogenków (tlenków, siarczków, selenków), krzemianów i fosforanów berylowców, cynku i kadmu, wraz z aktywatorami.

Z luminoforów organicznych można wymienić pochodne dwuksantylenu, benzo- i nafto-dwualdazyn, rodaminę, eozynę, fluoresceinę i in. Ze względu na rodzaj wzbudzania luminofory można podzielić na fotoluminofory, katodoluminofory, rentgenoluminofory oraz elektroluminofory.

Luminofory stosuje się w lampach fluorescencyjnych, oscyloskopowych, jarzeniowych, do produkcji farb malarskich i drukarskich, mas fosforyzujących (zastępujących trujący fosfor biały), do pokrywania znaków drogowych itp.

Luminescencja, jarzenie, zimne świecenie, emisja promieniowania elektromagnetycznego o natężeniu większym od promieniowania cieplnego w danej temperaturze, zachodząca w dłuższej skali czasowej (względem okresu emitowanych drgań).

Ze względu na rodzaj wzbudzenia wyróżnia się różne rodzaje luminescencji: chemiluminescencję, elektroluminescencję (w tym: elektrochemiluminescencję i elektrofotoluminescencję), fotoluminescencję, katodoluminescencję (wywołaną działaniem strumienia elektronów na luminofor), termoluminescencję oraz rentgenoluminescencję (wywołaną promieniowaniem X lub gamma).

Ze względu na mechanizm promieniowania wyróżnia się fluorescencję (zwykłą i długożyciową), fosforescencję (również zwykłą i długożyciową) oraz luminescencję rekombinacyjną (zachodzącą podczas rekombinacji jonów, cząsteczek itp. rozdzielonych działaniem wzbudzenia).

materiały:

WIEM-Wielka Internetowa Encyklopedia Multimedialna ver.2.03 (teksty i rysunek)

“Vademecum Zastosowan Elektroniki” Bernard Buśko 1966r. (rysunki i tekst)

Nasz układ słoneczny znajduje w galaktyce Drogi Mlecznej, w ramieniu Oriona. Składa się z gwiazdy – Słońca oraz dziewięciu planet. Planety te możemy podzielić na dwie grupy: planety wewnętrzne i planety zewnętrzne. Do planet wewnętrznych zaliczamy licząc w kolejności od Słońca: Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa. Planety te swoją budową przypominają Ziemię. Do planet zewnętrznych zaliczamy Jowisza, Saturna, Urana, Neptuna i Plutona. Wszystkie one za wyjątkiem Plutona są tzw. gazowymi olbrzymami. Rozmiarami swoimi przewyższają znacznie Ziemię. Planety wewnętrzne od planet zewnętrznych oddziela pas asteroid.

Słońce

Dla nas ludzi Słońce jest najważniejszą gwiazdą we Wszechświecie. Wśród gwiazd nie wyróżnia się jednak niczym szczególnym. Mając średnicę około 1400000 km jest gwiazdą średniej wielkości. Słońce znajduje się na ciągu głównym diagramu H-R*. Powstało ono razem z planetami Układu Słonecznego z obłoku gazowo-pyłowego ok. 5 miliardów lat temu. W jego wnętrzu ciągle zachodzą reakcje syntezy termojądrowej (przemiana wodoru w hel). Dzięki nim Słońce emituje olbrzymie ilości energii, głównie w postaci promieniowania elektromagnetycznego na wszystkich długościach fal. Na Słońcu znajduje się około 70 znanych nam pierwiastków, w tym głównie wodór i hel, który zresztą odkryto wcześniej na Słońcu niż na Ziemi (swą nazwę otrzymał od imienia greckiego boga Słońca – Heliosa). Pomimo iż Słońce zawiera ponad 750 razy więcej materii niż reszta Układu Słonecznego razem wzięta, jego paliwo jądrowe wyczerpie się za około 5 miliardów lat. Wtedy to nasza gwiazda powiększy się do rozmiarów czerwonego olbrzyma, powiększając się pochłonie orbitę Merkurego i Wenus. Życie na Ziemi zginie.

Merkury – giermek Słońca

Merkury znajduje się najbliżej Słońca, w średniej odległości wynosi około 58 milionów kilometrów. Na ziemskim niebie znajduje się zawsze w pobliżu tarczy słonecznej, dlatego jest widoczny albo tuż przed świtem, albo zaraz po zachodzie słońca. Merkury podróżuje po swojej orbicie najszybciej ze wszystkich planet. Jego średnia prędkość wynosi ponad 170000 km/godz. (półtora raza więcej niż Ziemi). Dlatego rok na Merkurym (okres obiegu wokół Słońca) wynosi tylko 87,97 dnia (ziemskiego). Natomiast dzień (okres obrotu) trwa tam około 58,65 naszych dni. Merkury jest drugą po Plutonie najmniejszą planetą Układu Słonecznego. Jego średnica na równiku wynosi 4878 km, a masa tylko 0,0553 masy Ziemi. Ciążenie na równiku Merkurego wynosi 0,28 ciążenia ziemskiego. Merkury krążąc tak blisko Słońca otrzymuje 4,7 raza więcej ciepła, światła i innego promieniowania niż Ziemia: temperatura na jego powierzchni dochodzi do 467 C. Ciepło i nikłe przyciąganie grawitacyjne spowodowało, że większość atmosfery Merkurego zdołało już dawno wyparować w przestrzeń kosmiczną. Dzisiejsza, bardzo skąpa atmosfera, składa się głównie z wodoru i helu, które są nawiewane przez wiatr słoneczny. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 2%. Naukowcy przypuszczają, że Merkury posiada duże jądro żelazo-niklowe, ponad którym leży warstwa lżejszych skał, okryta jeszcze lżejszą skorupą.
Większość danych zawdzięczamy sądzie Mariner 10, która w 1974 r. przeleciała w pobliżu planety. Zdjęcia ukazują powierzchnię, usianą kraterami, bardzo przypominającą powierzchnię Księżyc.

Wenus – toksyczna planeta

Wenus, jest najbliższą Ziemi planetą. Może zbliżyć się „do nas” na odległość zaledwie 42 milionów km. Kształtem i wielkością bardzo przypomina naszą rodzimą planetę. Jej średnica na równiku wynosi 12102 km, masa 0,815 masy Ziemi, a ciążenie na równiku 0,88 ciążenia ziemskiego. Jednak na tym kończą się podobieństwa. Wenus jest dość dziwną planetą, na podstawie pomiarów radarowych określono, że rok na Wenus trwa 224,7 dnia. Okres ten jest zbliżony do okresu obrotu planety wynoszącego 243 dni ziemskich, przy czym co najdziwniejsze Wenus obraca się w przeciwnym kierunku niż Ziemia, ze wschodu na zachód.
Na Wenus panują zaiste piekielne warunki. Temperatura na jej powierzchni przekracza 460 C. Spowodowane jest to wyraźnym efektem cieplarnianym, powstałym na skutek ogromnej ilości dwutlenku węgla w atmosferze, który zatrzymuje promieniowanie słoneczne, wspomagając ogrzewanie planety. Ciśnienie atmosferyczne jest ponad stukrotnie większe niż na Ziemi. Powierzchnię Wenus przysłania szczelna powłoka chmur, chmur kwasu siarkowego. Kwas powstał prawdopodobnie z dwutlenku siarki wyrzuconego podczas wybuchów wulkanów. Chmury te doskonale odbijają światło słoneczne i dlatego Wenus „świeci” tak jasno na naszym niebie (do -4,7m).
Od lat sześćdziesiątych prowadzone były systematyczne obserwacje Wenus za pomocą rożnego typu sond. Począwszy od 1961 r., w którym to były Związek Radziecki wysłał pierwszą sondę z serii Wenera, do Wenery 16 w 1983 r., oraz sond Wega I i Wega II w 1984 r. Stany Zjednoczone wysłały sondy Mariner 2, 5, 10 oraz w 1978 r. dwa statki Pionier i Magellana w 1990 r. Wszystkie dostarczyły nam wielu cennych informacji o tej planecie.

Mars – czerwona planeta

Mars – czwarta w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego – jest drugim, najbliższym sąsiadem Ziemi. Co 26 miesięcy, kiedy to zarówno Ziemia jak i Mars znajdują się w opozycji , obie planety zbliżają się do siebie na odległość 56 milionów km. Mars porusza się po eliptycznej orbicie w średniej odległości od naszej gwiazdy dziennej wynoszącej 228 mln. km (tj. 1,5 raza dalej niż Ziemia), dokonując pełnego obiegu w ciągu 687 dni. Średnica równika globu marsjańskiego wynosi 6794 km, jest więc prawie dwukrotnie mniejsza od średnicy naszej planety. Masa tego ciała niebieskiego stanowi zaledwie 1/10 masy Ziemi, a co się z tym wiąże, siła ciążenia na jego powierzchni jest 2,5 raza mniejsza niż na naszej planecie. Fakt ten nie pozostaje oczywiście bez wpływu na gęstość marsjańskiej atmosfery, która jest niemal stukrotnie rzadsza od ziemskiej, a głównym jej składnikiem jest dwutlenek węgla (95%). Ponadto zawiera ona ok. 3% azotu, 1,5% argonu oraz znikome ilości tlenu (0,3%)i pary wodnej (ok. 0,1%). Mars jest pod pewnymi względami podobny do Ziemi. Doba na Marsie jest tylko o 40 minut dłuższa niż na ziemska. Natomiast oś obrotu „Czerwonej Planety” jest nachylona do płaszczyzny jej orbity pod kątem 66, a więc zaledwie o 0,5 mniejszym niż to ma miejsce w przypadku Ziemi. Powyższe fakty powodują, że pory roku na Marsie mają podobny przebieg jak na naszej planecie, z tą tylko różnicą, iż marsjańskie są prawie dwukrotnie dłuższe. Na Marsie nie ma oceanów, toteż cała jego powierzchnia szybko reaguje na zmiany temperatury. Pomiary temperatury przeprowadzone przez sądy kosmiczne wykazały, że po stronie dziennej, może ona w niektórych rejonach dochodzić do 30 C, zaś po zapadnięciu zmroku spada do około -90 C, a do -133 C na biegunie podczas zimy. Powierzchnia planety składa się w 2/3 z krzemu i żelaza, a koncentracja siarki jest ponad 100 razy większa niż na Ziemi. Czerwone zabarwienie piasku pochodzi od tlenku żelaza oraz innych związków m.in. siarczku żelaza.
W roku 1877 amerykański astronom Asaph Hall odkrył dwa naturalne satelity Marsa, którym nadał nazwy: Phobos (Trwoga) i Deimos (Strach). Oba księżyce są niewielkimi ciałami o wyraźnie wydłużonym kształcie. Phobos posiada wymiary 27 x 21 km, zaś Deimos 15 x 12 km. Phobos obiega „Czerwoną Planetę” w czasie 7 godzin i 40 minut, czyli znacznie szybciej niż obraca się wokół własnej osi. Natomiast Deimos porusza się po znacznie dalszej orbicie, dokonując pełnego obiegu w ciągu 30 godzin i 18 minut. Przypuszcza się, że Phobos i Deimos były kiedyś dwiema niewielkimi planetoidami, które zbliżyły się zbytnio do „Czerwonej Planety” i zostały przechwycone przez jej siły grawitacyjne.
Pierwszą sondą, która została wysłana w kierunku Marsa była, wystrzelona w 1971 r. amerykańska sonda Mariner 9. Krążąc na orbicie przesłała na Ziemię setki zdjęć ukazujących nawet obiekty o rozmiarach do 100 m. Pięć lat później wysłane przez amerykańskich uczonych dwie bliźniacze sondy Viking 1 i Viking 2 wylądowały na powierzchni Marsa. Orbitery sond Viking zarejestrowały występowanie na tej planecie kilku wulkanów tarczowych, z których największy – noszący nazwę Olympus Mons – posiada u podstawy średnicę 600 km, zaś jego szczyt wznosi się na wysokość 26 km ponad średni poziom planety, oraz Valles Marineris – układu wielkich kanionów znajdujących się w pobliżu równika, mających znacznie ponad 5000 km długości; głębokość kanionów wynosi ok. 7 km. Były Związek Radziecki również wysłał kilka sond, z których trzy: Mars 2 (27 XI 1971), Mars 3 (2 XII 1971) i Mars 6 (12 III 1974) wylądowały na Marsie. O godzinie 18:56 4 lipca 1997 roku wysłana przez NASA 2 grudnia 1996 roku sonda Mars Pathfinder wylądowała na „Czerwonej Planecie”. We wrześniu tego roku na orbitę okołomarsjańską weszła sonda Mars Global Surveyor. Obie misje miały na celu dostarczenie danych potrzebnych do przygotowania projektu załogowej wyprawy na Marsa.

Jowisz – władca planet

Jowisz jest największą planetą Układu Słonecznego. Skupia w sobie około 71% materii orbitującej wokół Słońca. Jest to olbrzymia kula gazu o średnicy 142984 km masie 318 razy większej od masy Ziemi. Przypuszcza się, że posiada centralne skalista jądro o średnicy ok. 30000 km, składające się głównie żelaza i krzemianów. Jądro otacza sfera wodoru w postaci metalicznej (najgłębiej), ciekłej i gazowej (na zewnątrz). Tą ostatnią możemy oglądać z Ziemi. Oglądając Jowisza nawet przez niewielką lunetę możemy spostrzec wyraźne spłaszczenie na biegunach. Kształt ten wynika głównie z płynnego składu planety, oraz szybkiego obrotu wokół własnej osi (doba na Jowiszu trwa tylko 9,841 godz.; rok 11,8 lat ziemskich). Atmosfera jowiszowa posiada wiele cech wskazujących na silną cyrkulację w jej zewnętrznych warstwach. Związane jest to z różnymi prędkościami obrotu. Na równiku cyrkulacja jest najszybsza, a na biegunach najwolniejsza. Czasami powstają w atmosferze ogromne plamy, przypominające swym kształtem cyklon. Przykładem może być to tzw. Wielka Czerwona Plama, którą po raz pierwszy zaobserwowano w latach pięćdziesiątych XVII w. Plama obraca się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara z okresem ok. 6 dni. Obecnie ma 26200 km długości i 13800 km szerokości. Podejrzewa się, że plama ta jest wielkim antycyklonem,; wystaje ona 8 km ponad otaczające ją chmury. Naukowcy sądzą, że czerwony kolor spowodowany jest obecnością fosforu, który wydobywa się razem z poruszającą się od dołu ku górze materią w postaci fosfowodoru (PH3), który rozkłada się wydzielając czerwony fosfor. Jowisz posiada 16 naturalnych satelitów, z których największe cztery (Io, Europa, Ganimedes, Kalisto) zaobserwował po raz pierwszy przez swoją lunetę Galileusz. Io, orbitująca w średniej odległości 421600 km od środka planety jest najbardziej interesująca. Obiega ona Jowisza w płaszczyźnie równikowej w ciągu 1,77 dnia. Podlega ciągłym oddziaływaniom grawitacyjnym, które powodują podgrzewanie jej wnętrza. Rezultatem tego jest jej olbrzymia aktywność wulkaniczna. Wybuchy wulkanów na Io wyrzucają siarkę i inne substancje chemiczne. Część tego materiału pozostaje jako ślad wzdłuż orbity Jowisza. Następnym satelitą jest Europa okrążająca Jowisza co 3,55 dnia. Jej Euroerzchnia wolna od kraterów uderzeniowych, całkowicie pokryta jest lodem. Za ziejpą w odległości 2,5 raza większej od Jowisza niż Io znajduje się największy z księżyców – Ganimedes. Jest to stary satelita, z powierzchnią niegdyś silnie bombardowaną przez meteoryty, która później zlodowaciała. Najbardziej oddalona od Jowisza jest Kalisto. Z wyglądu i wielkości przypomina Ganimedesa. Jej powierzchnia usiana jest kraterami różnej wielkości. Na uwagę zasługuje tu tzw. Basen Valhalla, kolisty obszar o średnicy około 600 km, powstały prawdopodobnie na skutek zderzenia z asteroidą.
Do 7 grudnia 1995 roku, kiedy to wysłana przez NASA sonda kosmiczna Galileo stała się pierwszym sztucznym satelitą Jowisza, wszelkie dane o tej planecie opierały się wyłącznie na informacjach dostarczonych przez sądy Voyager. Wysłany przez sondę Galileo próbnik atmosferyczny dostarczył nam wielu interesujących danych dotyczących składu chemicznego atmosfery Jowisza, panujących tam warunków i ruchów mas gazów.

Saturn – świat pierścieni

Saturn jest chyba najpiękniejszą planetą w Układzie Słonecznym. Rozmiarem ustępuje tylko Jowiszowi. Saturn należy do rodziny gazowych olbrzymów (średnica na równiku 120536 km). Jego układ pierścieni, jest największy i najbardziej widowiskowy. Gęstość Saturna jest bardzo mała, zaledwie 0,69 gęstości wody. Naukowcy wnioskują z przeprowadzonych obliczeń, że Saturn posiada centralne, skaliste jądro, które otacza warstwa metalicznego wodoru, wokół którego zaś skupia się reszta materii Saturna w postaci wodoru i helu w stanie gazowym. Dzięki szybkiemu obrotowi wokół własnej osi (10,233 godz.) i mniejszej masie (95,181 masy Ziemi), niż w przypadku Jowisza, Saturn jest najbardziej spłaszczoną planetą okrążającą Słońce.
Pierścienie są najbardziej charakterystycznym tworem Saturna. Ich grubość nie przekracza 1km, a powstanie jest ciągle zagadką. Po raz pierwszy zobaczył je włoski astronom Galileo Galilei w lipcu 1610 r.
Dokonane podczas przelotu sond Voyager zdjęcia, dostarczyły naukowcom wiele interesujących danych, o charakterze i budowie zarówno planety i jej pierścieni, jak i jej satelitów (przynajmniej 22). Większość z nich to tzw. Satelity pasterskie, ze średnicą nie przekraczającą 400 km, które utrzymują i nie pozwalają rozproszyć się materii pierścieni. Największym satelitą tej planety, jest Tytan o średnicy 5150 km. Jest on na tyle duży, że posiada atmosferę. Atmosferę na tyle gęstą, że przesłania ona całkowicie jego powierzchnię. W październiku bieżącego roku w kierunku Saturna została wystrzelona sonda Cassini, której zadaniem będzie dokładne zbadanie atmosfery Tytana.

Uran – niebieski, zimny i daleki

W 1781 roku angielski astronom William Herschel odkrył siódmą planetę Układu Słonecznego – Urana. Jest on kolejnym gazowym olbrzymem (średnica na równiku 51118 km; masa 14,531 masy Ziemi). Okrąża Słońce w średniej odległości 2,87 miliarda km, raz na 84 lata. Jest on dosyć osobliwym przypadkiem. Jego oś obrotu leży prawie dokładnie w płaszczyźnie orbity, odchylona od niej tylko o 8. Powoduje to, że Uran okrążając Słońce „toczy się” (jeden obrót trwa 17,9 godz.). Uważa się, iż planeta ta posiada skaliste jądro, otoczone płaszczem złożonym z lodów wody, amoniaku i metanu. Atmosfera natomiast składa się głównie z helu, wodoru i metanu, który to absorbując część czerwoną widma słonecznego, powoduje niebieskie zabarwienie tarczy planety. Uran, podobnie jak Jowisz posiada pasmo cienkich pierścieni, które składają się z mikroskopijnych okruchów materii. Jego pierścienie są zbyt małe, aby je dostrzec z Ziemi. Wiele z nich posiada średnicę liczoną w metrach a nawet centymetrach. Uranowi towarzyszy piętnaście satelitów, z których tylko pięć ma dość duże rozmiary. Licząc od najbliższego planety, to: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania i najdalszy Oberon.
Większość danych dotyczące tej planety pochodzą z sondy Voyager 2, która jako jedyna przeleciała w pobliżu Urana.

Neptun i Pluton – granice Układu Słonecznego

Po odkryciu Urana naukowcy zauważyli nieregularności w orbicie Urana. Podejrzewali istnienie następnej planety. I rzeczywiście po długich obserwacjach i żmudnych obliczeniach 23 września 1846 po raz pierwszy zaobserwował Neptuna, krążącego w średniej odległości 4,49 miliarda kilometrów od Słońca, niemiecki astronom Johann Gottfried Galleo. Pod wieloma względami Neptun jest bardzo podobny do Urana. Trochę mniejszy (średnica na równiku 49528 km) o masie ponad 17 razy większej od masy Ziemi. Jego gęstość wynosi 1,64 gęstości wody. Ze względu na gigantyczną odległość od Słońca, rok na Neptunie trwa ponad 164,7 roku ziemskiego. Natomiast okres obrotu wokół własnej osi równa się 19,2 godz. Posiada on jak wszystkie gazowe olbrzymy skaliste jądro, otoczone lodowym płaszczem wody, amoniaku i metanu. Jego atmosfera, tak jak i w przypadku Urana składa się z wodoru, helu i metanu i jest również koloru niebieskiego. Posiada on także układ pierścieni (trzech). Neptunowi towarzyszy osiem satelitów, z tego dwa największe to Tryton i Nereida.
Sonda Voyager 2 dostarczyła wielu zaskakujących danych, spośród których najbardziej interesujące okazały się dane dotyczące układu chmur na Neptunie. Okazało się, iż posiada on długowieczną, niebieską plamę, nazwaną Wielką Ciemną Plamą, o wymiarach 14000 km (wschód-zachód) na 6667 km (północ-południe).

Po odkryciu Neptuna naukowcy dalej zastanawiali się nad nieregularnością ruchów tej planety i Urana. Długoletnie obserwacje mające na celu wyjaśnienie tego zjawiska doprowadziły do odkrycia w 1930 roku przez amerykańskiego astronoma Clyde`a Tombaugh dziewiątej planety – Plutona. Jest on niewątpliwie najmniejszą planetą naszego układu. Jego średnica wynosi 2300 km, a masa zaledwie 0,0022 masy Ziemi. Okrąża on Słońce raz na 248,54 roku ziemskiego, po najbardziej nietypowej orbicie. Orbita Plutona ma bardzo duży mimośród i chociaż jego średnia odległość od Słońca wynosi 5,913 miliarda km, to jednak czasami zbliża się on na tyle, iż znajduje się wewnątrz orbity Neptuna. Właśnie teraz, aż do roku 1999 Neptun jest i będzie najdalszą planetą Układu Słonecznego. Naukowcy uważają, że Pluton nie jest planetą, lecz oderwanym od macierzystej planety satelitą. Co ciekawe posiada on własnego satelitę, Charona, który został odkryty w 1978 roku przez Jamesa Christy`ego.

Ziemia i Księżyc – układ podwójny?

Nie będę tutaj rozpisywał się, charakteryzując naszą rodzimą planetę, uważam bowiem, iż każdy z nas wie o niej wystarczająco dużo, chociażby z lekcji geografii. Skupię się tyko na naszym najbliższym sąsiedzie, Księżycu.
Księżyc jest naturalnym towarzyszem naszej planety. Do jego obserwacji nie potrzeba żadnych specjalnych instrumentów. Wystarczy spojrzeć na niego gołym okiem. Dzięki użyciu zwykłej lornetki możemy zaobserwować na jego powierzchni sporą ilość szczegółów. Jak wszystkie planety i satelity świeci on tylko światłem odbitym. Okrążając Ziemię w ciągu 27,3 doby, Księżyc ukazuje nam swoje kolejne fazy. Długość pełnego cyklu faz wynosi 29,5 doby (miesiąc synodyczny). Różnica pomiędzy miesiącem synodycznym, a pełnym okręgiem zatoczonym przez Księżyc na tle gwiazd wynika z ruchu Ziemi dookoła Słońca.
Układ Ziemia-Księżyc nie bez powodu nazywany jest przez wielu naukowców podwójnym układem planetarnym. Masa Ziemi jest tylko 81 razy większa od masy Księżyca, gdy np. Jowisz jest ponad 12000 razy cięższy od swojego najmasywniejszego satelity, Saturn 4000 razy od olbrzymiego Tytana, a Uran 28000 razy od Oberona. Najwyraźniej układ Ziemi i Księżyca jest nietypowy.
Badania przeprowadzone zarówno przez sondy jak i załogowe misje wskazują na to, iż nasz satelita (???) ma centralne jądro o średnicy ok. 600 zbudowane z częściowo stopionych skał, otoczone jądrem zewnętrznym grubości 350 km. Księżycowy płaszcz i skorupa mają razem średnicę 1070 km.

Planetoidy – kosmiczny rumosz

Planetoidy często zwane także asteroidami, są małymi odłamami skalnymi przypominającymi swoim kształtem i rozmiarami księżyce Marsa (Phobos`a i Deimos`a). Ich średnice rzadko przekraczają 200 km. Największe z nich to: Ceres o średnicy ok. 1000 km, Pallas (600km) i Westa (550km). Do tej pory odkryto już kilka tysięcy asteroid. Większość z nich krąży pomiędzy orbitą Marsa a Jowisza, są również dwie inne grupy planetoid zgrupowane po obu stronach Jowisza, tzw. Trojanie.

Komety – przybysze z głębi kosmosu

Komety to jedne z najbardziej interesujących składników Układu Słonecznego. Są to bryły lodu, o średnicy do kilkunastu km. „Podróżując” po orbitach o dużym mimośrodzie, wraz ze zbliżaniem się do Słońca lód w nich zawarty zaczyna się topić i w postaci pary uciekać w kosmos. Na skutek działania wiatru słonecznego gazy zostają spychane w kierunku od Słońca, tworząc wspaniałe warkocze. Każda kometa posiada dwa ogony: jeden złożony z pyłu, a drugi ze zjonizowanego gazu – plazmy. Do najsłynniejszych komet, należy znana nam wszystkim kometa Halleya, okrążająca Słońce raz na 76 lat. Ostatni raz przeleciała w pobliżu Ziemi w 1986 roku. Jej ponownej wizyty spodziewamy się dopiero w 2061 roku. Podczas jej ostatniego przelotu sonda Giotto zbliżyła się do niej dostarczając na Ziemię wielu ciekawych danych, m.in. dowiedzieliśmy się, że poza jak oczekiwano węglem, żelazem, wapniem, krzemem, magnezem, potasem i tlenem jądro komety składa się również z wodoru, azotu i wielu związków organicznych. Ostatnie lata „obfitowały w komety”. W 1996 roku na niebie pojawiła się kometa Hyakutake, następnie niecały rok później ukazała nam się kometa Hale-Bopp, jednogłośnie nazwana przez astronomów kometą stulecia. Była jedną z najlepiej widocznych i najbardziej efektownych komet jakie zaobserwowano.

* – Diagram H-R został sporządzony przez Duńczyka Ejnar`a Hertzsprung`a i amerykanina Henry`ego Russel`a. Odkryli oni, iż temperatura (typ widmowy) i prawdziwa jasność (jasność absolutna) gwiazdy są ze sobą ściśle związane. Diagram przedstawia zależność pomiędzy tymi dwoma wartościami. Większość gwiazd zgrupowana jest na pasie biegnącym od lewego górnego rogu do prawego dolnego, tzw. ciąg główny. Są to gwiazdy o wielkości zbliżonej do Słońca. Świecą one spokojnie przez cały okres swojego życia. Słońce znajduje się mniej więcej w środku tego wykresu. Powyżej umieszczone są gwiazdy gorące i co za tym idzie jasne, poniżej zimne, mające jasność równą ułamkowi jasności Słońca.

Bibliografia:

Colin A. Roan: Dzieje wszechświata
Kerrod Robin: Układ Słoneczny
Kerrod Robin: Gwiazdy i Galaktyki
David H.Levy: Niebo. Poradnik użytkownika
Vademecum miłośnika astronomii, nr: 1-1992; 4-1996; 1-1997; 2-1997; 3-1997
Wiedza i życie, nr 2/1996 i 9/1997

WSTĘP
Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas których jej wielkość i temperatura ulegają gwałtownym zmianom. Długość życia i przebieg ewolucji gwiazdy zależy głównie od jej masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy
w reakcjach jądrowych i tym szybciej umiera.

NARODZINY GWIAZDY

Człowiek od wieków pasjonował się kosmosem. Chciał poznać otaczajšcy go

wszechœwiat. Księżyc, gwiazdy były przedmiotem fascynacji i badań już od

zarania dziejów. Ale dopiero rozwój techniki i nowoczesnych technologii w

XX wieku pozwolił ziœcić ludzkie marzenia podboju kosmosu.

Pierwsze próby były zwišzane z wyjœciem z atmosfery ziemskiej przez

rakiety. Nastšpiło to w 1942 r. W niemieckim Wojskowym Zakładzie

Doœwiadczalnym w Peenemünde wystrzelono rakietę A4, która była

urzšdzeniem doœwiadczalnym. Osišgnęła wysokoœć 205 km i prędkoœć

5400 km/h. Jej konstruktor stwierdził : „Dowiedliœmy że, napęd rakietowy jest

użyteczny w podróżach międzyplanetarnych.

Rakiety wyposażone sš w silniki odrzutowe, które mogš pracować

zarówno w atmosferze ziemskiej, jak i w próżni przestrzeni kosmicznej.

Działanie takiego silnika oparte jest na zasadzie akcji i reakcji tzn. wyrzut

pewnej masy w okreœlonym kierunku powoduje, że ciało, z którego masę tę

wyrzucono, jest popychane w przeciwnym kierunku. Silnik rakietowy pracuje

na mieszance dwóch substancji ( paliwo i utleniacz ), która spalajšc się

wyrzuca przez dyszę bardzo szybki strumień gazów napędzajšcych rakietę.

Rakieta to długi metalowy walec o wys. na ogół od 30 do 60 m. W górnej jej

częœci mieœci się osłonięty ładunek, który ma ona wynieœć w przestrzeń

Rakieta składa się z kilku członów, zazwyczaj trzech, wyposażonych w silniki i

zbiorniki z materiałem pędnym. Człony te pracujš po kolei i każdy z nich po

wykonaniu zadania zostaje odrzucony do atmosfery. Rakieta startuje zawsze

pionowo, napędzana przez kilka silników odrzutowych. Gdy spełni swojš

funkcję, żadna z jej częœci nie nadaje się już do powtórnego wykorzystania.

Rakiety zużywajš ogromne iloœci paliwa, a w dodatku czas ich pracy jest

bardzo krótki, bo wynosi tylko 10 do 20 minut, co jednak wystarcza do

wyniesienia ładunku na orbitę okołoziemskš. Rakieta to przede wszystkim

olbrzymi zbiornik z materiałem pędnym. Np. w rakiecie Ariana materiał ten

stanowi około 90% jej masy startowej; 9% to obudowa, a ładunek-to zaledwie

1%. Dziœ rakiety startujš niemal co tydzień. Wynoszš w przestrzeń satelity,

stacje kosmiczne, aparaturę badawczš, sondy do badań dalekiej przestrzeni

kosmicznej i tajnš aparaturę wojskowš. Badania kosmiczne umożliwiajš

naukowcom zrozumieć funkcjonowanie ludzkiego organizmu, osišgnšć postęp

w tak precyzyjnych dziedzinach, jakimi sš np. produkcja leków czy układy

elektroniczne.

Owocem tych badań sš również liczne nowe materiały, lepsze

komputery, jak i nie przypalajšce się powłoki garnków, srebrzyste

kombinezony używane przez alpinistów i plastikowe termometry w postaci

barwnego paska przykładanego do czoła.

Dzięki rakietom możliwe stało się umieszczanie sztucznych satelitów

Ziemi. Satelitš jest każdy obiekt, który orbituje, czyli obiega dookoła jakiœ inny

obiekt. Na przykład Ziemia jest satelitš kršżšcym wokół Słońca. Pierwszym z

nich był radziecki Sputnik, umieszczony na orbicie w 1957r. przez rakietę

Wostok. Była to błyszczšca, metalowa kula o œr. 58 cm ,wewnštrz której

znajdował się mały przekaŸnik radiowy. Przez trzy miesišce satelita przesyłał

na Ziemię słabe sygnały, odbierane przez stacje radiowe naszej planety.

Następnie opadł na Ziemię i spłonšł.

Teraz satelity komunikacyjne odbierajš sygnały radiowe z jednego

miejsca na Ziemi i przekazujš je do większego obszaru lub innego regionu.

Mogš to być sygnały programów telewizyjnych, radiowych, rozmów

telefonicznych, informacji komputerowej lub sygnały nawigacyjne ze statków,

łodzi podwodnych czy samolotów. Nowoczesny satelita komunikacyjny może

obsłużyć ponad 30 tys. rozmów telefonicznych lub ponad 25 kanałów

telewizyjnych. Waży 2 tony, składa się z 60 tys. elementów i zasilanych jest

mocš 17 tys. magazynujšcych energię słońca ogniw baterii słonecznych.

Dziesištki satelitów wykorzystuje się dziœ w celach badawczych. Jedne z

nich obserwujš powierzchnię Ziemi, wykonujšc jej specjalne zdjęcia w

zbliżeniu lub w podczerwieni. Wzrok innych skierowany jest ku głębiom

kosmosu. Stamtšd mogš uzyskać obraz znacznie wyraŸniejszy niż z

powierzchni Ziemi. Ich zadaniem jest wykrywanie promieni œwietlnych ,fal

radiowych, promieniowania rentgenowskiego ( promienie X ) i wielu innych

rodzajów promieniowania.

Pewne kraje umieszczajš na orbicie tajne satelity szpiegowskie, aby

podpatrywać, co dzieje się w innych krajach. Satelita szpiegowski potrafi z

wysokoœci ponad 100 km nad Ziemiš rozpoznać i sfotografować czołg, samolot

bojowy czy umieszczonš na Ziemi wyrzutnię pocisków.

Wiele satelitów wynosi się na orbitę oddalonš od powierzchni Ziemi o

36 tys. km, gdzie poruszajš się z prędkoœciš 11 tys. km na godzinę. Mimo iż

Ziemia dokonuje w cišgu doby jednego obrotu wokół swojej osi, to satelity

zdajš się tkwić przez cały czas nieruchomo nad danym punktem na powierzchni

planety. W istocie one też dokonujš jednego obrotu na dobę wokół osi Ziemi.

Mówimy, że satelita znajduje się na orbicie geostacjonarnej.

Innym sposobem działalnoœci człowieka w kosmosie sš stacje

kosmiczne, takie jak amerykańska SKYLAB i rosyjska Mir. Pozostajš one w

przestrzeni kosmicznej i mogš być odwiedzane przez astronautów, stanowišc

coœ w rodzaju „ kosmicznych hoteli” zbudowanych tak, że całymi latami można

w nich mieszkać i kršżyć dookoła Ziemi. Buduje się je z elementów (zwanych

modułami ),po kolei wystrzeliwanych w przestrzeń i tam montowanych w

całoœć. Na pokładzie rosyjskiej stacji rosyjskiej MIR, kosmonauci

przeprowadzajšcy eksperymenty naukowe regularnie się wymieniali. Jeden z

nich przebywał tam ponad rok.

Innym ekscytujšcym wynalazkiem jest wahadłowiec, który stanowi

pierwszy krok w kierunku regularnych podróży pasażerskich w przestrzeni

kosmicznej i ewentualnych pierwszych pozaziemskich osiedli zamieszkałych

przez człowieka.

Wahadłowiec jest przeznaczony do wielokrotnych podróży pomiędzy

Ziemiš a przestrzeniš kosmicznš. Przewozi pasażerów i ładunki. Pierwszy

wahadłowiec został umieszczony w przestrzeni kosmicznej przez USA w

1981r. Wahadłowiec składa się z trzech częœci. Orbiter to pojazd, który

przewozi pasażerów i towar lub ładunek. Istniejš również dwa solidne bustery

( pojazdy noœne ) rakiety, które opadajš na spadochronie do morza. Pojazd

wykorzystuje się po raz drugi. Trzeciš częœciš jest zewnętrzny zbiornik paliwa,

który spala się w atmosferze. Orbiter docierajšcy mocš własnego napędu na

orbitę jest podobny do samolotu pasażerskiego. Posiada własny zapas

powietrza, toteż pasażerowie i załoga nie muszš nosić kombinezonów

kosmicznych. Orbiter ma trzy pokłady położone jeden nad drugim. Na górze

znajduje się pokład sterowniczy, poniżej mała kuchenka i miejsce do spania,

najniższy pokład zawiera wyposażenie.

Wahadłowiec kosmiczny w momencie startu posiada pięć silników

rakietowych. Zasada ich działania jest podobna do zasady działania silnika

odrzutowego. Wyrzucenie strumienia goršcych gazów to wynik spalania

paliwa. Ponieważ tlen jest niezbędny w procesie spalania paliwa, a w

przestrzeni kosmicznej tlen nie występuje, rakieta ma własne zapasy tlenu,

zwane utleniaczem. Jest to ciekły tlen. Wahadłowiec posiada dwa pomocnicze

silniki rakietowe na paliwo stałe. Zostajš one odrzucone po upływie dwóch

minut od chwili startu. W potężnym zbiorniku zgromadzone jest paliwo dla

trzech silników rakietowych na paliwo płynne. Zbiornik odpada po kolejnych

siedmiu minutach. Wahadłowiec ma doœć paliwa na pokładzie, aby odpalić

własne silniki i lotem œlizgowym powrócić na Ziemię.

W tym referacie zawarte sš tylko niektóre dziedziny działalnoœci

człowieka zwišzane z badaniem przestrzeni kosmicznej. Ale dzięki rakietom,

satelitom i wahadłowcom badania te mogły i mogš dalej się rozwijać.

Według legendy francuscy papiernicy, bracia Montgolfier wpadli na
pomysł balonu obserwując zawieszoną nad kominkiem koszulę,
wzdymaną i unoszoną przez buchające z paleniska rozgrzane powietrze. Po
wielu doświadczeniach zbudowali oni balon o średnicy ponad 10m. i napełnili
go gorącym powietrzem nad ogniskiem. Wzbił się on w przestworza 5.6.1783 r.
na rynku miasteczka Annonay. Zbudowany był z kawałków tkaniny oraz
papieru. Poleciał na wysokość sześciu tysięcy stóp Kiedy wypełniające go
powietrze ochłodziło się, balon wylądował na ziemi 2 km. od miejscca startu.

Drugi balon braci Montgolfier wypuszczony 19 września miał już
przyczepioną gondolę (zwykły kosz) w którym znalezli się pierwsi pasażerowie
- baran,kogut i kaczka. Po dziesięcio minutowym locie balon wylądował
szczęśliwie, jedynie baran zdenerwowany niecodzienną sytuacją, bodną swego
kolegę – koguta raniąc go na szczęście jednak niegroznie.

Tak więc, pierwsze balony unosiły się dzięki ogrzanemu powietrzu,
ponieważ jest ono rzadsze i tym samym lżejsze od powietrza zimnego.

Kiedy wieści o nowych wynalazkach dotarły do Akademii Nauk w
Paryżu polecono zbadać tę sprawę młodemu fizykowi profesorowi Charles`owi.
W oparciu o niepewne informacje wywnioskował, że Montgolfierowie
napełnili swój balon, wodorem, jedynym wówczas znanym gazem lżejszym od
powietrza. Przeprowadził w Paryżu doświadczenia z balonem wodorowym i w
ten sposób nieświadomie dokonał wynalazku nowego typu balonu. Oba rodzaje
balonów, znane od nazwisk swych wynalazców „montgolfierami” i
„szarlierami” rywalizowały do początków dziewiętnastego wieku,kiedy
zaprzestano stosować metodę braci Montgolfier.

Dzisiejsze balony, w ktorych łatwo palny wodór zastąpiono niepalnym
helem,wywodzą się więc od szalier.W tych balonach zamiast rozgrzanego
powietrza stosuje się gaz lżejszy od powietrza, dzięki temu odpada konieczność
instalowania pod balonem odpowiednich grzejników. Ponieważ w szczelnej
powłoce balonu znajduje się gaz lżejszy od powietrza, a więc ważący mniej niż
wyparte przezeń powietrze, balon jak korek w wodzie unosi się ku górze.
Mówimy,że gaz stwarza siłę wznośną balonu, ten łatwiej unosi się ku górze.
Mówiąc o tym, trzeba ponadto wiedzieć, że im mniejszy jest ciężar właściwy
gazu , który uzupełniony jest balon, tym większą uzyskujemy siłę nośną statku ,
w miarę zaś zwiększania pojemności powłoki rośnie również siła wznośna
balonu.

Charles wynalazł balon mający właściwie wszystkie podstawowe cechy
balonów nowoczesnych.Posiadał on powłokę z gumowatej tkaniny oplecionej
siatką, na której zawieszony był kosz. Był wyposażony w klapę ,umożliwiającą
wypuszczenie gazu z powłoki podczas lotu, w balast oraz barometr do
mierzenia wysokości lotu ( im wyżej ,tym ciśnienie atmosferyczne jest wyższe.)

W ślad za Francją zaczęto wypuszczać balony w innych krajach,między
innymi w Polsce, gdzie w1784 r. dokonano licznych prób w Warszawie
Krakowie, Lwowie, Puławach, Pińczowie.Balony zawiodły wprawdzie nadzieje
jako środek komunikacji powietrznej ,ponieważ były zdane na łaskę wiatrów,
ale szybko znalazły zastosowanie wojskowe.W 1749 roku wojska francuskie
użyły balonów obserwacyjnych, które stosowano masowo jeszcze podczas
pierwszej wojny światowej, a w obu wojnach światowych balony zaporowe,
pomiędzy którymi rozpinano stalowe sieci, utrudniały akcje
nieprzyjacielskiemu lotnictwu. Na przyklad Anglicy unieszkodliwili w ten
sposób ponad 200 niemieckich rakiet V-1. Od początku używano też balonów
do badań naukowych, dokonując wzlotów na wysokość wielu kilometrów. Od
końca ubiegłego stulecia wysyła się regularnie balony metereologiczne-z
czasem załogę zastąpiły w nich przyrządy automatycznie dokonujące pomiarów
i rejestrujące ich wyniki. W1931 roku szwajcarski uczony Auguste Piccard
zbudował pierwszy balon zdolny do lotow do stratosfery (najwyższej warstwy
atmosfery ziemskiej ) i osiągną w nim wysokość prawie 16 km. Dalsze loty
stratosferyczne doprowadziły do obecnego rekordu, wynoszącego 34 668
metrów. Ustanowił go Amerykanin M.D.Ross.

Baloniarstwo stało się również piękną konkurencją sportową dla ludzi
odważnych. Polacy odnieśli w nim wiele sukcesów przed ostatnią wojną
światową. W naszych czasach balon zawędrował nawet na orbitę okołoziemską.
Amerykański sztuczny satelita „ Echo „ , z którym w 1960 roku
przeprowadzono udane eksperymenty łączności na wielkie odległości, był
właściwie balonem, którego złożona powłoka wraz z butlą sprężonego gazu
została wyniesiona rakietą na wysokośc około 400 kilometrów, gdzie nastąpiło
automatyczne jej napelnienie. Warto jednak dodać, że na orbicie „ Echo „ nie
zachowywał się jak balon ( nie był lżejszy od otaczającego go, bardzo
rozrzedzonego na tej wysokości powietrza atmosfery ), tylko jak sztuczny
satelita – krążył dzięki nadanej mu przez rakietę odpowiedniej prędkości
początkowej.

W nowoczesnycch balonach powłoka wykonana jest z mocnej,
niestrzępiącej się tkaniny nylonowej. Wzasadzie czasza balonu nie nagrzewa
się powyżej temp.120 st. C,dużo niższej od temp. topnienia nylonu. Na wszelki
wypadek na szczycie czaszy instaluje się czujnik temp. ,pozwalający na jej
stały odczyt z gondoli. Gorące powietrze do balonu zapewnia palnik zasilany
płynnym propanem. Cienki przewód dostarcza gaz do stale palącego się
palnika zapłonowego, a przewód o dużym przelocie-gaz do zaworu palnika
głównego. Po otwarciu zaworu z palnika bucha silny płomień (3-4 m ),
kierujący do wnętrza powłoki strumień gorącego powietrza. Aby utrzymać
wysokość , pilot otwiera zawór palnika na kilka sekund , a następnie zamyka
go na pół minuty.

Nylonowe pręty podtrzymują palniki wysoko nad głowami załogi; w
czasie lotu palniki wiszą na linkach powłoki balonu . Do prętów
przymocowane są przewody gazu, a wszystko osłonięte ochronnymi rękawami
,zapinanymi na zamki błyskawiczne.

Butle na propan wykonane są z wytrzymałego, lekkiego stopu lub ze stali
nierdzewnej i mają miękką osłonę, chroniącą załogę przed obrażeniami podczas
wstrząsów przy lądowaniu. Butla zawiera ok. 40 litrów gazu, co wystarcza na
ok. 40 minut lotu.

Gondola z wikliny nadal daje optymalne połączenie lekkości i sprężystej
wytrzymałości W balonach na ogrzane powietrze nie ma pierścienia znanego z
balonów na gaz. Gondola podwieszona jest do ramy palników na linkach ze
stali, tworzących pętlę pod gondolą i wplecionych w wiklinę.

Aby utrzymać balon w stałej wysokości, konieczne jest wyrzucanie
balastu – piasku w celu zrekompensowania stopniowej ucieczki gazu z
powłoki.Wyrzucenie zbyt dużej ilości piasku powoduje wznoszenie się balonu,
co zmusza kierującego do wypuszczenia pewnej ilości gazu nie tylko po to, aby
balon obniżył lot, lecz dlatego, że gaz rozszerza się na dużej wysokości i
zachodzi konieczność zmiejszenia jego ilości. Przemienne upuszczanie gazu i
zrzucanie balastu skraca lot.

Latanie balonem-jako sport-niemal całkowicie zanikło po I wojnie
światowej,głównie dlatego, iż gaz niezbędny do napełniania balonów stał się
trudno dostępny i drogi. Dziś odbywają się na świecie regularne zawody
balonowe i próby bicia rekordów długości przelotu.

STEROWCE

Wadą balonów było to, że leciały tam, gdzie niósł je wiatr. Dlatego też
w1852 roku Henri Giffard zbudował balon długości 44 m o kształcie cygara i
wyposażył go w silnik parowy, aby można było balonem sterować.
W 1898 r. Ferdinand von Zeppelin zbudował sterowiec posiadający
wewnątrz sztywną ramę wykonaną z lekkiego metalu. Od tego czasu zaczęto
budować ogromne sterowce pasażerskie. Jeden z nich Graf Zeppelin wykonał
144 loty transatlantyckie. Jednakże gdy w1937 r. zapalił się największy na
świecie balon Hindenburg i zginęło 35 osób, zaprzestano lotów sterowcami.

Wielkie sterowce lat międzywojennych istotnie zniknęły, lecz zdolność
tego rodzaju statku powietrznego do utrzymywania się w powietrzu całymi
godzinami nadal czyniła je przydatnymi do takich zadań, jak wykrywanie łodzi
podwodnych.Aż po koniec lat 60. budowano małe miękkie sterowce napełnione
bezpiecznym niepalnym gazem -helem. W latach 80. zaczęto wytwarzać nową
generację większych statków latających, wykonanych z takich materiałów jak
włókno węglowe i plastik ,i napełnianych helem.

Współczesny sterowiec wewnątrz napełnionej helem powłoki posiada
napełnione powietrzem balony kompensacyjne. Podczas wznoszenia się
sterowca ciśnienie atmosferyczne maleje, a hel w powłoce rozszerza się.
Zamiast upuszczać drogocenny hel, otwiera się zawory balonów
kompensacyjnych i upuszcza z nich powietrze. Przy obniżaniu lotu
wpompowuje się powietrze do balonów kompensacyjnych.

Duże śmigła, napędzane silnikami pozwalają sterowcami uzyskiwać
prędkość do 160 km/h. Śmigła pracują w tunelach śmigłowych, aby obniżyć
hałas i zwiększyć sprawność. Można je przechylać w górę lub w dół w celu
odpowiedniego skierowania ciągu przy starcie i lądowaniu.

Pasażerowie i załoga podróżują w gondoli podczepionej do powłoki
sterowca. Wykonana z lekkiego wytrzymałego włókna węglowego, zapewnia
ona ten sam wysoki komfort co i nowoczesne samoloty komunikacyjne.

Na balonach nie można oprzeć żadnej regularnej komunikacji. Przed 70
laty sądzono, że sterowce będą stanowić przyszłość, jednakże spodziewania te
zawiodły. Obecna generacja maszyn latających, które opanowały przestworza
to samoloty. Ale to już inna historia.

Od wieków panowało przekonanie, że prędkość światła jest nieskończona. Skoro zapalając lampę czy latarkę od razu robi się jasno, czy gdy otwieramy okno wpuszczając do pomieszczenia “trochę słońca” bez żadnych opóźnień robi się widno, to dlaczego światło miałoby posiadać jakąś prędkość? Później zaczęto zdawać sobie sprawę, że prędkość taka musi istnieć, oraz że musi być bardzo duża. Próbowano zmierzyć dokładnie czas, w którym światło przebywa duże odległości (rzędu kilku kilometrów). Jednakże wszystkie te usiłowania nie dały rezultatów. Dopiero dużo później udało się potwierdzić to przekonanie doświadczalnie. Uznaje się, że pierwszym uczonym, który stwierdził, że prędkość światła jest skończona był Römer w 1676 roku. Jego doświadczenie polegało na obserwacji ruchu księżyca Jowisza. Po nim do pomiaru wartości prędkości światła stosowano także wiele innych metod.

1. Doświadczenie Römera.

Po raz pierwszy prędkość światła wyznaczona została w roku 1676 przez duńskiego uczonego Olafa Römera. Römer był astronomem. Pomyślny wynik jego prac tłumaczymy właśnie tym, że odległości między ciałami, dla których mierzył on prędkość światła, były bardzo duże. Były to bowiem odległości między planetami Układu Słonecznego. Römer obserwował zaćmienia księżyców Jowisza – największej planety Układu Słonecznego. Jowisz, w odróżnieniu od Ziemi, ma dwanaście księżyców. Obiektem obserwacji Römera był księżyc Io. Astronom widział, jak księżyc przesuwał się na tle planety, pogrążał w jej cień i znikał z pola widzenia. Potem pojawiał się ponownie jak nagle zapalona lampa. Czas, który upływał między dwoma kolejnymi pojawieniami się Io zza tarczy Jowisza był równy 48 godzin i 28 minut. W ten sposób księżyc spełniał rolę ogromnego zegara niebieskiego, który w równych odcinkach czasu przesyłał sygnały na Ziemię. Pierwszych pomiarów czasu obiegu księżyca dokonał Römer w chwili, kiedy Ziemia, krążąc wokół Słońca znajdowała się najbliżej Jowisza. Podobne pomiary dokonane 6 miesięcy później, kiedy Ziemia zwiększyła odległość od Jowisza o odcinek równy średnicy swej orbity, wykazały nieoczekiwanie, że Io wynurzał się z cienia Jowisza o 15 minut później niż należałoby oczekiwać, znając czas jego obiegu. Römer wytłumaczył to w następujący sposób: “Jeśli mógłbym pozostać po przeciwnej stronie orbity ziemskiej, to Io zawsze wynurzałby się z cienia w przedziwnym czasie; obserwator znajdujący się tam zobaczyłby Io 15 minut wcześniej. W naszym przypadku opóźnienie spowodowane jest tym, że światło potrzebuje 15 minut na przebycie drogi dzielącej miejsca mojej pierwszej i drugiej obserwacji”. Znając opóźnienie pojawiania się księżyca oraz odległość, która to powoduje, można wyznaczyć prędkość światła dzieląc tę odległość (średnica orbity Ziemi) przez czas opóźnienia. Jak okazało się, prędkość światła jest niezwykle duża i wynosi około 300 000 km/s (przyjmując niedokładną wówczas wartość średnicy orbity Ziemi Römer wyznaczył wartość prędkości światła na c = 214 300 km/s). Dlatego też niesłychanie trudno jest zmierzyć czas, w którym światło rozchodzi się między dwoma punktami na Ziemi. Zauważamy, że w ciągu jednej sekundy światło przebywa drogę 8-krotnie większą niż długość równika.

2. Koła zębate Fizeau.

Po raz pierwszy metodą laboratoryjną prędkość światła wyznaczona została w 1849 roku przez francuskiego fizyka A. Fizeau. W metodzie Fizeau promienie świetlne przechodzą przez szczeliny między zębami obracającego się koła zębatego. Następnie padają na zwierciadło umieszczone w odległości kilku kilometrów od koła. Po odbiciu się od zwierciadła światło powinno ponownie trafić na szczelinę między zębami koła. Jeśli koło obraca się powoli, promienie odbite od zwierciadła można zobaczyć. Przy zwiększaniu prędkości obrotowej światło powoli zanika. W jaki sposób można to wytłumaczyć? W tym samym czasie, w którym promień po przejściu przez szczelinę biegnie do zwierciadła i z powrotem, koło zdąży już obrócić się tak, że na miejscu szczeliny znajduje się teraz ząb i dlatego światła nie widzimy. Przy dalszym zwiększaniu prędkości obrotowej światło zaczynamy widzieć ponownie. Teraz, w tym samym czasie, w którym promienie biegną do zwierciadła i z powrotem, koło obraca się tak szybko, że na miejscu poprzedniej szczeliny pojawia się następna. Znając ten czas oraz odległość między kołem, a zwierciadłem, można wyznaczyć prędkość światła. W doświadczeniu Fizeau odległość wynosiła 8,6 kilometrów. Wyznaczona w tych warunkach wartość prędkości światła była równa c = 315 300 km/s.

3. Wirujące zwierciadła Foucaulta.

Przyrząd Foucaulta z wirującym zwierciadłem pochodzi z 1850 roku. Składa się on ze źródła S, półprzeźroczystego posrebrzanego zwierciadła M1, wirującego zwierciadła R oraz zwierciadła sferycznego M2. Wiązka biegnie ze źródła S do M2. Gdy zwierciadło R jest w spoczynku to wiązka światła biegnąca ze źródła S przez M1 i R do M2 wraca po odbiciu tą samą drogą do M1 i jest widziana w punkcie obserwacyjnym O. Jeśli zwierciadło R wiruje, to światło biegnące ze źródła S przez R do M2, po odbiciu od M2 powraca do wirującego zwierciadła, gdy jest ono już w nowym położeniu R’. Obserwator O widzi na płytce M1 obraz przesunięty. Foucault wyznaczył prędkość światła znając długość L, przesunięcie obrazu i prędkość kątową wirującego zwierciadła. Najlepsza wartość prędkości światła w powietrzu, uzyskaną przez Foucaulta w 1862 roku wynosiła: c = 289 000±500 km/s.

4. Metoda rezonatora wnękowego Essena.

Można bardzo dokładnie wyznaczyć częstość, przy której rezonator wnękowy o znanych wymiarach zawiera znaną liczbę połówek długości fali promieniowania elektrostatycznego. Prędkość światła możemy obliczyć z teoretycznej zależności pomiędzy długością fali i częstością.

c = V

Zwykle z pudła rezonatora wypompowuje się powietrze. Fale elektromagnetyczne wnikają na pewną nie-wielką głębokość w ścianki pudełka, dlatego też konieczna jest poprawka uwzględniająca ten efekt. Essen w roku 1950 stosował częstości 5960, 9000 oraz 9500 MHz i znalazł: c = 299 792,5 km/s. ± 1 km/s.

5. Detektor światła modulowanego.

Jest to jedna z najbardziej współczesnych nam metody wyznaczania prędkości światła i jednocześnie jedna z najbardziej dokładnych. Światło pochodzące ze źródła S zostaje odbite przez zwierciadło M na detektor fotoelektryczny D. Natężenie światła wysyłanego ze źródła jest modulowane przez oscylator o częstości radiowej. Oscylator ten moduluje z tą samą częstością czułość fotokomórki. Sygnał dawany przez detektor będzie największy, jeżeli światło o maksymalnym natężeniu dojdzie do fotokomórki w momencie, gdy czułość jej będzie największa. Warunek ten będzie spełniony gdy czas przebiegu światła z punktu S do D będzie równy całkowitej wielokrotności okresów N modulującej częstości v . Czas ten rów-na się N/v , z czego wynika

Gdzie L jest odległością źródła S i detektora D od zwierciadła. Zastosowana w tej metodzie droga wiązki światła była rzędu 10 kilometrów. Bergstrand zmierzył tą metodą wartość c otrzymując c = 299 793±0,3 km/s.

Istnieje wiele innych metod na wyznaczanie prędkości światła. Jej pomiary przeprowadzono w wielu różnych przeźroczystych ośrodkach. Prędkość światła w wodzie została zmierzona w roku 1856. Jak się okazało, jest ona 4/3 razy mniejsza od prędkości w próżni. Według współczesnych danych prędkość światła w próżni jest równa c = 299 792,5 km/s. Przy czym wartość ta została zmierzona z dokładnością 0,4 km/s. Wyznaczenie prędkości światła odegrało w nauce bardzo ważną rolę, przyczyniając się w znacznym stopniu do wyjaśnienia natury światła. Według aktualnego stanu wiedzy nie istnieje większa prędkość od prędkości światła. Prędkość światła jest więc maksymalną prędkością.