Najnowsze teorie kosmologiczne, czyli z zakresu badania struktury i ewolucji Wszechświata, zakładają, że w swojej obecnej postaci jest on efektem Wielkiego Wybuchu i przemian materii będących jego następstwem. Teorię tę ilustruje grafika zamieszczona poniżej. Uwidacznia ona podstawowe etapy ekspansji Wszechświata. Model ten poparty został obserwacjami wykonanymi przez sondę WMAP agencji NASA (2003 roku), co pozwoliło na opracowanie mapy promieniowania mikrofalowego tła (w 2012 roku). Jak się jednak okazuje, choć wydawałoby się, że model Wszechświata opracowany na podstawie wspomnianych pomiarów wydawał się doskonały, to najnowsze badania podważają ówczesne ustalenia.

Zanim ustalimy, co wiemy o odległościach we Wszechświecie, zacznijmy od ważnych faktów, które stopniowo wzbogacały naszą wiedzę o Układzie Słonecznym oraz pozwoliły osiągnąć dzisiejszy stan wiedzy.

Pierwsze poprawne, odpowiadające rzeczywistości obserwacje, jakie prowadziły do opisu cech najbliższego kosmosu i Układu Słonecznego oraz Ziemi, zostały wykonane już w czasach starożytnych. Jednym z pierwszych uczonych, który dowodził kulistości Ziemi, był Pitagoras (VI w. p.n.e.). Musiały upłynąć jednak dalsze trzy stulecia, aby w III wieku p.n.e. Eratostenes jako pierwszy wyznaczył obwód Ziemi (podał przedział od 39 690 km do 46 620 km), dość dokładnie, zważywszy na technikę pomiaru, jaką się posłużył. Określił on również szacunkową odległość Ziemi od Słońca i Księżyca.

W tym samym czasie Arystarch ogłosił rewolucyjną tezę, że Słońce znajduje się w centrum Wszechświata, a Ziemia zajmuje położenie peryferyjne. Wnioski te nie miały jednak dostatecznego potwierdzenia w obserwacjach, a teoria ta została zapomniana na wiele wieków. Jej potwierdzenie nastąpiło dopiero wraz z ogłoszeniem przez Mikołaja Kopernika teorii heliocentrycznej (1543 rok). Odkrycie to dało podwaliny m.in. dla badań Johannesa Keplera, który opracował prawa opisujące ruch planet. Dzięki temu odkryciu, a szczególnie sformułowaniu trzeciego prawa Keplera (opublikowane w roku 1619 w dziele Harmonices Mundi - Harmonia świata), stało się możliwe precyzyjne obliczenie orbit i wzajemnych odległości kolejno odkrywanych planet Układu Słonecznego.

Poniżej zamieszczona tabela prezentuje dane dotyczące odległości planet Układu Słonecznego od Słońca oraz ich czasu obiegu odnoszonego do długości roku zwrotnikowego (365 d 5 h 48 min 46 s).

R1aEnEivIrNbx

Tabela prezentująca dane dotyczące odległości planet Układu Słonecznego od Słońca (w milionach kilometrów) oraz okres ich obiegu dookoła Słońca (w latach zwrotnikowych). Podano następujące wartości: Merkury – średnia odległość od Słońca 57,740 milionów kilometrów, okres obiegu dookoła Słońca 0,24085 roku zwrotnikowego. Wenus – średnia odległość od Słońca 108,141 milionów kilometrów, okres obiegu dookoła Słońca 0,61521 roku zwrotnikowego. Ziemia – średnia odległość od Słońca 149,504 milionów kilometrów, okres obiegu dookoła Słońca 1,00004 roku zwrotnikowego. Mars – średnia odległość od Słońca 227,798 milionów kilometrów, okres obiegu dookoła Słońca 1,88089 roku zwrotnikowego. Jowisz – średnia odległość od Słońca 777,840 milionów kilometrów, okres obiegu dookoła Słońca 11,8622 roku zwrotnikowego. Saturn – średnia odległość od Słońca 1426,100 milionów kilometrów, okres obiegu dookoła Słońca 29,4577 roku zwrotnikowego. Uran – średnia odległość od Słońca 2867,830 milionów kilometrów, okres obiegu dookoła Słońca 84,0153 roku zwrotnikowego. Neptun – średnia odległość od Słońca 4493,650 milionów kilometrów, okres obiegu dookoła Słońca 164,788 roku zwrotnikowego.

Ciekawostka

Trzecie prawo Keplera mówi, że stosunek kwadratu okresu obiegu planety wokół Słońca do sześcianu wielkiej półosi jej orbity jest stały dla wszystkich planet w Układzie Słonecznym

Można to zapisać w postaci następującego wzoru:

RrrknoTpE1RLd

Ilustracja przedstawia trzecie prawo Keplera. Przedstawiono wzór: w liczniku duża litera T ₁ do kwadratu, w mianowniku mała litera A ₁ do sześcianu. Po tym wzorze następuje znak równości, po którym kolejny wzór: W liczniku duża litera T ₂ ², w mianowniku mała litera A ₁ ³ . Nastepnie znów znak równości, a po nim const. Legenda: T₁, T₂ - okresy obiegu planety wokół słońca, mała litera A ₁, mała litera A ₂ - promień wielkiej półosi planet. Wzór ten odczytać mozna zatem jako: Stosunek kwadratu okresu obiegu planety wokół Słońca do sześcianu wielkiej półosi jej orbity jest stały dla wszystkich planet w Układzie Słonecznym.

W astronomii przyjmuje się przy tym, że jednostka odległości odpowiadająca odległości między Ziemią a Słońcem jest tzw. jednostką astronomiczną (AU - Astronomical Unit), a jej wartość wynosi 149 597 870 700 km. Jednostka astronomiczna wykorzystywana jest do opisu odległości w Układzie Słonecznym i kosmosie, choć w tym drugim przypadku, ze względu na olbrzymie odległości, stosowane są także inne jednostki.

Dzięki rozwojowi urządzeń obserwacyjnych dalszy postęp w dziedzinie pomiaru odległości we Wszechświecie nastąpił w 1838 r., kiedy Friedrich Bessel zmierzył paralaksę gwiazdową, czyli zauważalne przesunięcie kątowe pozycji gwiazdy towarzyszące ruchowi Ziemi wokół Słońca i jej położeniu w aphelium i peryhelium. Poprawność pomiaru paralaksy była możliwa dzięki uwzględnieniu zjawiska tzw. aberracji światła, które wcześniej zbadał James Bradley (w latach 1725–26). Pomiar paralaksy dowodził słuszności teorii heliocentrycznej, ale przede wszystkim udowadniał, jak ogromne odległości dzielą Układ Słoneczny i Ziemię od innych obserwowanych obiektów we Wszechświecie.

Pomiar paralaksy może być dokonywany w różnych układach: geocentrycznymteoria geocentrycznageocentrycznym i heliocentrycznymteoria heliocentrycznaheliocentrycznym. Pierwszy dotyczy pomiaru paralaksy dobowej (geocentryczna paralaksa równikowa) związanej z ruchem obrotowym Ziemi lub paralaksy geocentrycznej południkowej, która dotyczy zmiany szerokości geograficznej obserwatora. Metoda ta umożliwia między innymi określanie odległości od Księżyca lub innych obiektów Układu Słonecznego.

RcWqMQt0QCD6V

Na ilustracji po lewej stronie znajduje się kula ziemska z zaznaczoną górną połową osi ziemi. Od początku tego odcinka odchodzi lina prosta skierowana nieco w dół, a od końca tego odcinka linia prosta skierowana nieco ku górze. Obie proste przecinają się w pewnej odległości od kuli ziemskiej. Pod miejscem przecięcia umieszczono nieduże szare koło z żółtą obwódką. Końce dwóch prostych opierają się na nakreślonej po prawej stronie ilustracji linii pionowej, nieco łukowatej, na której umieszczono pięć symboli słońca. Środkowy symbol słońca znajduje się dokładnie pomiędzy końcami dwóch prostych wyprowadzonych z kuli ziemskiej.

Drugi sposób pomiaru związany jest ze zmianą kąta położenia obiektów w odległym kosmosie i tzw. paralaksą roczną, odpowiadającą ruchowi Ziemi po orbicie wokół Słońca i jej położeniem w skrajnych punktach dłuższej osi orbity eliptycznej.

RWDlkvpL7AKcI

Obrazek przedstawiający zasadę pomiaru paralaksy. Na rysunku widoczna jest elipsoida, na której w jednej linii ustawiona jest Ziemia (w pozycji Z2) Słońce i Ziemia (w pozycji Z1). Odcinek ZS określa długość promienia elipsoidy, jaka dzieli Ziemię od Słońca, która jest równa jednej AU. Znając kąty zmierzone w skrajnych położeniach w stosunku do obiektu, którego odległość chcemy ustalić (oznaczone odpowiednio jako alfa jeden i beta jeden – przy pozycji Z2, oraz alfa dwa i beta dwa – przy pozycji Z1), a także długość promienia elipsoidy, możliwe jest wykonanie niezbędnych obliczeń.

Paralaksa „p” dowolnego obiektu obliczana jest zatem ze wzoru:

RmvVXCgNnixGY

Ilustracja prezentuje wzór na obliczenie paralaksy. Mała litera P, znak równości, następnie w liczniku alfa₁ plus alfa₂, w mianowniku liczba 2.

Następstwem pomiaru paralaksy było wprowadzenie do użytku jednostki stosowanej w pomiarach odległości w kosmosie zwanej parsekiem, gdzie jeden parsek (1 pc) określa taką odległość ciała niebieskiego od Ziemi, dla której paralaksa roczna wynosi jedną sekundę kątową.

R1H4FBTNBddxZ

Geometryczny opis parseka. Na ilustracji jest elipsa. Z jej środka - stanowiącego żółtą kulę, symbolizującą Słońce - wychodzi pionowa linia opisana jako 1 pc. Na elipsie jest niebieska kula - to Ziemia. Od końca pionowej linii poprowadzono linię przerywaną do niebieskiej kuli na elipsie. Zaznaczono 1 sekundę łuku. Od Słońca do Ziemi poprowadzono od linii pionowej linię poziomą opisaną jako 1 j.a.

Geometryczna interpretacja pojęcia parseka wskazuje, że odległość D (wyrażona w parsekach) do dowolnego obiektu w kosmosie może być wyznaczona z następującej zależności:

D = 1/p, gdzie p to paralaksa.

W przeliczeniu na inne jednostki jeden parsek odpowiada w przybliżeniu:

- 3,2616 latom świetlnym,

- 206265 jednostkom astronomicznym (AU lub j.a.),

- 3,086$\cdot$10Indeks górny 16¹⁶ m.

Ze względów praktycznych często stosowane są jednostki pochodne, a w tym:

- w astronomii galaktycznej:

$\text{miliparsek (mpc) = 10}^{-3}\;\mathrm{pc}$

$\text{kiloparsek}\;(\mathrm{kpc})\;=\;10^3\;\mathrm{pc}$

- w astronomii pozagalaktycznej i kosmologii:

$\text{megaparsek}\;(\mathrm{Mpc})\;=\;10^6\;\mathrm{pc}$

$\text{gigaparsek}\;(\mathrm{Gpc})\;=\;10^9\;\mathrm{pc}$

W efekcie wspomnianego wyżej odkrycia w 1839 r. Wilhelm Struve wyznaczył paralaksę Wegi (7,679 ± 0,021 parseka od Ziemi), Friedrich Bessel - gwiazdy 61 Cygni (3,45 parseka od Ziemi), a Thomas James Henderson - gwiazdy Alfa Centauri (1,34 parseka od Ziemi).

Przełom w dziedzinie pomiaru paralaksy gwiazd przyniosła misja satelity Hipparcos agencji ESA (w latach 1989‑93), dzięki której znamy dziś paralaksy i odległości do ponad 2,5 miliona gwiazd położonych w promieniu 150 parseków (490 lat świetlnych) od Ziemi.

Dalszy postęp w badaniach dotyczących pomiaru odległości obiektów we Wszechświecie związany był z rozwojem fizyki kwantowej i opracowanych z jej wykorzystaniem modeli matematycznych Wszechświata oraz technologicznym postępem w dziedzinie astronomii obserwacyjnej, w tym technologii kosmicznych.

Szczególne znaczenie należy przypisywać takim odkryciom i osiągnięciom jak:

- teoria względności Alfreda Einsteina (25 listopada 1915 r.), która stała się fundamentem dalszych badań w dziedzinie fizyki kwantowej i kosmologii,

- badania Edwina Hubble’a, który jako pierwszy obliczył tempo rozszerzania się Wszechświata (1929 r.),

- odkrycie mikrofalowego promieniowania tła (1965 r., amerykańscy astrofizycy Arno Allan Penzias i Robert Woodrow Wilson) i dalsze badania w tym zakresie (1989 r. - satelita COBE, 2003 r. – satelita WMAP), które pozwoliły m.in. ustalić wiek Wszechświata (około 13,8 miliarda lat, choć w zależności od oszacowania stałej Hubble’a uzyskuje się wiek w przedziale od 12 do 14,5 miliarda lat oraz różne proporcje między jasną i ciemną materią i energią),

- umieszczenie w kwietniu 1990 r. Teleskopu Hubble’a na orbicie,

- pomiary odległości do galaktyk za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera (umieszczony na orbicie w sierpniu 2003 r.),

- umieszczenie na orbicie Teleskopu Gaia (2013 r., Europejska Agencja Kosmiczna), którego zadaniem jest pomiar odległości do gwiazd.

Wymienione wyżej odkrycia i osiągnięcia pozwoliły na znaczne zwiększenie dokładności pomiaru odległości w obrębie Układu Słonecznego, Drogi Mlecznej, a także głębokiego kosmosu.

Dzisiaj wiemy, że Układ Słoneczny sięga o wiele dalej niż początkowo przypuszczali naukowcy odkrywający kolejne planety. Najdalej położoną planetą od Słońca jest Neptun, który leży w odległości ok. 30 AU. Pas Kuipera, w obrębie którego znajdują się planety karłowate Pluton i Charon, rozciąga się w odległości od 30 do 50 AU, zaś obłok Oorta w odległości od 50 000 AU do 100 000 AU, czyli na dystansie od około 1 do 1,87 roku świetlnego od Ziemi. Rozkład obiektów w Układzie Słonecznym i odpowiadające im odległości prezentują poniższe grafiki.

R9Y1pjHZP3ULW

Na czterech złożonych ilustracjach przedstawiono orbity ciał Układu Słonecznego w proporcjonalnej skali (zmiana skali następuje zgodnie z ruchem wskazówek poczynając od lewego górnego rogu). W pierwszej od lewego górnego rogu ilustracji zaznaczono wewnętrzny Układ Słoneczny w postaci białe kropki, wokół której znajdują się kolejno kolorowe okręgi, jeden w drugim, z dopisanymi nazwami planet. Między przedostatnim a ostatnim okręgiem Znajduje się szeroki okrąg oznaczający pas asteroid. W drugiej ilustracji ukazano zewnętrzny Układ Słoneczny. Zaznaczono tutaj kolejne okręgi, umieszczono jeden z drugim, a poza okręgami wiele małych kropek opisanych jako pas kuipera. W prawej górnej części tej ilustracji znajduje się czerwona. opisana jako Sedna. ilustracje znajdującej się poniżej zaznaczono orbitę Sedny. kolorowe okręgi, które bliżej było widać na poprzednich ilustracjach, znajdują się w górnej końcówce orbity Sedny. Orbita ta ma kształt owalu. w ostatniej ilustracji zakreślono Wewnętrzne rozszerzenie Obłoku Oorta. Orbita Sedny z poprzedniej ilustracji znajduje się tutaj w centralnej części, jako bardzo mały owal. Otoczony jest on ciemnością, którą obejmuje szeroki niebieski okrąg.

Najbliższą gwiazdą w sąsiedztwie Ziemi i Układu Słonecznego jest Proxima Centauri, która leży w odległości 4,25 lat świetlnych, a jednocześnie jest najbliższą gwiazdą posiadającą układ planetarny.

Słońce jest jedną z 400 miliardów gwiazd Drogi Mlecznej, galaktyki spiralnej o średnicy około 100 000 lat świetlnych. Słońce znajduje się w jednym z zewnętrznych ramion Drogi Mlecznej, tzw. Ramieniu Oriona, co sprawia, że położone jest w odległości około 26 660 lat świetlnych od centrum galaktyki.

Najbliższą galaktyką w sąsiedztwie Drogi Mlecznej jest Galaktyka Andromedy, która leży w odległości 2,5 miliona lat świetlnych od Ziemi. Obydwie galaktyki wchodzą w skład Grupy Lokalnej Galaktyk, czyli zbioru złożonego z co najmniej 54 galaktyk, które są powiązane grawitacyjnie. Grupa Lokalna rozciąga się na obszarze około 3,1 megaparseka (106 pc), czyli około 10 milionów lat świetlnych. Grupa Lokalna Galaktyk jest częścią supergromady Laniakea. Strukturami większymi i odleglejszymi są tzw. superklastry galaktyk.

Ponieważ nie możemy obserwować przestrzeni poza krawędzią widzialnego Wszechświata, to nie wiadomo, czy rozmiar Wszechświata jako całości jest skończony czy nieskończony. Szacuje się, że cały Wszechświat, jeśli jest skończony, musi być ponad 250 razy większy niż jego część widoczna. Ocenę wielkości Wszechświata utrudniają ponadto rozbieżności w zakresie oceny tempa rozprzestrzeniania się galaktyk. Jeśli miałoby się bowiem okazać, że prędkość rozprzestrzeniania się galaktyk jest większa od prędkości światła w próżni (300 000 km/s), to obecnie obserwowany obraz odpowiadałby już nieistniejącemu, a ponadto nigdy nie będzie możliwe zaobserwowanie jego najdalszych rejonów. Niezależnie od powyższego, obecnie obserwowana rozciągłość widocznego Wszechświata oceniana jest na około 91 do 93 miliardów lat świetlnych, a krawędź widzialnego Wszechświata z Ziemi sięga na odległość około 46 miliardów lat świetlnych.

Opisane powyżej proporcje wielkości i odległości obiektów we Wszechświecie ilustruje poniższa grafika.

R1cOgEvdHXAzc

Sześć połączonych ilustracji przedstawia ziemię i układ słoneczny i umiejscowienie w odniesieniu do najbliższych gwiazd Drogi Mlecznej grupy lokalnej galaktyk i superklastra galaktyk. na pierwszej ilustracji widoczna jest kula ziemska oraz Księżyc. na drugiej ilustracji wewnętrzny układ słoneczny, na 3. zewnętrzny Układ Słoneczny, na 4. najbliższe gwiazdy, na 5. galaktyka Drogi Mlecznej, mająca formę w spirali, na 6. ilustracji grupa lokalna, na 7. Laniakea, na 8. lokalne super klastry, a na ostatniej ilustracji obserwowalny kosmos. Na ilustracjach jest wiele nazw, jednak z powodu ich pomniejszenia są nieczytelne.

Słownik