Wszechświat

Wyobrażenia ludzi o rozmiarach, strukturze i ewolucji Wszechświata ulegały bardzo istotnym zmianom w miarę rozwoju astronomii i fizyki. Już w czasach prehistorycznych pozorny ruch Słońca na sferze niebieskiej, fazy Księżyca, ruchy planet oraz momenty wschodów i zachodów gwiazd były wykorzystywane do określania czasu i stanowiły podstawę kalendarza.
Pierwszy model Wszechświata powstał ok. 2,5 tys. lat temu, wraz z rozwojem geometrii i filozofii. Elementy tego modelu występowały już u Pitagorasa. Głosił, że Ziemia podobnie jak ciała niebieskie ma kształt kuli. Uważał też, że spoczywa ona nieruchomo, niczym nie podtrzymywana, w środku świata. Trudno dziś orzec, na czym opierał swe twierdzenie o kulistości Ziemi. Może tłumaczył to tym, że kula jest najdoskonalszą bryłą spotykaną w przyrodzie? Pitagoras dał też model budowy świata, według którego okrągła Ziemia tkwiła nieruchomo w środku świata otoczona ośmioma przezroczystymi, koncentrycznymi sferami, na których znajdowały się Słońce, Księżyc i planety. Poglądy jego stały się podstawą dalszych pojęć o budowie świata i ogólne ich zasady przetrwały do czasów Mikołaja Kopernika. Jednak prawdziwym twórcą podstaw całej starożytnej i średniowiecznej nauki był Arystoteles. Jego poglądy na budowę wszechświata można uważać za dalsze rozwijanie myśli Pitagorasa. Uważał Ziemią za kulę i na dowód przytaczał fakt, że widoczny w czasie zaćmienia Księżyca cień Ziemi ma kształt koła. Głosił ideę kulistości nie tylko Ziemi, ale także wszystkich ciał niebieskich. Kulę uważał za najdoskonalszą bryłę, a koło za najdoskonalszą krzywą. Za najdoskonalszy ruch uważał jednostajny ruch po kole. Dodał do tego zasadę, że ruchy ciał niebieskich są również doskonałe i odbywają się po kołach z jednostajną szybkością. Arystoteles odróżniał materię ziemską od substancji niebieskiej. Do podziału materii na ziemię, wodę, powietrze i ogień dodał piąty pozaziemski, który nazwał eterem. Zbudowana z tych czterech pierwszych elementów Ziemia jest światem zniszczalnym, natomiast zbudowane z eteru ciała niebieskie są wieczne i niezniszczalne. Z geocentrycznego światopoglądu Arystotelesa wynikało, że świat był ograniczony. Jednym z najwybitniejszych uczonych starożytnych był Klaudiusz Ptolemeusz, żyjący w latach 100-178 n.e. w Aleksandrii. Zbudował on geocentryczny model budowy wszechświata wyzyskując do tego kombinację deferentów i epicykli. Model ten tworzy pewną całość i przez całe wieki był podstawą astronomii. Swoją teorię Ptolemeusz podał w dziele p.t. "Megale Syntaksis" (znanym później po nazwą "Almagest"). Według tej teorii budowa świata była następująca: środkiem świata jest oczywiście Ziemia i to zupełnie nieruchoma. Dookoła niej krąży Księżyc. Dalej znajdują się deferenty Merkurego i Wenery, czyli tzw. planet dolnych. Merkury krąży po mniejszym, natomiast Wenera po większym epicyklu. Za deferentem Wenery znajduje się droga Słońca. Dalej są deferenty tzw. planet górnych - Marsa, Jowisza i Saturna. Za obszarem zajętym przez planety położona jest sfera gwiazd stałych, obracająca się raz na dobę i udzielająca tego ruchu wszystkim poprzednio wymienionym sferom
. Taka zasada modelu budowy wszechświata okazała się jednak niewystarczająca. Przekonano się, że nie można wytłumaczyć ruchów planet przyjmując jednostajny ruch środków ich epicykli po deferentach. Ptolemeusz wprowadził, więc pojęcie tzw. ekwantów, będących pewną przeróbką ekscentryków. Jest rzeczą ciekawą, że pomimo wielowiekowej pracy astronomów, zasada nieruchomości Ziemi pozostała niewzruszona. Robiono wszystko, co było możliwe, aby tylko nie być zmuszonym do przyjęcia twierdzenia, że ziemia nie leży w środku wszechświata i że ma też swój odrębny ruch. Była to z jednej strony pozostałość po poglądach człowieka pierwotnego, z drugiej zaś strony zasady tej broniły religie i związane z nimi klasy panujące. W V wieku p.n.e. pitagorejczyk Filolaos głosił już, że Ziemia nie jest nieruchomą bryłą spoczywającą w środku wszechświata. Według tej teorii w środku wszechświata znajduje się centralny ogień oświetlający i ogrzewający cały świat. Ziemia okrąża ogień ten raz na dobę, zwracając się do niego zawsze jedną i to niezamieszkaną stroną. W ten sposób Filolaos tłumaczył zjawisko dnia i nocy oraz cały ruch dobowy kuli niebieskiej.
Jego model budowy wszechświata składał się początkowo z 9 sfer. U pitagorejczyków za liczbę doskonałą uważano 10. Ponieważ panowało przekonanie, że cały świat jest doskonały, więc Filolaos dodał 10-tą sferę i umieścił ją wewnątrz sfery Ziemi i kazał po niej krążyć ciału, które nazwał Przeciwziemią ( po grecku Antichton). Model jego jest prymitywny i uzupełniony fantazją. Jest to jedna pierwszy model, w którym Ziemia nie spoczywa nieruchomo w środku wszechświata, lecz jest ciałem niebieskim podobnie jak Słońce, Księżyc, planety i gwiazdy. Niektórzy inni filozofowie jak Hicetas z Syrakuz, Heraklides z Pontu i Ekfantos byli podobnego zdania. Dalej poszedł Ekfantos. Głosił, że Ziemia znajduje się wprawdzie w środku wszechświata, ale obraca się raz na dobę wokół własnej osi. Wyjaśniało to ruch dobowy kuli niebieskiej, a jednocześnie odpadały wymyślone przez Filolasa centralny ogień i przeciwziemia. Za nauką Ekfantosa opowiedział się Heraklides z Pontu. Według niego Ziemia znajdowała się w środku świata i wykonywała jedynie ruch obrotowy dookoła własnej osi. Dookoła Ziemi krążyły Księżyc, Słońce i planet górny, planety zaś dolne krążyły wokół Słońca i dopiero wraz z nim obiegały Ziemię. System Heraklidesa można by uważać za pośredni między geocentrycznym i heliocentrycznym. Wprawdzie Ziemia, choć obracająca się wokół własnej osi, znajduje się ciągle jeszcze w środku świata, lecz Merkury i Wenera krążą już wokół Słońca. Poglądy te na ogół nie przyjęły się. Nic więc dziwnego, że nie oddziaływały one na losy nauki i że pozostały po nich tylko wzmianki. Arystarch z Samos żył w III wieku p.n.e. był pierwszym astronomem, który próbował oceniać odległości ciał niebieskich na podstawie obserwacji. Pomiary te jednak były niedokładne. Fakt, iż Arystarch otrzymał błędną odległość Ziemi od Słońca, nie jest istotny. Bardziej istotne jest stwierdzenie, że Słońce znajduje się o wiele dalej od Ziemi niż Księżyc i że przewyższa znacznie rozmiarami Ziemię. Najważniejszy jest jednak wniosek z tego - że Ziemia krąży wokół Słońca. Arystarch poprzez obserwacje i poparte na nich wnioskowania zrozumiał nierealność systemu geocentrycznego. Udało mu się stworzyć pierwszy model heliocentryczny budowy świata. Poglądy jego spotkały się z niezrozumieniem i drwinami, popadły w zapomnienie na blisko 2000 lat, stanowiły one jednak podstawę późniejszej teorii Kopernika. Średniowiecze "poprawiając" system Ptolemeusza doprowadziło go wprost do absurdu. Przekonanie o tym, że Ziemia jest środkiem świata było tak mocno zakorzenione, że nawet nie próbowano zastąpić tej zasady inną. Tak więc pomimo prac wielu niejednokrotnie wybitnych astronomów, astronomia krok za krokiem brnęła w ślepą uliczkę.
Ogromny rozwój swobodnej myśli ludzkiej wpłynął w epoce humanizmu i Odrodzenia na znaczne ożywienie badań astronomicznych. Miejsce fantastycznych opowieści o kręgach niebiańskich poruszanych przez aniołów, obrazów Ziemi w rodzaju tego, jaki podał Koźma Indikopleustes (Ziemia ma kształt prostokąta) zajął od dawna "Almagest" Ptolomeusza przetłumaczony na łacinę już w 1175r. Rozpowszechniały się opisy świata oparte na jego układzie i modele obrazujące ten układ. Zadaniem astronomów stało się wyjaśnianie i pogłębianie nauki Ptolemeusza.
Epokowym momentem w rozwoju poglądów na budowę wszechświata było opublikowanie w 1543 r. wiekopomnego dzieła Mikołaja Kopernika (1473-1543) - "De Revolionibus" (O obrotach sfer niebieskich”) składające się z sześciu ksiąg. W dziele tym Kopernik zawarł ostateczną wersję opracowanej przez siebie teorii heliocentrycznej, przyjmującej, że centralnym ciałem w Układzie Planetarnym jest Słońce. Najważniejsza była pierwsza księga. Kopernik opisał w niej główne zasady swej teorii, że "świat jest kulisty" i że "Ziemia jest również kulista". Ziemia nie stanowi żadnego wyróżnionego miejsca we wszechświecie, lecz jest tylko jedną z planet obiegających Słońce. Omawiając w ogólnych zarysach ruchy ciał niebieskich, przyjął tu, wzorując się na starożytnych filozofach, że odbywają się one jednostajnie po kołach. Opisał ruch Ziemi wyjaśniając, że odbija się on na widocznych ruchach ciał niebieskich. W ten sposób wypowiedziana została zasada względności ruchów. Przypisał też Ziemi ruchy, którymi rządzą te same prawa, jakie rządzą ruchami planet. Twierdzenie to było również niezwykle doniosłe, kładło bowiem kres odwiecznemu podziałowi świata na dwie różniące się zupełnie od siebie części - "Ziemię" i "Niebo".
Schemat układu wszechświata wg. Kopernika wyglądał następująco: w środku Słońce, dookoła którego krążą planety w następującym porządku: Merkury, Wenera, Ziemia wraz z Księżycem, Mars, Jowisz i Saturn. Całość otoczył nieruchomą sferą gwiazd. W drugiej księdze wyłożył astronomię sferyczną, a więc pozorny ruch sfery niebieskiej, oraz koła i współrzędne służące do określania położeń ciał niebieskich. Dodał do tego katalog gwiazd.
W trzeciej księdze Kopernik opisał ruch Ziemi wokół Słońca i spowodowany przez niego pozorny ruch roczny Słońca. Obliczył też nową wartość długości roku.
Czwarta księga dotyczy ruchu Księżyca i zaćmień. Ostatnie dwie księgi tj. piąta i szósta., zawierają teorię ruchu planet. Kopernik wyjaśnił w nich ich rzeczywiste i pozorne ruchy oraz kolejno drobiazgowo rozpatrzył ruchy wszystkich planet, zaczynając od Saturna a kończąc na Merkurym. Kopernik dał prawidłowy zarys teorii heliocentrycznej, w szczegółach jednak zachował pewne pozostałości dawnej astronomii, jak ruchy po kołach i małe epicykle ( te największe, będące odbiciem ruchu Ziemi dokoła Słońca, znikły). Pomimo pewnych niedociągnięć jego dzieło było wielką rewolucją w astronomii, wielkim krokiem naprzód.
Teoria heliocentryczna natrafiała na sprzeciwy nie tylko Kościoła, ale też i niektórych uczonych, wśród nich najwybitniejszym był duński astronom Tycho Brahe (1546-1601). Brahe był zapalonym i utalentowany, obserwatorem. Nie tylko zebrał ogromną ilość obserwacji pozycji ciał niebieskich, ale podwyższył dokładność obserwacji do 1', co w owych czasach było niebywałą dokładnością. Odrzucił teorię Kopernika, ale jednocześnie odrzucił też i teorię Ptolemeusza. Obmyślił własną teorię budowy świata, będącą pewnego rodzaju połączeniem obu tamtych teorii. Według Tychona Brahe świat jest zbudowany następująco: w środku nieruchomo spoczywa Ziemia, dookoła której krąży Słońce i Księżyc, planety krążą wokół Słońca i razem z nim obiegają Ziemię. Całość jest zamknięta sferą gwiazd stałych.
Jednak teoria Kopernika znalazła również wkrótce wielu zwolenników. Pierwszym, który nie zawahał się podjąć myśli kopernikańskiej i dalej ją rozwijać był włoski poeta i filozof Giordano Bruno (1548-1600). Głosił, że świat jest nieskończony, że zawiera nieskończenie wiele gwiazd, z których jedną jest Słońce. Podobnie jak Ziemi tak i Słońcu przypisywał ruch obrotowy. Twierdzenie o nieskończoności świata prowadziło do bardzo doniosłego wniosku. Skoro bowiem wszechświat jest nieskończony, więc nie mógł być w jakimś określonym momencie stworzony, czyli że istniał, istnieje i będzie istniał wiecznie. Gdy palono na stosie Giordana Bruno, działał we Włoszech jeszcze wybitniejszy zwolennik teorii Kopernika, Galileusz (Galileo Galilei) - (1564-1642). W 1609 roku jako pierwszy skierował - zbudowaną przez siebie - lunetę w niebo. Obserwacje wykazały, że fazy Wenery (Wenus) przebiegają tak samo jak fazy Księżyca. Zjawisko to było wymownym dowodem słuszności heliocentrycznej teorii Kopernika, bo gdyby Wenera nie obiegała Słońca, ale tak jak chciał Ptolemusz, krążyła po epicyklu między Słońcem a Ziemią, to byłaby widoczna co najwyżej jako sierp nie mogąc nigdy dojść nawet do "kwadry". Zwolennikiem teorii Kopernika był także Jan Kepler (1571-1630), który mając materiał obserwacyjny zgromadzony przez Tychona Brahe i wyniki obserwacji - przez siebie - Marsa, wykazał, że droga Marsa dookoła Słońca nie jest kołem lecz elipsą, w której ognisku znajduje się Słońce, i że odcinek łączący Słońce z Marsem, czyli tzw. promień wodzący Marsa, w równych czasach zakreśla równe pola. W ten sposób odkrył dwa prawa, zwane dziś jego imieniem:
I - Każda planeta krąży dokoła Słońca po elipsie, a Słońce znajduje się w jednym z dwóch ognisk tej elipsy.

II - Promień wodzący planety opisuje w równych odstępach czasu równe pola.

Prawa te wyjaśniają nierównomierne biegi planet. W pracy " Harmonia świata podał zależność pomiędzy czasem obiegu planety dokoła Słońca a odległością od niego. Określił ją tak " że stosunek między okresami obiegu jakichkolwiek dwóch planet równy jest dokładnie stosunkowi półtorakich potęg ich średniej odległości." Dziś to samo prawo formułujemy inaczej i nazywamy trzecim prawem Keplera.

III - Kwadraty czasów obiegu planet są proporcjonalne do sześcianów wielkich osi ich orbit.

Te trzy prawa Keplera unowocześniły system Kopernika i nadały mu jeszcze bardziej zwartą formę.
Dzięki skonstruowaniu przez Galileusza lunety astronomowie zaczęli penetrować coraz dalsze obszary Wszechświata. Zaczęto zastanawiać się nad rozmiarami i strukturą Drogi Mlecznej. Metodą zliczania gwiazd w różnych obszarach sfery niebieskiej F.W. Herschel w 1785 r. stwierdził, że Droga Mleczna jest spłaszczoną, podobną do dysku koncentracją gwiazd, a Słońce znajduje się w przybliżeniu w jej środku. Nadal nie znano sposobu na wyznaczanie odległości do gwiazd. (Już Kopernik zdawał sobie sprawę z faktu, że gwiazdy znajdują się bardzo daleko, gdyż nie mógł zaobserwować pozornego ruchu gwiazd bliższych względem tła gwiazd dalszych, paralaksa). Paralaksy gwiazd ® spowodowanego ruchem Ziemi wokół Słońca (zmierzono dopiero w końcu lat 30 XIX w). Okazało się, że odległości gwiazd od Ziemi są tak duże, że trzeba było wprowadzić nową jednostkę odległości — parsek (pc). Bardziej intuicyjną astronomiczną jednostką odległości jest rok świetlny (w skrócie ly, od angielskiego „light year”), czyli odległość, jaką przebywa światło w próżni w ciągu jednego roku. Najbliższy Ziemi obiekt astronomiczny, Księżyc, jest odległy od niej o 1,3 s świetlnej, Słońce o 500 s świetlnych, zaś najbliższa gwiazda o ok. 4 ly! Korzystając z tej astronomicznej skali odległości szacuje się, że średnica dysku Galaktyki wynosi ok. 160 tys. ly, a jego grubość ok. 1000 ly. Obecnie wiadomo, że Słońce znajduje się ok. 27 tys. ly (8,5 kpc) od środka Galaktyki. Gwiazdy, gaz i pył zawarte w dysku galaktycznym obracają się względem centrum Galaktyki. Analizując ruchy gwiazd w dysku galaktycznym stwierdzono, że masa dysku Galaktyki wynosi ok. 6 · 1010 mas Słońca.
Kolejny wielki przełom w obserwacjach astronomicznych nastąpił na początku lat 60 XIX w., gdy do badań astronomicznych wykorzystano odkrytą właśnie przez R.W. Bunsena i S.G.R. Kirchhoffa analizę spektralną. Badania widm gwiazd pozwoliły na wyznaczenie nie tylko składu chemicznego górnych warstw atmosfer gwiazd (z badań tych wynika, że gwiazdy są zbudowane gł. z wodoru — ok. 75% w stosunku wagowym, i helu — blisko 25%, z małą domieszką innych, cięższych pierwiastków), ale również ich temperatury oraz — pośrednio — na oszacowanie ciśnienia, gęstości i natężenia pola grawitacyjnego. Zastosowanie analizy spektralnej do badań astronomicznych umożliwiło wprowadzenie spektralnej klasyfikacji gwiazd, gwiazd podwójnych (spektroskopowych) i doprowadziło też do wydzielenia grupy skłoniło do zastanowienia się nad ewolucją gwiazd.
Do końca XIX w. stwierdzono, że w skład Galaktyki wchodzą nie tylko gwiazdy, gaz i pył, lecz także duże, gęste skupiska gwiazd, zw. gromadami gwiazd, oraz mgławice. Na podstawie kształtu wydzielono podgrupę mgławic, tzw. mgławice spiralne.
Na początku XX w. istniały już dostatecznie duże teleskopy, by można było badać naturę mgławic spiralnych. W 1912 r. V.M. Slipher, uzyskawszy widma kilku mgławic, stwierdził, że ich linie widmowe są najczęściej przesunięte ku Dopplera zjawisko). Z wielkości tych przesunięć czerwonej stronie widma ( Slipher otrzymywał prędkości sięgające 1000 km/s, niespotykane u gwiazd. Jednocześnie pojawiło się pytanie, czy mgławice spiralne są częścią Galaktyki, czy też są obiektami pozagalaktycznymi.
W 1923 r. E.P. Hubble zauważył, że Wielka Mgławica w Andromedzie składa się z gwiazd, po czym wypatrzył gwiazdy w kilku innych mgławicach. W 1924 r. wśród gwiazd w mgławicy Andromedy Hubble znalazł cefeidy. Cefeidy są gwiazdami zmiennymi o periodycznie zmieniającej się jasności. Stwierdzono, że dla cefeid okres zmian jasności zależy od ich jasności absolutnej, co umożliwia wyznaczanie ich odległości. Gdy Hubble zastosował tę metodę do Wielkiej Mgławicy w Andromedzie okazało się, że znajduje się ona w odległości ok. 2 mln ly, a więc daleko poza granicami Galaktyki. W ten sposób Hubble odkrył świat galaktyk; następnie, korzystając z bogatego materiału obserwacyjnego, podzielił galaktyki na eliptyczne, spiralne, spiralne z poprzeczką i nieregularne. Liczba galaktyk, do których wyznaczono odległości, powoli wzrastała. W 1928 r. Hubble zauważył, że galaktyki oddalają się z prędkościami proporcjonalnymi do ich odległości. Zależność ta, znana obecnie jako prawo Hubble’a, stanowi podstawę współczesnej kosmologii. Hubble odkrył zatem, że Wszechświat jako całość nie jest układem statycznym, ale podlega zmianom, obecnie Wszechświat się rozszerza. Współczynnik proporcjonalności występujący w prawie Hubble’a jest zwany stałą Hubble’a. Z pomiarów wynika, że stała Hubble’a wynosi (20 ± 3) km/s na mln ly, a więc galaktyka, która znajduje się w odległości 100 mln ly, oddala się od nas z prędkością ok. 2000 km/s.
Równocześnie z obserwacjami rozwijała się teoretyczna baza kosmologii. W 1917 r. A. Einstein sformułował ogólną teorię względności, czyli relatywistyczną teorię grawitacji, która zastąpiła prawo powszechnego ciążenia Newtona. W ogólnej teorii względności geometryczne własności czasoprzestrzeni są powiązane z rozkładem materii. Jako pierwszy Einstein zastosował ogólną teorię względności do stworzenia nowego modelu kosmologicznego. Przejął on od astronomów panujące wówczas przekonanie, że Droga Mleczna jest jedyną galaktyką i że poza jej granicami jest jedynie pusta, statyczna przestrzeń. Gdy się okazało, że równania ogólnej teorii względności nie dopuszczają takiej możliwości, zmodyfikował je, dodając tzw. stałą kosmologiczną. Najnowsze obserwacje astronomiczne sugerują, że stała kosmologiczna jest różna od zera.
W 1921 r. A. Friedman wykazał, że zgodnie z równaniami ogólnej teorii względności Wszechświat, wypełniony materią w taki sposób, iż żaden punkt ani żaden kierunek nie jest wyróżniony, nie może być statyczny. Po odkryciu zjawiska rozszerzania się Wszechświata G. Lematre udowodnił, że prawo Hubble’a w naturalny sposób wynika z modelu Friedmana. Rozważania Friedmana pozwalały wysnuć wniosek, że Wszechświat miał początek. Jest to naturalną konsekwencją rozszerzania się Wszechświata. Cofając się bowiem w czasie, dochodzi się w końcu do momentu, kiedy gęstość materii staje się nieskończona; tego początkowego stanu Wszechświata — zw. stanem osobliwym — nie można już opisać równaniami ogólnej teorii względności. Model Friedmana przewiduje też przyszłość Wszechświata. Istnieją tylko dwie możliwości: albo Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, a średnia gęstość materii będzie wówczas dążyła do zera, albo rozszerzy się do pewnych maksymalnych rozmiarów, po czym zacznie się kurczyć i po odpowiednio długim, ale skończonym czasie gęstość materii stanie się znowu nieskończona, czyli zaistnieje stan o własnościach podobnych do osobliwości początkowej. W modelu Friedmana przyszłość Wszechświata jest zdeterminowana przez wartość stałej Hubble’a i średnią gęstość materii. Obecne dane obserwacyjne sugerują, że Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie.
Początkowo wydawało się, że galaktyki na sferze niebieskiej są rozłożone przypadkowo. Późniejsze badania wykazały jednak, że galaktyki mają wyraźną tendencję do grupowania się w gromady galaktyk, a gromady galaktyk w supergromady. Na początku lat 70. XX w. astronomowie z Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) rozpoczęli badanie przestrzennego rozkładu galaktyk w wybranym obszarze nieba. Po naniesieniu położeń około 1000 galaktyk utworzyły one zgrupowanie przypominające swoim kształtem człowieka — nazwano go „patyczakiem z Harvardu”; jego korpus tworzą galaktyki z gromady galaktyk Coma. Pełne wyniki tego przeglądu rozszerzono o obserwacje na południowej półkuli nieba. Rozkład galaktyk w przestrzeni nie jest przypadkowy. Istnieją wyraźnie widoczne płaskie skupiska galaktyk, zw. ścianami, ograniczające bardzo duże puste obszary, w których galaktyki nie występują niemal wcale. Tam, gdzie ściany się przecinają, występują gęste łańcuchy galaktyk, a miejsca, gdzie przecinają się łańcuchy, identyfikuje się z bogatymi gromadami galaktyk. Duże i długie skupisko galaktyk o długości ok. 500 mln ly (~ 150 Mpc) zostało nazwane Wielką Ścianą, jej grubość wynosi ok. 20 mln ly. Pustki widoczne w przestrzennym rozkładzie galaktyk mają zazwyczaj średnice ok. 100 mln ly. Z analizy statystycznej przestrzennego rozkładu galaktyk wynika, że ściany skupiają ok. 60% galaktyk, natomiast zajmują jedynie ok. 10% objętości Wszechświata. W gęstych łańcuchach skupia się ok. 20% galaktyk, pozostałe 20% galaktyk zaś tworzy ubogie, słabo widoczne łańcuchy galaktyk. Przestrzenna struktura rozkładu galaktyk przypomina pianę z baniek mydlanych.
Badając ruchy gwiazd w galaktykach oraz ruchy galaktyk w gromadach galaktyk stwierdzono, że galaktyki i gromady galaktyk mają znacznie większą masę niż szacowano na podstawie jasności tych obiektów. Nie świecąca materia zawarta w galaktykach i gromadach galaktyk nosi nazwę ciemnej materii. Jak wynika z oszacowań, aż 90% materii zawartej we Wszechświecie nie świeci. Korzystając z modelu Friedmana oraz obserwowanych własności Wszechświata i praw fizyki, można odtworzyć historię Wszechświata.



Pod pojęciem Układu Słonecznego rozumie się Słońce i wszystkie ciała niebieskie, związane z nim grawitacyjnie: planety ze swoimi księżycami oraz planetoidy, komety i meteoroidy, a także materię pyłowo-gazową, która wypełnia przestrzeń międzyplanetarną. Układ Słoneczny wchodzi w skład Galaktyki. Położony jest mniej więcej w płaszczyźnie dysku galaktycznego, w odległości około 10 kiloparseków (czyli ponad 30 tysięcy lat świetlnych) od jej centrum, na peryferiach jednego z ramion spiralnych. Okres obiegu Układu Słonecznego wokół środka Galaktyki wynosi 250 mln lat. Układ Słoneczny porusza się względem sąsiednich gwiazd z prędkością około 20 km/s w kierunku punktu, zwanego apeksem Słońca, znajdującego się na sferze niebieskiej w gwiazdozbiorze Herkulesa.
Podwaliną współczesnego obrazu Układu Słonecznego oraz nowożytnych koncepcji jego pochodzenia i ewolucji stało się odkrycie polskiego astronoma Mikołaja Kopernika (1473-1543), który dowiódł, że planety, a wśród nich i nasza Ziemia, krążą wokół Słońca. Zrozumienie i uznanie, że centralnym ciałem jest Słońce, a nie - jak wcześniej sądzono - Ziemia, która okazała się być jedną z planet, umożliwiło Johannesowi Keplerowi (1571-1630) sformułowanie na podstawie analizy wyników obserwacji położeń planet prawideł, którym podlegają rzeczywiste ruchy planet wokół Słońca; znane są one jako trzy prawa Keplera. Te empiryczne zależności znalazły teoretyczne uzasadnienie w odkrytych przez Izaaka Newtona (1642-1727) zasadach dynamiki i prawie powszechnego ciążenia.
Zbiór podstawowych faktów obserwacyjnych opisujących dziś Układ Słoneczny można ująć w następujących punktach:
1. Słońce jest okrążane przez 9 planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton). Wędrują one po prawie kołowych orbitach położonych mniej więcej w jednej płaszczyźnie, która pokrywa się w zasadzie z płaszczyzną równika słonecznego; wszystkie planety poruszają się w tym samym kierunku, zgodnym z kierunkiem obrotu Słońca. Przyjmując za jednostkę średnią odległość Ziemi od Słońca (która wynosi około 150 mln km i nazywa się jednostką astronomiczną, w skrócie j.a.), średnie odległości planet od Słońca zawierają się w granicach od około 0,4 j.a. (Merkury) do około 30 j.a. (Neptun). W miarę oddalania się od Słońca odległości między sąsiednimi orbitami planetarnymi są coraz większe. Okresy obiegu planet wokół Słońca zawierają się natomiast w granicach od około 0,24 roku dla Merkurego (rok jest okresem obiegu Ziemi wokół Słońca) do około 165 lat dla Neptuna. Średnice czterech pierwszych planet tzw. grupy ziemskiej zawierają się w granicach od 4,9 tys. km (Merkury) do 12,8 tys. km (Ziemia), a czterech dalszych - tzw. planet olbrzymów (gigantów) lub planet grupy jowiszowej - od 48,6 tys. km (Neptun) do 142,8 tys. km (Jowisz).
2. W odległości 2-4 j.a. od Słońca, czyli pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza, krąży bardzo dużo małych ciał, zwanych planetoidami (rzadziej asteroidami, małymi planetami lub planetkami), tworząc tzw. pas główny planetoid. Średnica największej planetoidy (Ceres) jest około 5 razy mniejsza od średnicy najmniejszej planety (Merkury). Dotychczas zaobserwowano około 30 tys. planetoid, z czego jedynie ponad 7500 ma znane orbity i zostało skatalogowanych. Obiekty pasa głównego planetoid poruszają się w tym samym kierunku, co planety po prawie kołowych orbitach położonych w płaszczyznach nachylonych pod niewielkimi kątami do płaszczyzny ruchu Ziemi (czyli płaszczyzny ekliptyki).
3. Poza orbitą Neptuna, czyli poczynając od około 35 j.a. od Słońca, rozpościera się tzw. pas Kuipera, którego prawdopodobnie największym składnikiem jest Pluton, do niedawna traktowany jako dziewiąta planeta Układu Słonecznego. Kiedy w 1992 r. zaczęto odkrywać obiekty transneptunowe - poruszające się w tym samym kierunku, co planety po prawie kołowych orbitach, położonych w płaszczyznach nachylonych pod małymi kątami do płaszczyzny ekliptyki (do początku 2000 r. odkryto już ponad 200 tego typu obiektów o rozmiarach nie mniejszych niż 100 km) - stało się oczywiste, że dostrzeżony w 1930 r. Pluton, zarówno rozmiarami, jak i kształtem orbity oraz jej położeniem bardziej przypomina obiekt pasa Kuipera niż dziewiątą planetę. Nie jest znana odległość od Słońca zewnętrznej krawędzi pasa Kuipera. Przypuszcza się natomiast, że pas Kuipera przechodzi w sposób ciągły w otaczający Słońce, sferyczny obłok Oorta. Zawiera on prawdopodobnie około 1012 (bilion) obiektów o rozmiarach powyżej 1 km, poruszających się wokół Słońca w odległości rzędu kilkudziesięciu tys. j.a.
4. W obszarze ruchu planet obserwuje się też różne inne zgrupowania małych ciał Układu Słonecznego. Na orbicie największej planety, Jowisza, w okolicach punktów, których odległość od Jowisza jest równa odległości tej planety od Słońca (punkty te tworzą, więc stale z Jowiszem i ze Słońcem wierzchołki trójkąta równobocznego), krążą wokół Słońca planetoidy, zwane trojańczykami (gdyż nadawane są im imiona bohaterów wojny trojańskiej); do dziś odkryto już ponad 100 tego typu obiektów. Pomiędzy pasem głównym planetoid i pasem Kuipera obserwuje się obiekty, zwane centaurami (gdyż nazywa się je imionami mitycznych centaurów), które poruszają się wokół Słońca po orbitach eliptycznych o różnych mimośrodach; dotychczas odkryto kilkanaście takich obiektów, a pierwszym i najlepiej poznanym jest Chejron (Chiron). W obszarach bliższych Słońcu niż pas główny planetoid, czyli tam, gdzie krążą planety grupy ziemskiej, także obserwuje się wiele planetoid poruszających się wokół Słońca po orbitach eliptycznych o różnych mimośrodach. Ich wspólną cechą jest możliwość zbliżeń do planet - niektórych również do Ziemi - i dlatego często mówi się o nich jako o planetoidach bliskich Ziemi. Obecnie znanych jest już ponad 300 tego typu obiektów.
5. W przestrzeni międzyplanetarnej obserwuje się ponadto ciała niebieskie poruszające się wokół Słońca po bardzo różnych torach: od krótkookresowych orbit eliptycznych podobnych do orbit planetoid bliskich Ziemi po długookresowe orbity zbliżone do paraboli. Położone są one w płaszczyznach na ogół dowolnie zorientowanych, przy czym kąty ich nachylenia do płaszczyzny ekliptyki zawierają się w granicach 0-180o. Oznacza to, że kierunki ruchu tych obiektów mogą być zgodne (gdy nachylenie jest mniejsze od 90o) lub przeciwne (gdy nachylenie jest większe od 90o) do kierunku ruchu planet i planetoid. Obiekty te nazywa się kometami, gdyż docierając blisko Słońca (na odległość na ogół mniejszą niż 3 j.a.), spowijają się ogromnymi obłokami materii gazowo-pyłowej. Powstaje w ten sposób otoczka części centralnej (jądra) i wypływający z niej warkocz, skierowanego zawsze w przeciwną stronę niż Słońce. Komety tworzą czasem na niebie spektakularne zjawisko niepodobne do widoku gwiazd ani planet (greckie określenie kometes oznacza "długowłosy" lub "włochaty").
6. Zjawisko meteorów to krótkotrwałe smugi świetlne na nocnym niebie, znaczące ślady przelotu przez atmosferę ziemską okruchów materii, napotkanych przez Ziemię podczas jej ruchu wokół Słońca. Świadczy ono o istnieniu w przestrzeni międzyplanetarnej najmniejszych obiektów Układu Słonecznego, zwanych meteoroidami. Poruszają się one wokół Słońca po różnorodnych orbitach (powodując tzw. meteory sporadyczne), z wyjątkiem meteoroidów pochodzenia kometarnego, które rozpraszają się wzdłuż orbit macierzystych komet, tworząc strumienie meteoroidów (dające tzw. roje meteorów). Meteoroidy, które przetrwały przelot przez atmosferę i spadły na powierzchnię Ziemi, nazywa się meteorytami.
7. Przestrzeń międzyplanetarna wypełniona jest zjonizowanym gazem, wypływającym ze Słońca jako tzw. wiatr słoneczny, oraz pyłem; gęstość tej materii gazowo-pyłowej jest bardzo mała (np. w okolicach Ziemi wynosi kilka cząstek na cm3). Obszar dominacji wiatru słonecznego nad materią międzygwiazdową, zwany heliosferą, sięga odległości 100 j.a. od Słońca w kierunku jego ruchu w Galaktyce i może dochodzić do kilku tys. j.a. w kierunku przeciwnym (tzw. ogon heliosfery). Pył międzyplanetarny koncentruje się głównie w płaszczyźnie ruchu planet, o czym świadczy tzw. światło zodiakalne.
8. Sześć spośród ośmiu planet Układu Słonecznego obraca się wokół własnych osi w tym samym kierunku, w którym odbywa się ich ruch wokół Słońca, przy czym odchylenia ich osi obrotu od prostej prostopadłej do płaszczyzny orbity są mniejsze niż 30o. Jedynie Wenus i Uran wirują w przeciwnym kierunku.
9. Wszystkie planety, oprócz dwóch najbliższych Słońca (Merkurego i Wenus), mają księżyce. Większość naturalnych satelitów, krążących blisko swych planet, obiega je po prawie kołowych orbitach, położonych w płaszczyznach na ogół pokrywających się z płaszczyznami odpowiednich równików planetarnych. Satelity bardziej odległe często nie podlegają tej regule. Największym księżycem jest Ganimedes, jeden z satelitów Jowisza, jego rozmiary nieco przewyższają rozmiary najmniejszej planety (Merkurego). Wszystkie cztery planety grupy jowiszowej otoczone są ponadto pierścieniami, składającymi się z wielkiej liczby drobnych brył i pyłu.
10. Suma mas wszystkich planet wynosi mniej niż 0,2% masy całego Układu Słonecznego, przy czym masy dwóch największych planet, Jowisza i Saturna, stanowią, odpowiednio, 71% i 21% tej sumy. Całkowita masa głównego pasa planetoid jest oceniana na zaledwie 1% masy najmniejszej planety, Merkurego. Stosunek masy systemu księżyców do masy ciała centralnego dla planet grupy jowiszowej jest mniejszy niż stosunek masy planet do masy Słońca.
11. Chociaż masy planet stanowią maleńki ułamek masy Słońca, aż 99,7% całkowitego momentu pędu Układu Słonecznego (moment pędu jest jedną z podstawowych wielkości fizycznych, charakteryzujących ruch masy względem jakiegoś wyróżnionego punktu w układzie odniesienia) jest związane z ruchem orbitalnym planet, a tylko 0,3% przypada na ruch obrotowy Słońca. Przeciwnie jest w systemach księżyców największych planet: suma momentów pędu naturalnych satelitów jest znacznie mniejsza od momentu pędu wirującej planety, którą te księżyce obiegają.
12. Krążące bliżej Słońca planety grupy ziemskiej są zbudowane głównie z gęstej i trudno topliwej materii skalnej (krzemiany i metale); ich średnie gęstości wynoszą 4-5 g/cm3. Bardziej odległe od Słońca planety olbrzymy mają znacznie mniejsze średnie gęstości (1-2 g/cm3), gdyż składają się przede wszystkim z najlżejszych pierwiastków - wodoru i helu, ale w najdalszych planetach - Uranie i Neptunie - zawartość wodoru i helu jest prawdopodobnie mniejsza niż pierwiastków cięższych. Składnikami księżyców planet grupy jowiszowej są skały i lody, występujące w różnych proporcjach. Planetoidy są ciałami głównie skalistymi, podczas gdy komety - lodowymi. Chociaż ciała Układu Słonecznego dość znacznie różnią się między sobą składem chemicznym, stosunki obserwowanych w nich izotopów wydają się podobne.
13. Wiek Układu Słonecznego, przyjęty jako równy wiekowi najstarszych meteorytów, wynosi 4,569 (z błędem 0,02 mld lat).
Dodatkowe informacje
Merkury
Planeta znana starożytnym. Widzialna gołym okiem tylko tuż po zachodzie lub tuż przed wschodem Słońca. Obserwowany przez G. Schiaparellego w ubiegłym stuleciu, zbadany z bliska przez sondę kosmiczną Mariner 10 w 1974 r.

Wenus
Planeta znana starożytnym. Bardzo dobrze widziana gołym okiem o świcie lub o zachodzie Słońca. Pokryta gęstą warstwą chmur. Badana przez liczne sondy kosmiczne.
Ciśnienie: 90 atmosfer
Czynne wulkany.

Ziemię celowo pomijam ponieważ zajęłoby to wiele więcej miejsca niż mogę tu poświęcić.

Mars
Planeta znana starożytnym. Ma dwa księżyce, Fobos i Deimos, okryte w 1877 r. przez A. Halla. Badane przez sondy: Mariner 9 w 1971 r. i Viking 1, Viking 2 w 1976 r. oraz Pathfinder w 1997 r. (lądowanie na powierzchni planety). Wygasłe wulkany i doliny niegdyś bogate w wodę.
0,006 atmosfer.

Planetoidy
Pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza istnieje znaczna luka zajęta przez mnóstwo stosunkowo małych ciał niebieskich, zw. planetoidami lub asteroidami. Większość z nich mierzy zaledwie kilka kilometrów średnicy. Do tej pory cztery sondy przeleciały przez pas planetoid. Największą planetoidą jest Ceres - o 1000km średnicy, lecz Vesta, mimo że aż o połowę mniejsza, jest jaśniejsza. Aretuza jest czarniejsza od tablicy szkolnej. Te różnice wyglądu świadczą o tym, że planetoidy nie mogą być zbudowane z tych samych materiałów. Pierwszą odkrytą spośród nich była Ceres (G. Piazzi w 1801 r.). Do najciekawszych należą te, które oddalają się od głównej grupy i zbliżają do Ziemi.

Jowisz
Planeta znana starożytnym. Ma co najmniej 16 satelitów (4 galileuszowe, znane od 1610 r.) oraz pierścień. Badany przez sondy Pionieer 10 i Pioneer 11 (1973 i 1974 r.)oraz Voyager 1 i Voyager 2 (1979 r.). Ma silne pole magnetyczne i małe, stałe jądro otoczone ogromną masą płynnego wodoru.

Saturn
Planeta znana starożytnym. Badany przez Galileusza (1610 r.) i przez sondy Pioneer 11, Voyager 1 i Voyager 2 (1979-81). Ma co najmniej 17 satelitów, tysiące pierścieni i silne pole magnetyczne. Jądro stałe z ogromną powłoką płynów i gazów.

Uran
Odkryty przez W. Herschela w 1781 r. Badany w 1986 r. przez sondę Voyager 2, ma co najmniej 5 satelitów i 10 pierścieni. Oś obrotu nachylona pod kątem 98 do osi ekliptyki.

Neptun
Odkryty przez J. Gall'a i H. d'Arresta w 1846 r. n podstawie obliczeń J.J le Verriera. Jego jasność wynosi 7,7 mag, a zatem nie może być obserwowany gołym okiem. Ma 8 satelitów.

Pluton
Odkryty przez C. Tombaugha w 1930 r. Niektórzy astronomowie twierdzą, że jest to planeta podwójna, której drugi składnik, Charon, został dostrzeżony w 1978 r. przez J. Christy'ego. Ma orbitę bardzo ekscentryczną i dość mocno nachyloną do płaszczyzny ekliptyki. W pobliżu peryhelium przecina orbitę Neptuna.