% !TeX root = ../z.tex
%
% = vim: filetype=tex :set fileencoding=utf-8 ======= aącćeęlłnńoósśxźzż

\begin{elementlit}
{Ileana Chinnici}
{\autor{Ileana \kapit{Chinnici}}
\afiliacja{Obserwatorium Astronomiczne, Palermo}
%\aafiliacja{Obserwatorium Watykańskie}
}
{Astronomia i~wizje świata}
{Astronomia i~wizje świata}
{Astronomy and Visions of the World}%kor+
\index{Chinnici, I.}


\oDef{\oAlfons}{Alfons}{Alfons X Kastylijski (Mądry)} % 
\oDef{\oPtolemeusz}{Ptolemeusz}{Ptolemeusz, K. = Ptolemaeus C.} % Klaudiusz = Ptolemaeus Claudius
\oDef{\oCremona}{Cremona}{Cremona da, G.} % Gerardo
\oDef{\oPeurbach}{Peurbach}{Peurbach, G.} % Georg
\oDef{\oMuller}{Muller}{Müller, J. = Regiomontano} % Johannes Müller z Königsberg = Regiomontano
\oDef{\oRegiomontano}{Regiomontano}{Regiomontano = Müller, J.} % = Johannes Müller z Königsberg
\oDef{\oReinhold}{Reinhold}{Reinhold, E.} % Erasmus
\oDef{\oBrahe}{Brahe}{Brahe, T.} % Tycho (właśc. Tyge Ottesen Brahe)
\oDef{\oScheiner}{Scheiner}{Scheiner, C. SJ} % Christoph
\oDef{\oGrassi}{Grassi}{Grassi, O.} % Orazio
\oDef{\oRiccioli}{Riccioli}{Riccioli, G.B.} % Giovanni Battista
\oDef{\oFontan}{Fontan}{Fontana, F.} % Francesco
\oDef{\oDivini}{Divini}{Divini, E.} % Eustachio
\oDef{\oCampani}{Campani}{Campani, G.} % Giuseppe
\oDef{\oCassini}{Cassini}{Cassini, G.D.} % Gian (lub Giovanni) Domenico
\oDef{\oGregory}{Gregory}{Gregory, J.} % James
\oDef{\oHooke}{Hooke}{Hooke, R.} % Robert
\oDef{\oHerschel}{Herschel}{Herschel, W.} % William {właściwie Friedrich Wilhelm)
\oDef{\oFlamsteed}{Flamsteed}{Flamsteed, J.} % John
\oDef{\oHipparch}{Hipparch}{Hipparch z Nikei} % Hipparch lub Hipparchos z Nikei
\oDef{\oPiccolomini}{Piccolomini}{Piccolomini, A.} % Alessandro
\oDef{\oBayer}{Bayer}{Bayer, J.} % Johann
\oDef{\oKeyser}{Keyser}{Keyser, P.} % Pieter Dirkszoon
\oDef{\oHoutman}{Houtman}{Houtman de, F.} % Frederick
\oDef{\oPiazzi}{Piazzi}{Piazzi, G.} % Giuseppe
\oDef{\oFraunhofer}{Fraunhofer}{Fraunhofer von, J.} % Joseph
\oDef{\oKirchhoff}{Kirchhoff}{Kirchhoff, G.R.} % Gustav Robert
\oDef{\oRamsay}{Ramsay}{Ramsay, W.} % William
\oDef{\oHodiern}{Hodiern}{Hodierna, G.B.} % Giovan (lub Giovanni) Battista
\oDef{\oShapley}{Shapley}{Shapley, H.} % Harlow
\oDef{\oCurtis}{Curtis}{Curtis, H.D.} % Heber Doust
\oDef{\oHubble}{Hubble}{Hubble, E.P.} % Edwin Powell (1889-1953)
\oDef{\oLeavitt}{Leavitt}{Leavitt, H.} % Henrietta Swan
\oDef{\oFriedmann}{Friedmann}{Friedmann, A.A.} % Aleksandr Aleksandrowicz
\oDef{\oLemaitre}{Lemaître}{Lemaître, G.} % Georges Henri Joseph Édouard (1894-1966)
\oDef{\oGamow}{Gamow}{Gamow, G.A.} % George Antonovich
\oDef{\oPenzias}{Penzias}{Penzias, A.} % Arno Allan
\oDef{\oWilson}{Wilson}{Wilson, R.W.} % Robert Woodrow
\oDef{\oHoyle}{Hoyle}{Hoyle, F.} % Fred



\streszczenie{
	Ludzie od zawsze obserwowali niebo.
	Już od czasów starożytnych próbowali zgłębić tajniki praw 
	rządzących ruchem ciał niebieskich oraz ich naturę, starając się 
	zrozumieć i~opisać pewien porządek świata.
	Aby to uczynić, posługiwali się rozmaitymi instrumentami 
	obserwacyjnymi i~pomiarowymi, które wciąż udoskonalali, 
	interpretując uzyskane dane i~budując różne teorie 
	kosmologiczne.
}{
astronomia Ptolemusza --- 
rewolucja kopernikańska --- 
model planetarny Tycho Brahe --- 
prawa ruchu planet Keplera --- 
obserwacje Galileusza --- 
doskonalenie badań astronomicznych --- 
„Nowa Astronomia” (astrofizyka) --- 
teoria „Wielkiego Wybuchu” --- 
rewolucja naukowa w astronomii
}

W~niniejszym opracowaniu krótko opiszemy, jak zmieniały się następujące 
po sobie podstawowe teorie dotyczące nieba i~gwiazd.
Omawiając po kolei najważniejsze etapy rewolucji naukowej, przedstawimy 
też instrumenty, zarówno w~sensie materialnym, jak i~konceptualnym, które 
pozwoliły na obserwacje nieba.
Człowiek we wszystkich epokach zawsze obserwował ruchy gwiazd, usiłując 
je interpretować i~w~ten sposób opisać istniejący porządek świata.

Liczne ślady i~pozostałości, również z~epoki prehistorycznej, dowodzą, 
że ludzie już bardzo dawno temu obserwowali podstawowe zjawiska na 
niebie, czyli wschód i~zachód najważniejszych gwiazd.
Jak interpretowali te obserwacje?
Możemy jedynie domyślać się tego na podstawie rysunków i~przedstawień 
graficznych odnalezionych w~wielu miejscach, gdzie prowadzono wykopaliska 
archeologiczne.
Wspomniane rysunki stanowią przedmiot badań dziedziny nauki nazywanej 
archeoastronomią.
Dziedzina ta zasługiwałaby na osobne i~pogłębione wyjaśnienia, jednak 
nie wchodzi to w~zakres niniejszego opracowania.

\tytul{Zachodnia starożytność klasyczna i~wizja ptolemejska}

Wszelkie bardziej dokładne informacje na temat następujących kolejno po 
sobie w~świecie zachodnim wizji świata zawdzięczamy licznym tekstom, 
które dotrwały do naszych czasów, oraz znajomości kontekstów 
filozoficznego i~kulturowego, w~których powstawały te teksty.
Znajdujemy w~nich zarówno opis formułowanych teorii, jak również opis 
przyrządów używanych do obserwacji nieba.
Najważniejszym tekstowym punktem odniesienia dotyczącym astronomii 
starożytnej jest \emph{Almagest} autorstwa
Klaudiusa \oPtolemeusz[a] (II wiek p.Ch.n.), który nawiązuje do geocentrycznej 
wizji kosmosu (Rys.~1).
Oczywiście jest to tekst z~widocznymi silnymi wpływami arystotelizmu, 
który zakładał, z~filozoficznego punktu widzenia, wyraźny podział świata 
na strefę podksiężycową i~nadksiężycową.
Tę pierwszą, zmienną i~zniszczalną, stanowiły cztery żywioły (ziemia, 
woda, powietrze i~ogień), które nieustannie tworzyły różne kombinacje 
między sobą;
drugą --- wieczną i~niezniszczalną --- stanowił tylko jeden żywioł, 
czyli kwintesencja;
wyróżniano w~niej osiem przezroczystych sfer koncentrycznych, po których 
poruszały się odpowiednio: Księżyc, Merkury, Wenus, Słońce, Mars, Jowisz 
i~Saturn, zaś ostatnia sfera była przeznaczona dla gwiazd stałych.


\emph{Almagest} zawiera też opis pewnych instrumentów, już wtedy od 
dawna stosowanych, jak np. \textit{astrolabium armilarne} oraz 
instrument paralaktyczny, które pozwalały uzyskać obiektywne dane 
numeryczne --- były więc niezwykle pomocne w~prowadzeniu pomiarów 
pozycji ciał niebieskich.

\rys[width=.9\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-1.eps}	
	\begin{center}Rys.~1. Teoria ptolemejska\footnote{
	Wg \cite{Fine:DeMundi}.}.\\\end{center}

I~właśnie konieczność znalezienia zbieżności między teorią i~danymi 
uzyskanymi z~obserwacji prowadziła do ciągłego doskonalenia 
geocentrycznego modelu świata.
Wiązało się z~tym wprowadzenie w~nim dodatkowych okręgów, co miało 
wyjaśniać problem pozornego ruchu planet.

System opisany w~dziele \oPtolemeusz[a], składający się z~deferentów, 
epicykli i~ekwantów (Rys.~2), stanowi najwyższy wyraz tego typu 
złożonej, a~zarazem sprawnie działającej konstrukcji geometrycznej.
Dlatego \emph{Almagest}, którego oryginalny grecki tytuł brzmi 
\emph{Mathematiké Syntaxis} (\emph{Opis matematyczny}), stanowił przez ponad 
tysiąc lat podstawowy tekst odniesienia w~dziedzinie astronomii.
Poczynając od IX~wieku, cieszył się on wielką popularnością również 
w~świecie islamu, był więc wielokrotnie tłumaczony przez astronomów 
islamskich, którzy nadali mu nazwę \emph{\dyw{Al}{megisti}}, co oznacza 
,,największe''.

\rys[width=.9\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-2.eps}	
	\begin{center}Rys. 2. Strona z~\emph{Almagestu} 
	zawierająca opis deferentów i~epicykli\footnote{Wg \cite{Ptolemaeus:Magnae}.}.\\\end{center}

Właśnie pod takim tytułem dzieło było później tłumaczone z~arabskiego na 
łacinę, po raz pierwszy przez Gerardo da \oCremona{} (1114--1187) około roku 
1175. Potem było wielokrotnie publikowane w~rozmaitych 
wydaniach, m.in. w~postaci pełnego wydania oryginału greckiego w~roku 
1538.

\tytul{Przyjęcie i~rozpowszechnienie teorii Ptolemeusza w~ Europie
średniowiecznej}

\emph{Almagest}, traktat o~wyjątkowej złożoności matematycznej, okazał 
się niezwykle trudny do czytania i~zrozumienia dla astronomów 
europejskich epoki Średniowiecza.
Dlatego Georg \oPeurbach{} (1423--1461) opracował na nowo jego treść, 
wprowadzając pewne uaktualnienia i~uproszczenia oraz nadając 
interpretację fizyczną stosowanym w~traktacie modelom matematycznym.
Dzieło \oPeurbach[a] \emph{Theoric\ae{} nov\ae{} planetarum}, opublikowane 
po raz pierwszy w~1454~roku, w~średniowiecznym i~późniejszym nauczaniu 
uniwersyteckim stanowiło podstawowy tekst astronomiczny powszechnie 
studiowany aż do XVII~wieku.
Uczeń \oPeurbach[a], Johannes \oMuller{} z~Königsberg, znany raczej pod 
zlatynizowanym imieniem \oRegiomontano{} (1436--1476), chcąc wnieść pewien 
wkład w~badania swego mistrza, dokończył niektóre jego ważne prace, 
wśród których wymieńmy słynne \emph{Epitoma in Almagestum Ptolemaei}, 
opublikowane w~roku 1496.
Dzieło to ułatwiło rozpowszechnianie treści tekstu \oPtolemeusz[a] wśród 
uczonych tamtej epoki, zwracając jednocześnie uwagę na pewne jego 
ograniczenia.

W~ oparciu o~teorię geocentryczną zawartą w~\emph{Almageście}, mniej 
więcej w~połowie XIII~wieku, na dworze króla \oAlfons[a]~X Kastylijskiego 
zwanego Mądrym (1221--1284), opracowano tablice alfonsyńskie, które 
zawierały efemerydy podstawowych ciał niebieskich i~stanowiły 
uzupełnienie ptolemejskich tablic astronomicznych.
Znaczenie takich tablic miało wtedy charakter ściśle praktyczny.
Wśród najważniejszych zastosowań astronomii w~tamtych czasach 
należy więc wymienić --- oprócz pomiaru czasu i~ wynikającego stąd 
opracowania kalendarzy --- nawigację i~astrologię.
W~tych właśnie dziedzinach wiedzy tablice stanowiły praktyczny i~szybki 
sposób uzyskiwania wyników z~pominięciem długich, żmudnych 
i~skomplikowanych obliczeń.
Tablice alfonsyńskie opublikowane po raz pierwszy w~1483~roku zastąpiono 
w~roku 1551 tablicami pruskimi, które opracował Erasmus \oReinhold{} 
(1511--1553) na bazie teorii heliocentrycznej opisanej w~roku 1543 przez 
Mikołaja \oKopernik[a] (1473--1543) w~dziele pod tytułem \emph{De 
revolutionibus orbium c\oe{}lestium}.
Następnie, w~roku 1627, wydano jeszcze bardziej dokładne tablice 
rudolfińskie, które zredagował Johannes \oKepler{} (1571--1630) w~oparciu 
o~skrupulatne badania naukowe słynnego duńskiego astronoma Tycho \oBrahe{} 
(1546--1601).

\tytul{Znaczenie dzieła Mikołaja Kopernika}

Publikacja dzieła \emph{De revolutionibus} oznaczała początek stopniowej 
degradacji systemu ptolemejskiego.
Właśnie wtedy bowiem zwrócono szczególną uwagę na jego liczne 
ograniczenia oraz na fakt, że system ptolemejski niedokładnie wyjaśniał 
problem poruszania się ciał niebieskich.
Podjęto więc bardzo ostrożne próby --- mając na uwadze ewentualne skutki 
natury filozoficznej i~religijnej --- opracowania systemów 
alternatywnych, które mogłyby prowadzić do wniosków bardziej zgodnych 
z~danymi uzyskanymi na podstawie obserwacji.
W~ten sposób powstał heliocentryczny system \oKopernik[a] (Rys.~3), który 
ostrożność nakazywała przedstawić jako czysty twór matematyczny, co 
z~kolei ułatwiło jego rozpowszechnianie w~środowiskach katolickich 
i~protestanckich tamtych czasów.
System ten ciągle jeszcze przedstawiał kosmos jako skończony 
i~ograniczony sferą gwiazd stałych, jednak nie było w~nim już 
arystotelejskiego podziału na strefę podksiężycową i~nadksiężycową.

Próbę pogodzenia tych dwóch systemów: geocentrycznego 
i~heliocentrycznego podjął Tycho \oBrahe, opracowując system 
,,hybrydowy'' (Rys.~4), który opisał w~roku 1588 w~dziele \emph{De mundi 
\ae{}therei}.
W~myśl tego systemu, centrum wszechświata stanowi nieruchoma Ziemia, 
wokół której krążą jedynie Księżyc i~Słońce, podczas gdy wszystkie inne 
planety krążą wokół Słońca.
Przyczyną, dla której \oBrahe, podobnie jak jego poprzednicy, nadal uważał 
Ziemię za środek wszechświata, nie była jedynie chęć pozostania 
w~zgodności z~tekstami biblijnymi;
uczony ten był ponadto przekonany, o~słuszności fizyki arystotelesowskiej, 
gdyż żaden z~przeprowadzonych dotychczas eksperymentów nie wskazywał na jakieś ruchy Ziemi, które, gdyby istniały, powinny być wykrywalne.
Przypomnijmy też, że to właśnie jemu zawdzięczamy budowę Uraniborga, 
słynnego obserwatorium, gdzie umieścił imponujące instrumenty, które sam 
zbudował i~opisał w~dziele z~1602~roku 
\emph{Astronomi\ae{} Instaurat\ae{} Mechanica}.

\rys[width=.9\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-3.eps}
	\begin{center}Rys. 3. System kopernikański\footnote{
	Wg \cite{Longomontanus:Astronomia}.}.\\\end{center}

Instrumenty te pozwoliły uzyskać dane obserwacyjne o~bardzo wysokim --- 
jak na owe czasy --- stopniu precyzji.
Solidność i~dokładność danych zebranych przez \oBrahe{} miały później 
stanowić podstawę, w~oparciu o~którą wielki geniusz matematyczny 
Johannes \oKepler{} sformułował trzy słynne prawa dotyczące ruchu planet, 
z~których dwa pierwsze zostały opublikowane w~\emph{Astronomia nova} 
w~roku 1609, trzecie zaś w~\emph{Harmonice mundi} w~roku 1619.

\rys[width=.9\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-4.eps}
	\begin{center}Rys. 4. System Tycho Brahe\footnote{
	Wg \cite{Brahe:DeMundi}.}.\\\end{center}

\tytul{Nowy przyrząd, czyli luneta astronomiczna}

Zastosowanie przez \oGalileusz[a] (1564--1642) lunety astronomicznej 
w~znacznej mierze zmieniło dotychczasowy sposób obserwacji nieba.
Instrument ten wynaleziony w~1608 roku przez optyków holenderskich 
został użyty po raz pierwszy do celów astronomicznych właśnie przez 
\oGalileusz[a], który dzięki niemu odkrył, że kosmos ma zupełnie inną budowę 
niż dotychczas sądzono.
Okazało się więc, że powierzchnia Księżyca jest podobna do powierzchni 
Ziemi, Droga Mleczna składa się z~niepoliczalnej ilości gwiazd, a~wokół 
Jowisza krążą cztery małe satelity (co stanowiło argument na poparcie 
hipotezy heliocentrycznej).
Wszyscy wiemy, jak ówczesne środowiska filozoficzne i~naukowe przyjęły 
rozpowszechnianie tych ,,naukowych nowinek'' i~ich publikację w~roku 
1610 w~dziele \emph{Sidereus Nuncius} (Rys.~5).

Do osiągnięć \oGalileusz[a] należą również: odkrycie plam słonecznych, 
o~czym napisał publikację w~roku 1613, oraz odkrycie faz Wenus (z~czego 
wynika, że krąży ona wokół Słońca), opisane w~roku 1623 w~dziele 
noszącym tytuł \emph{Il Saggiatore}.
Powyższe odkrycia spowodowały, że ostatecznie obalono oparte na 
arystotelizmie poglądy o~niezniszczalności nieba, jak też poglądy 
o~samej strukturze wszechświata.

Wydarzenia te zapoczątkowały również debatę, która następnie przerodziła 
się w~spór pomiędzy uczonymi głoszącymi różne teorie mające na celu 
wyjaśnienie obserwowanych zjawisk.
I~tak \oGalileusz{} miał rację, gdy sprzeciwiał się poglądom Christopha 
\oScheiner[a] (1573--1650) i~twierdził, że plamy słoneczne to zjawiska 
rzeczywiście występujące na Słońcu, co zresztą nieco później, w~1630~roku, 
nawet sam \oScheiner{} uznał za słuszne, publikując \emph{Rosa Ursina}.
\oGalileusz{} natomiast mylił się, utrzymując, że komety to zjawiska 
meteorologiczne i~polemizując z~poglądem Orazia \oGrassi[ego] (1583--1654), 
który w~ dziele \emph{De~tribus cometis} (1619) popiera tezę wysuniętą 
przez Tycho \oBrahe{} i~twierdzi, że komety krążą po orbitach wokół Słońca.
Zaczęły też powstawać pierwsze mapy Księżyca, na których przedstawiano 
rozmaite zaobserwowane na Księżycu struktury i~nadawano im nazwy.
Jedna z~takich map to dobrze znana astronomom mapa Księżyca opublikowana 
przez Giovanniego Battistę \oRiccioli[ego] (1598--1671) w~1651~roku 
w~\emph{Almagestum Novum}, gdzie zastosował on nomenklaturę, która 
zachowała się aż do naszych czasów.

\rys[width=.8\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-5.eps}
	\begin{center}Rys. 5. Strona tytułowa dzieła \emph{Sidereus Nuncius}
	 i~obserwacje Księżyca za pomocą lunety astronomicznej\footnote{
	Wg \cite{Galilei:Sidereus}.}.\\\end{center}

\tytul{Znaczenie rewolucji naukowej XVII~wieku i~rozwój oprzyrządowania
astronomicznego}

Rewolucja naukowa zapoczątkowana publikacją dzieła \emph{De 
revolutionibus} Mikołaja \oKopernik[a] i~trwająca prawie przez cały wiek 
XVII miała zakończyć się w~roku 1687, kiedy to Isaac \oNewton{} 
(1642--1727) opublikował \emph{Philosophi\ae{} naturalis principia 
mathematica}, dzieło uważane za najbardziej przekrojową syntezę tego, co 
wniosła rewolucja naukowa.
Chodzi mianowicie o~wprowadzenie pojęcia grawitacji, które miało 
umożliwić interpretację fizyczną obserwowanych ruchów ciał niebieskich 
i~jednocześnie logiczny i~ścisły opis tych ruchów z~matematycznego 
punktu widzenia.

Stawało się też coraz bardziej jasne, że obserwacja (a~zatem również 
interpretacja) wszechświata zależy w~najwyższym stopniu od jakości 
stosowanych instrumentów.
Logiczną konsekwencją tego faktu był rozwój badań w~dziedzinie optyki.
W~roku 1611 Johannes \oKepler{} (1642--1727) opracował, a~następnie w~dziele 
zatytułowanym \emph{Dioptrice} opublikował optyczną teorię teleskopu, 
dzięki której można było konstruować przyrządy o~coraz większych 
możliwościach.

Dlatego właśnie w~XVII-wiecznych Włoszech wielu optyków konkurowało ze 
sobą, jeśli chodzi o~jakość budowanych przez nich instrumentów.
Wspomnijmy tu chociażby neapolitańczyka Francesca \oFontan[ę] (ok. 
1585--1656), któremu zawdzięczamy rozpowszechnienie teleskopu typu 
keplerowskiego, oraz Eustachia \oDivini[ego] (1610--1685), u~którego składali 
zamówienia nawet klienci z~Francji i~Anglii.
Jednakże największym osiągnięciem tamtych czasów okazały się wielkie 
teleskopy budowane przez Giuseppe \oCampani[ego] (1635--1715).
Właśnie za pomocą tych przyrządów Gian Domenico \oCassini{} (1625--1712) 
zaobserwował na powierzchni Jowisza cień satelitów medycejskich oraz 
wielką czerwoną plamę, co pozwoliło mu na obliczenie okresu obrotu tej 
planety.
Nie przez przypadek w~1669 roku, kierując wyposażeniem 
\textit{Observatoire de Paris}, \oCassini{} zamówił instrumenty właśnie 
u~\oCampani[ego].
Te przyrządy bowiem umożliwiły mu w~latach 1671--1684 uzyskanie wielu 
istotnych wyników obserwacji, m.in. odkrycie czterech satelitów Saturna 
oraz odkrycie złożonej budowy jego pierścieni.

Kolejne etapy postępu w~konstrukcji teleskopów to wprowadzenie 
achromatycznego obiektywu dwusoczewkowego oraz zastosowanie luster jako 
elementu skupiającego światło wysyłane przez ciała niebieskie.
Rozwiązania te, które opracowali głównie uczeni angielscy drugiej połowy 
XVIII~wieku, James \oGregory{} (1638--1675), Robert \oHooke{} (1635--1703), a~także 
sam Isaac \oNewton, pozwoliły zmniejszyć lub nawet całkowicie wyeliminować 
pewne efekty optyczne pogarszające jakość obserwacji astronomicznych.
Podobnie ulepszenie techniki gwintowania powierzchni metalowych 
pozwoliło konstruować coraz dokładniejsze instrumenty astrometryczne.
W~XVIII wieku zaczęły ponadto powstawać liczne obserwatoria 
astronomiczne, czyli miejsca przeznaczone wyłącznie do badań naukowych 
w~dziedzinie astronomii, fundowane przez instytucje polityczne lub 
kulturalne, wyposażone w~wysokiej klasy instrumenty i~wykwalifikowany 
personel.
Dzięki temu uczeni dysponowali już odpowiednim zapleczem 
i~oprzyrządowaniem, które pozwalały im na obserwację i~interpretację 
nowych zjawisk, takich jak aberracja światła (1729) oraz nutacja osi 
obrotu Ziemi (1748).

W~tych latach odnotowano też trwający do początków XIX~wieku znaczny rozwój 
mechaniki astronomicznej, co z~kolei przyczyniło się do rozwoju nauk 
o~niebie na gruncie teoretycznym.
Nowoczesne oprzyrządowanie umożliwiło ponadto odkrycie nowych planet;
przykładem tego jest Uran, pierwsza planeta odkryta za pomocą 
teleskopu w~roku 1781 przez Williama \oHerschel[a] (1738--1822).

\tytul{Kosmos ,,zapełnia się'' nowymi obiektami}

Charakterystyczne dla XVIII~wieku jest również tworzenie i~publikowanie 
katalogów i~atlasów gwiazd.
Największym osiągnięciem w~tej dziedzinie jest wydany w~roku 1776 
wspaniały \emph{Atlas coelestis} autorstwa Johna \oFlamsteed[a] 
(1646--1719).
Okazuje się zresztą, że opracowania katalogów gwiazd są stałym elementem 
astronomii, pojawiającym się już wielokrotnie w~jej wcześniejszej 
historii.
Nawet sam \emph{Almagest} zawiera przecież katalog gwiazd, który 
obejmuje i~rozszerza pochodzacy z~II~wieku a.Ch.n. inny katalog nieba 
autorstwa \oHipparch[a] z~Nikei.
Katalog ten przetrwał do naszych czasów w~niezmienionej wersji i~zawiera 
opis 48 głównych konstelacji nieba oraz ich nazwy, które przetrwały do 
naszych czasów i~jeszcze dziś są stosowane przez uczonych.

Z~kolei atlasy gwiazd to obrazy nieba, które przedstawiają w~sposób 
przestrzenny współrzędne gwiazd podane w~katalogach.
Np. atlas opracowany przez Alessandra \oPiccolomini[ego] (1508--1579), 
wydany po raz pierwszy w~roku 1540 i~uznany za pierwszy nowoczesny atlas 
nieba, opisuje konstelacje gwiazd w~oparciu o~dane zawarte w~katalogu 
sporządzonym przez \oPtolemeusz[a].
Niestety, nie ma w~nim jeszcze graficznych przedstawień konstelacji, 
które pojawiają się dopiero w~atlasach wydanych później;
w~tych ostatnich, oprócz wspomnianych rysunków, widać też coraz większą 
przejrzystość i~czytelność, a~jednocześnie dbałość o~estetykę.
Można zatem powiedzieć, że łączą one w~sobie ścisłość naukową 
z~wrażliwością artystyczną.
Wspaniałym tego przykładem jest wydany w~1603~roku atlas zatytułowany 
\emph{Uranometria} autorstwa Johanna \oBayer[a] (1572--1625).
Przedstawiając pozycje gwiazd, czerpie on precyzyjne dane z~katalogu 
Tycho \oBrahe, opublikowanego w~tablicach rudolfińskich, a~ponadto dodaje 
do nich nowe konstelacje widoczne z~półkuli południowej, opisane 
w~XVI~wieku przez żeglarzy holenderskich: Pietera \oKeyser[a] (ok. 1540--1596) 
i~Fredericka de \oHoutman[a] (1571--1627).
I~właśnie rozszerzenie i~doprecyzowanie owych atlasów i~katalogów gwiazd 
miało doprowadzić do odkrycia planetoid.
Pierwszą z~nich, Cerere Ferdinandea (Rys.~6), zaobserwował po raz 
pierwszy w~roku 1801 z~obserwatorium w~Palermo Giuseppe \oPiazzi{} 
(1746--1826), gdy opracowywał swój słynny katalog gwiazd, którego 
pierwsze wydanie opublikowano w~roku 1803.
Niedługo potem zaobserwowano inne planetoidy, jak Pallas (1802), Junona 
(1804) i~Westa (1807).
To tylko najważniejsze z~długiej listy mniejszych ciał niebieskich, 
których wiele odkryto w~drugiej połowie XIX~wieku, kiedy to przemysł 
optyczny, przede wszystkim w~Niemczech, był już w~stanie produkować 
bardzo wysokiej klasy refraktory o~wyjątkowych możliwościach optycznych 
i~obserwacyjnych.
W~XIX~wieku miało też miejsce odkrycie planety Neptun (1846).
Na jej istnienie wskazywały już wcześniej wyniki odpowiednich obliczeń 
matematycznych, które w~połączeniu z~rzeczywistym odkryciem planety za 
pomocą przyrządów obserwacyjnych oznaczały niezaprzeczalny sukces 
mechaniki nieba.

\rys[width=.9\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-6.eps}
	\begin{center}Rys. 6. Strona tytułowa opracowania na temat odkrycia Cerere\footnote{
	Wg \cite{Piazzi:Della}.}.\\\end{center}

W~ten sposób wszechświat stopniowo zapełniał się nowymi, zaobserwowanymi 
obiektami, które dodawano do jego wcześniejszego obrazu zbudowanego na 
gruncie teorii heliocentrycznej.
Obraz ten wciąż jeszcze przedstawiał kosmos jako ograniczony do Układu 
Słonecznego, którego powstanie tłumaczono za pomocą terminologii 
mechanistycznej, opierając się na sformułowanej pod koniec XVIII~wieku 
hipotezie \dyw{\oKan[ta]}{\oLaplace['a]} o~pierwotnej mgławicy słonecznej.

\tytul{Okres ,,Nowej Astronomii''}

Nieoczekiwane poszerzenie horyzontów astronomicznych nastąpiło w~drugiej 
połowie XIX~wieku wraz z~wprowadzeniem spektroskopów astronomicznych.
Spektroskop pozwalał bowiem na rozszczepienie światła emitowanego przez 
gwiazdy oraz na analizę pojawiających się w~ich widmie linii absorpcyjnych 
lub emisyjnych.
Obecność takich linii w~świetle rozszczepionym przez szklany pryzmat 
zaobserwowano już na początku XIX~wieku, zaś Joseph von \oFraunhofer{} 
(1787--1826) w~roku 1817 opublikował opis i~klasyfikację pewnej liczby 
tego typu linii (Rys.~7), mimo że nie był on w~stanie wyjaśnić do końca 
ich natury.

Poprawną interpretację widmowych linii absorpcyjnych i~emisyjnych podał 
w~roku 1859 Gustav \oKirchhoff{} (1824--1887), formułując prawa dotyczące 
promieniowania, dzięki czemu linie te można było traktować jako 
odpowiedniki substancji chemicznych zawartych w~gwiazdach.
W~ten sposób obalono kolejną barierę ograniczającą poznawanie 
wszechświata.
Rozgłos wzbudziło więc zdementowanie idei przewodniej pozytywistycznego 
nurtu filozofii, który rozpowszechnił się w~pierwszej połowie XIX~wieku 
i~stał się niezwykle popularny w~środowiskach naukowych.
Nurt ten zakładał niepoznawalność natury \dyw{chemiczno}{fizycznej} 
gwiazd, ograniczając badania astronomiczne do astrometrii i~mechaniki 
nieba.
Pierwsze wyniki badań w~zakresie ,,Nowej Astronomii'', jak na początku 
nazywano astrofizykę, pozwoliły odsłonić obraz nieba, który stawał się 
coraz bardziej podobny do obrazu Ziemi.
Okazało się bowiem, że w~gwiazdach rzeczywiście zawarte są nie tylko te same 
pierwiastki chemiczne, z~których składa się Ziemia, lecz także inne, 
nieznane dotąd pierwiastki takie jak hel, \textit{nebulium} 
i~\textit{coronium}.
Pierwszy z~nich został uzyskany w~warunkach laboratoryjnych 
w~1895~roku podczas badań materiałów radioaktywnych\footnote{
	Przez wiele lat uważano, że hel nie występuje na Ziemi, 
	a~jedynie na Słońcu.
	26~marca 1895~roku William \oRamsay{} otrzymał hel podczas badań 
	rudy uranowej (kleweitu).}.
Jeśli chodzi o~dwa pozostałe hipotetyczne pierwiastki (\textit{nebulium} 
i~\textit{coronium}), to późniejsze badania spektralne wykazały, że 
odpowiadające im widma emisyjne są liniami przejść (pasm) wbronionych 
promieniowania silnie zjonizowanych atomów, m.in. tlenu i żelaza, 
czyli pierwiastków występujących również na Ziemi\footnote{
	Badania z~lat 30. XX~wieku dowiodły, że linie emisyjne w~spektrum 
	widma korony słonecznej są pasami zabronionymi także takich 
	zjonizowanych atomów, jak nikiel i~argon.}.
Termin ,,przejścia wzbronione'' oznacza przejścia możliwe do 
zaobserwowania w~przestrzeni kosmicznej, ale niemożliwe do 
zaobserwowania w~warunkach laboratoryjnych, ponieważ w~przestrzeni 
kosmicznej materia znajduje się w~warunkach, których nie potrafimy 
odtworzyć na Ziemi.

\rys[width=1\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-7.eps}
	\begin{center}Rys. 7. Linie widma słonecznego, które 
	zaobserwował Fraunhofer\footnote{Wg \cite{Hentschel:Mapping}.}.\\\end{center}

Pozostawimy filozofom rozstrzygnięcie kwestii, czy powyższe odkrycia 
zasługują na miano prawdziwej rewolucji naukowej, w~takim sensie, w~jakim 
zdefiniował ją Thomas \oKuhn{} (1922--1996), sami zaś w~dalszej części 
niniejszego opracowania ograniczymy się do podsumowania i~wskazania 
niektórych elementów charakteryzujących narodziny ,,Nowej Astronomii''.

\textbf{Nowa wizja kosmosu:}
Nagle możliwe stało się to, co dotąd uważano za niemożliwe, czyli 
poznanie natury fizycznej i~składu chemicznego gwiazd.
Wcześniej, przez ponad sto lat królowania, jak mówił \oKuhn, ,,normalnej'' 
nauki, astronomia była zdominowana przez astrometrię i~mechanikę nieba.
Dowodem tego są trwające przez cały wiek XVIII i~aż do połowy 
wieku XIX odkrycia nowych ciał niebieskich w~Układzie Słonecznym 
oraz opracowania katalogów gwiazd.
Dopiero w~drugiej połowie XIX~wieku astronomowie mogli rozszerzyć zakres 
prowadzenia badań, bowiem rozwój fizyki zapewnił im środki, zarówno 
w~zakresie oprzyrządowania, jak i~wiedzy teoretycznej, które pozwoliły 
im dowieść, że gwiazdy w~dużej mierze są zbudowane z~substancji 
chemicznych znanych od dawna i~występujących również na Ziemi.
Stąd wniosek, że fizyka i~chemia wszechświata pozostają identyczne zarówno na 
Ziemi, jak i~poza nią.

\textbf{Nowy przyrząd obserwacyjny (czyli spektroskop):}
Jego wynalezienie zmieniło sposób obserwacji nieba, zaś budowę 
tradycyjnych teleskopów zaczęto łączyć z~budową spektroskopów 
i~spektrografów.
Przyrządy te, wynalezione do laboratoryjnej analizy widmowej, 
wprowadzono również w~badaniach astronomicznych, udoskonalając je 
i~dostosowując do potrzeb obserwacji nieba.

\textbf{Nowa nomenklatura:}
Dla określenia nowej nauki związanej z~zastosowaniem spektroskopii na 
gruncie astronomii zostały wprowadzone terminy ,,Nowa Astronomia'' 
i~,,Astrofizyka''.
Wprowadzono również pojęcie ,,widmowej klasyfikacji gwiazd'', aby 
pogrupować je na podstawie spektralnych charakterystyk 
emitowanego przez nie światła.
Nadano również nazwy nowym pierwiastkom, takim jak hel, 
\textit{coronium} i~\textit{nebulium} (jak wiemy, na początku XX~wieku 
fizyka atomowa nie potwierdziła istnienia tych dwóch ostatnich
,,pierwiastków'').
Reasumując, słownik astronomiczny wzbogacił się o~nowe pojecia, które 
odzwierciedlają nowości, jakie astrofizyka wniosła do astronomii.

Doszło też do rozłamu wśród naukowców.
Po jednej stronie stali obrońcy tradycji, czyli astronomowie posiadający 
wykształcenie matematyczne, którzy z~nieufnością i~poczuciem wyższości 
spoglądali na próby wprowadzenia elementów fizyki do astronomii.
Po przeciwnej stronie stali entuzjaści, czyli astronomowie amatorzy, ale 
wysokiej klasy, bądź astronomowie profesjonaliści z~wykształceniem 
w~dziedzinie fizyki lub inżynierii, którzy z~nadzieją patrzyli na 
możliwości, jakie niosła nowa metoda obserwacji nieba.
Elitarny dotąd świat astronomii, nauki czystej i~teoretycznej, 
zarezerwowanej wyłącznie dla matematyków, zaczynał się chwiać, wobec 
stającej mu naprzeciw ,,astronomii fizycznej'', dostępnej również dla 
fizyków i~chemików, uważanych dotąd za ludzi zamkniętych w~laboratorium 
i~zajmujących się tam ,,brudną robotą''.
Owo ,,wtargnięcie'' fizyki i~chemii na grunt astronomii zostało odebrane 
jako prawdziwe skażenie tego, co dotąd pozostawało czyste.
Dlatego w~Europie, która była matką astronomii klasycznej, przez długi 
czas uważano astrofizykę za zajęcie ,,niegodne prawdziwego uczonego'', 
za swego rodzaju przejściową modę, nowinkę, uprawianą dla rozrywki, 
pozbawioną ścisłości naukowej, za sposób spędzania czasu, któremu nawet nie 
przyznano statusu dyscypliny naukowej.

Nie zahamowało to jednak osiągnięć na polu badań astrofizycznych.
Wobec takiej ,,rewolucji'' w~sposobie prowadzenia badań astronomicznych, 
reakcją środowisk naukowych był podział przestrzeni i~zasobów, co 
z~kolei doprowadziło do stworzenia nowych obserwatoriów astronomicznych, 
przeznaczonych specjalnie do badań astrofizycznych.
W~krótkim czasie, w~latach 1870--1880, powstawały obserwatoria astrofizyczne 
w~Poczdamie (w~pobliżu Berlina), w~Meudon (niedaleko Paryża), w~South Kensington 
(na przedmieściach Londynu), gdzie w~porównaniu z tradycyjnymi badaniami 
astronomicznymi, badania astrofizyczne zajęły miejsce uprzywilejowane.
Zupełnie inna sytuacja panowała za oceanem, gdzie ,,Nowa Astronomia'' 
znalazła podatny grunt do rozwoju i~postępu, ponieważ nie było tam 
skostniałych tradycji dawnej astronomii, było za to wsparcie finansowe 
ze strony prywatnych fundacji, szybki rozwój ekonomiczny 
i~technologiczny kraju oraz konkurujące ze sobą różne gałęzie 
przemysłu.

\tytul{,,Wielka Debata'': mgławice czy wszechświaty wyspowe?}

W~dziele \emph{Sidereus Nuncius} (1610) \oGalileusz, w~oparciu o~swoje 
obserwacje prowadzone za pomocą lunety astronomicznej, twierdził, że 
Droga Mleczna jest zbudowana z~olbrzymiej, niepoliczalnej ilości gwiazd.
Mgławice zaobserwowano już dużo wcześniej, jednak nie były one nigdy 
przedmiotem szczególnego zainteresowania i~badań.
Wyjątek stanowią nieznane prawie nikomu studia, które prowadził Giovan 
Battista \oHodiern[a] (1597--1660).
Uczony ten pokusił się o~klasyfikację mgławic w~oparciu o~pogląd 
\oGalileusz[a], że mgławice to nierozszczepialne skupiska gwiazd.
W~roku 1785 William \oHerschel{} opisał strukturę Drogi Mlecznej i~opracował 
kilka katalogów mgławic.
Wciąż jednak istniały wątpliwości odnośnie do ich natury, w~szczególności, 
czy są to faktycznie nierozszczepialne skupiska gwiazd.
I~tu po raz kolejny spektroskopia przyniosła tak długo oczekiwaną 
odpowiedź, co z~kolei pozwoliło podzielić mgławice na podstawie ich 
widma i~wyróżnić dwa ich typy, czyli: grupy gwiazd (grupy galaktyk) 
oraz mgławice właściwe, składające się z~rozproszonego gazu i~pyłu 
międzygwiezdnego.

Niektórzy astronomowie wysunęli hipotezę, że mgławice pierwszego typu 
(czyli galaktyki spiralne) stanowią rodzaj odrębnych wszechświatów 
(wszechświaty wyspowe), czyli skupisk gwiazd porównywalnych --- pod względem 
wielkości --- do Drogi Mlecznej.
Wobec tej hipotezy najtrudniejszym zadaniem stało się określenie, 
w~jakiej odległości znajdują się te obiekty.
Dlatego w~latach 1920--1923 odbyła się na ten temat słynna debata naukowa, 
w~której wzięli udział: Harlow \oShapley{} (1885--1972) oraz Heber D. \oCurtis{} 
(1872--1942).
Pierwszy z~nich, twierdząc, że galaktyki znajdują się wewnątrz obszaru 
Drogi Mlecznej, opierał się m.in. na dostępnych wówczas danych 
dotyczących rotacji M101 (galaktyka Wiatraczek) oraz na pomiarach 
jasności pewnej gwiazdy nowej zaobserwowanej w~M31 (galaktyka 
Andromedy).
Drugi uczony utrzymywał natomiast, że galaktyki to raczej ,,wszechświaty 
wyspowe'' leżące poza obszarem Drogi Mlecznej i~że dane uzyskane przez 
\oShapley[a] mogły okazać się błędne.
I~właśnie tak było: pogląd \oShapley[a], mimo że bardziej uzasadniony 
naukowo, okazał się mylny.
Przeprowadzone na nowo pomiary wykazały istnienie błędów w~danych 
uzyskanych poprzednio.
Poza tym w~roku 1923 Edwin \oHubble{} w~galaktyce Andromedy zdołał 
zaobserwować Cefeidę (jest to szczególny typ gwiazdy o~powtarzalnych, 
okresowych zmianach jasności) (Rys.~8), a~następnie, stosując znaną 
zależność pomiędzy okresem i~jasnością absolutną cefeid, odkrytą przez 
Henriettę \oLeavitt{} (1868--1921), uzyskał niepodważalny wynik obliczeń 
wskazujący na to, że odległość cefeidy od Drogi Mlecznej wynosi około 
dwóch milionów lat świetlnych, a~więc znajduje się ona zupełnie poza 
obszarem Drogi Mlecznej, której średnica jest szacowana na około 100 
tysięcy lat świetlnych.
A~zatem galaktyki to obiekty znajdujące się poza obrębem Drogi Mlecznej 
i~w~dodatku bardzo daleko od niej.

\rys[width=1\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-8.eps}
	\begin{center}Rys. 8. Galaktyka Andromedy\footnote{
	Wg \url{http://apod.nasa.gov/apod/ap051222.html}.}.\\\end{center}

Stajemy zatem wobec innej, zasadniczej zmiany wizji kosmosu, którego 
rozmiary okazują się o~wiele większe niż przewidywano, a~nawet o~wiele 
większe niż człowiek jest w~stanie sobie wyobrazić.
Trwa równocześnie swoisty proces decentralizacji: okazuje się, że Ziemia 
nie jest środkiem Układu Słonecznego, Układ Słoneczny nie jest 
centralnym punktem Drogi Mlecznej, zaś Droga Mleczna bynajmniej nie 
stanowi całego wszechświata czy chociażby jego centralnego punktu.
Człowiek czuje się coraz bardziej ,,rzucony gdzieś'' w~kosmos, w~którym 
istnieje przynajmniej 1010 widzialnych galaktyk, często tworzących 
gromady lub supergromady.
Kolejnym krokiem była próba zrozumienia i~naukowego wyjaśnienia 
struktury i~pochodzenia wszechświata, tak bardzo rozległego i~złożonego.

\tytul{Teoria Wielkiego Wybuchu (Big Bang)}

W~roku 1922 fizyk Aleksandr \oFriedmann{} (1888--1925), wychodząc z~ogólnej 
teorii względności, opracował pewne równania, w~oparciu o~które przewidywał, 
że wszechświat nie jest nieruchomy, lecz pozostaje 
w~nieustannej ekspansji, czyli nieustannie się rozszerza.
Kilka lat później w~roku 1927 Georges \oLemaitre{} (1894--1966), niezależnie 
od \oFriedmann[a], doszedł do tych samych wniosków dotyczących ekspansji
wszechświata.
Zakładając hipotetyczne kurczenie się wszechświata i~cofając się 
w~czasie, ogłosił hipotezę, że cała materia we wszechświecie wzięła się 
z~pojedynczego, silnie skondensowanego protoatomu, który dziś moglibyśmy 
określić jako zalążek teorii Wielkiego Wybuchu.
A zatem, w~myśl idei przewodniej tej hipotezy, wszechświat bierze swój 
początek od jednego obiektu fizycznego, który w~wyniku rozmaitych 
przemian osiągnął obecny stan organizacji materii, z~której zbudowany 
jest kosmos.

Dwa lata później w~roku 1929 Edwin \oHubble{} (1889--1953) sformułował, 
w~oparciu o~dane empiryczne, znane prawo dotyczące prędkości ucieczki 
galaktyk.
Prawo to stanowiło istotny argument potwierdzający teorię wszechświata 
pozostającego w~ciągłej ekspansji.

W~roku 1948 zajmujący się fizyką teoretyczną George \oGamow{} (1904--1968) 
zasugerował, że jeśli prawdziwa jest hipoteza wszechświata pozostającego 
w~nieustannej ekspansji, to we wszechświecie powinien istnieć jakiś ślad 
początkowego wybuchu (tak zwane promieniowanie reliktowe), a~następnie 
wyliczył, że obecną temperaturę kosmosu (w~konsekwencji tego 
promieniowania) można szacować na około 3°K.
Promieniowanie reliktowe zostało odkryte zupełnie przez przypadek w~roku 
1964 przez dwóch inżynierów pracujących dla Bell Company: Arno \oPenzias[a] 
(ur. 1933) i~Roberta W.~\oWilson[a] (ur. 1936), którzy uruchamiali system 
anten o~dużej mocy do celów telekomunikacji.
Za pomocą tych anten wykryli oni pewien słaby, lecz niemożliwy 
do wyeliminowania sygnał pochodzący z~tła kosmicznego.
W~roku 1978 otrzymali za to Nagrodę Nobla, zaś obecnie istnienie 
kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła (Rys.~9), w~połączeniu 
z~prawem \oHubble['a], stanowi zasadniczy argument potwierdzający teorię 
Wielkiego Wybuchu, czyli Big Bang, jak w~roku 1949 nazwał ją pogardliwie 
jej słynny przeciwnik Fred \oHoyle{} (1915--2001).
Mimo tej nazwy teoria Wielkiego Wybuchu stanowi podstawę modelu 
kosmologicznego, który dominuje aktualnie w~środowisku naukowym.

\rys[width=1\hsize]{ChinniciI/FIG/Chinnici-9.eps}
	\begin{center}Rys. 9. Mapa fluktuacji temperatury 
	w~kosmicznym mikrofalowym promieniowaniu tła\footnote{
	Wg NASA-WMAP Science Team}.\\\end{center}

\tytul{Wnioski}

XX wiek to początek ery przestrzeni kosmicznej.
Najnowsze osiągnięcia naukowe pozwalają rozszerzać coraz bardziej 
granice tego, co można zaobserwować w~naszym wszechświecie, aby 
spróbować zrozumieć, skąd on pochodzi, jaką ma strukturę i~w~jaki sposób 
się zmienia.
Odkrywanie tajemnic wszechświata to proces, który wciąż trwa i~który 
jest owocem wspólnego wysiłku ludzi nauki i~ludzi zajmujących się 
technologią.
Oni wszyscy wspólnie próbują budować pewne teorie i~szukać ich 
potwierdzenia za pomocą odpowiednio skonstruowanych przyrządów.

Aktualny obraz świata, jaki posiadamy dzięki naszym instrumentom, to 
wizja wszechświata, który przyspiesza własną ekspansję, jednakże 
pozostaje przed nami jeszcze daleka droga do pełnego zrozumienia tej 
ekspansji i~wyjaśnienia jej mechanizmów oraz zachodzących przemian.
Brakuje nam bowiem zbyt wielu elementów tej ,,układanki'', a~dzisiejsza 
technologia, mimo iż bardzo zaawansowana, wciąż jeszcze nie jest 
w~stanie skonstruować takich przyrządów, które pozwoliłyby uczynić 
następny, zdecydowany krok naprzód, dzięki któremu moglibyśmy dodać nowe 
elementy do naszej naukowej wiedzy na temat wszechświata i~być może 
stworzyć jego kolejną nową wizję.

Możemy być jednak pewni, że chociaż zmienia się obraz świata oraz środki 
badawcze, za pomocą których próbujemy odkryć tajemnice kosmosu, to, co 
pozostaje niezmienne, to pragnienie poznania, które zachęca do dalszych 
poszukiwań i~które właściwe jest człowiekowi, niezależnie od czasów, 
w~jakich żyje.

\begin{flushright}
\textit{Przekład z języka włoskiego}: Anna \ios{Kownacka}{Kownacka, A.}
\end{flushright}

\summary{
	People have always observed the sky. Ever since ancient times
	they have tried to fathom the secrets of the laws governing the
	motions of the celestial bodies, and their nature, trying to
	understand and describe the order present in the world. To do
	so, they have used a variety of instruments for observation and
	measurement, that have been subject to constant improvement. The
	interpretation of the data acquired has become the basis for the
	creation of a variety of cosmological theories.

	In this paper, we briefly describe how the historical sequence
	of basic theories concerning the sky and the stars have changed
	over time, and we present the instruments – both material and
	conceptual – which have allowed the sky to be observed. On the
	way, we shall turn our attention to the most important of the
	many successive steps that have gone to make up the scientific
	revolution.
}{
Ptolemaic astronomy --- 
Copernican revolution --- 
Tycho Brahe’s planetary model --- 
Kepler's laws of planetary motion --- 
Galileo's observations --- 
Improvements to astronomical research --- 
“New Astronomy” (astrophysics) --- 
“Big Bang” theory --- 
Scientific revolution in astronomy
}

{\raggedright\printbibliography[title={Literatura}]}
\end{refsection}

\begin{refsection}
\renewcommand\elementLit{Literatura uzupełniająca}
\nocite{Chinnici:Astrum,
Chinnici:IlCielo,
Hearnshaw:TheAnalysis,
Hoskin:TheCambridge,
Meadows:TheNew,
Shu:ThePhysical}

\end{elementlit}

