Mateusz Kęsek kl. 1A

Układ planetarny

We wszechœwiecie istnieje wiele układów planetarnych. Właœciwie żaden nie został zbadany tak dobrze jak układ planetarny w którym żyjemy - Układ Słoneczny.
W tym referacie przedstawię w dużym skrócie informacje na jego temat zdobyte przez ludzkoœć na przestrzeni wieków.
Każdy układ planetarny posiada w swoim centrum jednš lub więcej gwiazd, czyli
obiektów astronomicznych w postaci gazowych kul o masach nie 
przekraczajšcych kilkudziesięciu mas Słońca i przynajmniej przez częœć swej ewolucji œwiecšce w wyniku reakcji termojšdrowych (zwł. przemiany wodoru w hel) zachodzšcych w ich wnętrzach. Gołym okiem można dostrzec na niebie ok. 6000 gwiazd należšcych do naszej Galaktyki, do której należy Słońce. Blask gwiazd może się znacznie zmieniać (gwiazdy zmienne, np. nowe, supernowe). Odległoœci gwiazd sš wyznaczane na podstawie pomiaru ich paralaks rocznych lub też porównania ich jasnoœci absolutnej i obserwowanej; najbliższš gwiazdš (prócz Słońca) jest Proxima Centauri (4,3 lat œwietlnych). Masy gwiazd, wyznaczane na podstawie III prawa Keplera z ruchów gwiazd podwójnych, sš zawarte w granicach od kilku setnych do kilkudziesięciu mas Słońca. Pod względem wielkoœci rozróżnia się nadolbrzymy (promienie do 1000 razy większe od promienia Słońca), olbrzymy, karły (do których należy Słońce), białe karły (promień porównywalny z promieniem Ziemi), gwiazdy neutronowe (promień kilkanaœcie-kilkadziesišt km); gwiazdy te różniš się bardzo między sobš œredniš gęstoœciš (q); np. q Antaresa (nadolbrzym) wynosi 10-6 q Słońca 
(q Słońca - œrednia gęstoœć Słońca), Arktura (olbrzym) - 4ţ10-4 q Słońca, Syriusza B (biały karzeł) - ok. 105 q Słońca, gwiazdy neutronowej - ok. 1012 q Słońca. Temperatura powierzchniowa okreœla wyglšd widma (gwiazd widmowa klasyfikacja) oraz barwę gwiazd; dla gwiazd cišgu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella zawiera się 
w granicach od poniżej 3000 K do ok. 50 000 K. Większoœć gwiazd występuje 
w galaktykach, w których częœć z nich tworzy gromady (gwiazd gromady).
Istnieje wiele typów gwiazd do których można zaliczyć następujšce:
Gwiazdy magnetyczne,
karły typów widmowych B, A i F majšce silne pola magnetyczne o indukcji rzędu 0,1 tesli i większej; w ich atmosferach występujš duże - w stosunku do Słońca - nadwyżki niektórych pierwiastków ciężkich; wykazujš zmiany obserwowanych charakterystyk 
z okresem rotacji; wœród najchłodniejszych gwiazd magnetycznych wykryto regularne zmiany blasku o małej (rzędu 1% lub mniej) amplitudzie i krótkich (ok. 10 min) okresach, będšce przypuszczalnie wynikiem pulsacji nieradialnych.
Gwiazdy neutronowe,
gwiazdy o bardzo dużych gęstoœciach (ponad 1015 g/cm3), w których wnętrzach, wskutek oddziaływań między protonami i elektronami, doszło do przekształcenia się ich w neutrony, a przy gęstoœciach rzędu 1020 g/cm3 - do utworzenia się hiperonów; teoretyczne modele gwiazd neutronowych przewidujš, iż ich promienie mogš zawierać się w granicach 10-100 km, a masy nie mogš przekraczać ok. 2 mas Słońca; z powodu dużej gęstoœci gwiazd neutronowych do opisu ich budowy należy stosować ogólnš teorię względnoœci; gwiazdy neutronowe sš prawdopodobnie ostatnim etapem ewolucji gwiazd o masach większych od ok. 3 mas Słońca (po odrzuceniu przez nie częœci zewnętrznych); przypuszcza się, że gwiazdami neutronowymi sš odkryte 1967 pulsary.
Gwiazdy Wolfa-Rayeta,
gwiazdy o bardzo dużych temperaturach powierzchniowych (ok. 50 tys. K) i stosunkowo dużych jasnoœciach absolutnych (-2m do -4m), charakteryzujšce się obecnoœciš w widmie linii emisyjnych wodoru i helu oraz, niekiedy - węgla i azotu; majš rozległe atmosfery, z których następuje wypływ materii z dużymi prędkoœciami (ok. 2000 km/s). Prawdopodobnie gwiazdy te odpowiadajš póŸnym stadiom ewolucji gwiazd masywnych, poprzedzajšcym stadium białego karła; pierwsze gwiazd tego typu odkryli astronomowie francuscy: Ch.J.E. Wolf i G.A.P. Rayet.
Gwiazdy zmienne,
gwiazdy o zmiennej jasnoœci; dzielš się na gwiazdy zaćmieniowe (gwiazdy podwójne) i gwiazdy zmienne fizycznie, w których zmiany blasku (i towarzyszšce im zwykle zmiany innych cech gwiazd) sš wynikiem powierzchniowych lub wewnętrznych procesów fizycznych; do gwiazd zmiennych fizycznie zalicza się: gwiazdy wybuchowe (nowe, supernowe), gwiazdy pulsujšce, gwiazdy rozbłyskowe, a także gwiazdy typu 
T Tauri, będšce gwiazdami bardzo młodymi, w stadium kurczenia się (na diagramie Hertzsprunga-Russella przesuwajš się na cišg główny. Gwiazdy pulsujšce sš gwiazdami zmiennymi, w których zmiany jasnoœci sš zwišzane z okresowym pęcznieniem i kurczeniem się gwiazdy sferycznej (pulsacje radialne) lub okresowš zmianš kształtu gwiazd (pulsacje nieradialne). Najważniejsze typy gwiazd pulsujšcych radialnie to cefeidy, gwiazd typu RR Lyrae i gwiazd typu d Scuti. Cefeidy klasyczne (typu d Cephei) sš to bardzo jasne nadolbrzymy typów widmowych F, G i K, zmieniajšce blask z okresami od ok. 1 do 100 dni i z amplitudš do 2 wielkoœci gwiazdowych; sš gwiazdami skrajnej populacji i o masach powyżej 3 mas Słońca; œcisła zależnoœć istniejšca między jasnoœciami absolutnymi cefeid i ich okresami zmian służy do wyznaczania odległoœci do układów gwiazdowych, w których się one znajdujš. Charakterystyki obserwacyjne podobne do cefeid klasycznych majš cefeidy populacji II (typu W Virginis) o masach równych 0,5-0,8 masy Słońca. Gwiazdy pulsujšce typu RR Lyrae sš olbrzymami o masach równych 0,5-0,7 masy Słońca, typu widmowego A, 
o okresach zmian ok. 0,2-1 doby oraz amplitudach równych 0,5-2 wielkoœci gwiazdowych; wszystkie majš niemal jednakowe jasnoœci absolutne (ok. 100 razy większe od Słońca), co pozwala na wykorzystanie ich do wyznaczania odległoœci, podobnie jak w przypadku cefeid; sš gwiazdami skrajnej populacji II i często występujš w gromadach kulistych. Gwiazdy pulsujšce typu d Scuti sš gwiazdami cišgu gł. typu widmowego A, o okresach zmian ok. 0,5-5 h i amplitudach mniejszych niż 0,9 wielkoœci gwiazdowej; majš masy ok. 2 mas Słońca. Do gwiazd pulsujšcych radialnie należš też chłodne gwiazdy typu Mira Ceti -tzw. Miry, RV Tauri i R Coronae Borealis; wszystkie one majš długie (sięgajšce paru lat), nieregularne okresy zmian i znaczne amplitudy zmian blasku. gwiazd pulsujšce nieradialnie to m.in. gwiazd typu b Cephei (albo b Canis Maioris); sš to podolbrzymy typu widmowego B z okresami zmian 2-8 h i amplitudami mniejszymi od 0,1 wielkoœci gwiazdowej; majš masy nieco mniejsze niż 10 mas Słońca i sš zapewne w stadium ewolucyjnym tuż po wypaleniu wodoru 
w jšdrze. Nieradialnie pulsujš też niektóre gwiazdy magnetyczne i niektóre białe karły (typu ZZ Ceti); wszystkie one majš krótkie (rzędu minut) okresy i małe (mniej niż parę procent) amplitudy zmian. Gwiazdy rozbłyskowe sš to gwiazd zmienne typu UV Ceti, karły typów widmowych K i M, rozbłyskujšce nieregularnie co pewien czas na ok. kilka minut, z amplitudami od paru setnych do kilku wielkoœci gwiazdowych; przypuszcza się, że gwiazdy rozbłyskowe sš to młode, szybko rotujšce i bardzo aktywne (słoneczna aktywnoœć) gwiazd o masach ok. 0,5 masy Słońca; obserwowane rozbłyski sš zapewne zachodzšcymi na znacznie większš skalę rozbłyskami chromosferyczo-koronalnymi.
Tak więc w œrodku każdego układu planetarnego musi znajdować się przynajmniej jedna gwiazda. Ale aby był to układ planetarny musi dookoła tej gwiazdy, po orbicie kršżyć planeta. Naturalnie planet również może być bardzo dużo. W naszym układzie planetarnym jest tych planet 9. Sš nimi : Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton. Każda z tych planet ma inne właœciwoœci co przedstawię póŸniej. Planety i gwiazdy oddziałujš na siebie na różne sposoby. Mogš się na przykład przycišgać, odpychać lub utrzymywać się cišgle w tej samej odległoœci od siebie dzięki wyrównanemu poziomowi przycišgania i odpychania. Mogš także nie tylko zmieniać odległoœci pomiędzy sobš lecz także oddziaływać w głębszych partiach atmosfery wpływajšc np. na kierunki pršdów morskich, wiatrów czy ciœnień. Na Ziemi da się także zaobserwować zjawiska przypływów i odpływów spowodowane zachowaniem Księżyca. Według naukowców Księżyc wpływa także na samopoczucie człowieka, który jest wrażliwy na jego oddziaływanie. Nie tylko Ziemia posiada księżyce. Ma je większoœć planet Układu Słonecznego. Księżycem jest ciało niebieskie obiegajšce planetę; w Układzie Słonecznym znanych jest obecnie 61 satelitów; najwięcej ich ma Saturn - 18, następnie Jowisz - 2) - 16, Uran - 15, Neptun - 8, Mars - 2, Ziemia i Pluton po 1; największymi satelitami sš: Ganimedes (promień 2634 km), Callisto (2403 km), Jo (1815 km) - satelity Jowisza; najmniejszym (odkrytym) jest Deimos (6,3 km) - satelita Marsa. Teraz przedstawię w skrócie opisy planet Układu Słonecznego. Za planetę należy uznać ciało niebieskie o œrednicach większych niż 1000 km, obiegajšce gwiazdę i nie majšce własnych Ÿródeł energii promienistej, widoczne dzięki oœwietleniu ich promieniowaniem gwiazdy. W Układzie Słonecznym planetš o największej masie (319 razy większej od masy Ziemi, 71% masy wszystkich planet) jest Jowisz, planetš o najmniejszej masie (około 500 razy mniejszej od masy Ziemi) - Pluton. Łšczna masa planet jest równa 1/741 masy Słońca, tj. 2,69ţ1027 kg.
Planety sš bryłami o kształcie zbliżonym do elipsoidy obrotowej o niewielkim spłaszczeniu, ich œrednice wynoszš od około 2300 km (Pluton) 142 800 km (Jowisz). 
U większoœci planet wykryto atmosfery, które stanowiš otoczki gazowe utrzymujšce się przy powierzchni planet dzięki przycišganiu grawitacyjnemu. Zaledwie nikłe œlady atmosfery stwierdzono na Merkurym, bardzo rzadkš atmosferę ma Mars. Grube atmosfery, nie przepuszczajšce promieniowania optycznego, majš: Wenus, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun. W widmach promieniowania Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna występujš wyraŸne pasma absorpcyjne metanu, co œwiadczy o dużej zawartoœci tego zwišzku w ich atmosferach. W atmosferach Wenus i Marsa istnieje znacznie większa iloœć dwutlenku węgla niż w atmosferze Ziemi. Ziemia, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun majš magnetosfery.
Nazwš planety obejmowano w starożytnoœci ciała zmieniajšce swe położenie względem gwiazd (a więc także Słońce i Księżyc). Obecnie niekiedy małymi planetami nazywa się planetoidy, a sztucznymi planetami - obiekty wprowadzone przez człowieka na orbitę okołoziemskš. Teraz zajmę się tylko skrótowym opisaniem planet Układu Słonecznego. Jest ich dziewięć. Pierwsza z nich to:
Merkury
najbliższa Słońca, przedostatnia co do wielkoœci planeta Układu Słonecznego; najdokładniejsze dane o tej planecie uzyskano dzięki sondzie kosmicznej Mariner.

Wenus
druga, wg oddalenia od Słońca, planeta Układu Słonecznego; widoczna nad horyzontem przed wschodem Słońca, popularnie zwana Gwiazdš Porannš (Jutrzenka), zaœ po zachodzie Słońca - Gwiazdš Wieczornš; znana już w starożytnoœci; była badana przez sondy kosmiczne: Mariner, Pioneer, Wenus, Magellan.

Ziemia
trzecia wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. 
Wiadomoœci ogólne
masa: 5,975ˇ1024 kg; 
œrednia gęstoœć: 5520 kg/m3;
promień równikowy: 6378,160 km;
promień biegunowy: 6356,775 km;
długoœć równika: 40075,161 km;
spłaszczenie: 0,003353;
przyspieszenie na powierzchni: 9,7805 (1 + 0,00529 sin2) m/s2 ( - szerokoœć geograficzna miejsca pomiaru);
œrednia temperatura na powierzchni: 281 K;
albedo: 0,34;
œrednia odległoœć od Słońca: 149504 tys. km (1 jednostka astronomiczna);
okres obrotu: 23 h 56 min 4,09 s;
okres obiegu wokół Słońca: 365,2564 dni;
nachylenie płaszczyzny równika do płaszczyzny ekliptyki: 23°27';
mimoœród: 0,0167; 
półoœ wielka: 149 597 870 km;
okres precesji: 26 tys. lat;
stosunek masy Słońca do masy Ziemi: 332958;
stosunek masy Ziemi do masy Księżyca: 81000.
Ziemia ma jednego naturalnego satelitę - Księżyc; od 1957 Ziemię obiegajš sztuczne satelity. Dokładne wyznaczenie masy Ziemi stanowi podstawę oceny mas ciał niebieskich, ponieważ metody astronomii pozwalajš jedynie na wyznaczenie stosunków mas tych ciał do masy Ziemi; np. stosunek masy Słońca do masy Ziemi wynosi 332,958. Jednostki długoœci stosowane w astronomii - jednostka astronomiczna, parsek - definiuje się na podstawie znajomoœci œredniej odległoœci Ziemi od Słońca. Okres obrotu Ziemi do niedawna stanowił wzorzec jednostki czasu (doba); okres ten prawdopodobnie ulega wydłużeniu o ok. 1/1000 s na stulecie. Obrót Ziemi powoduje powtarzajšce się cykliczne zjawisko dnia i nocy, a obieg Ziemi wokół Słońca 
w powišzaniu z nachyleniem osi Ziemi w stosunku do ekliptyki warunkuje występowanie pór roku. O rozkładzie na Ziemi stref klimatycznych decyduje w dużej mierze kšt nachylenia osi Ziemi do płaszczyzny ekliptyki.

Mars
czwarta wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego; najlepiej zbadana; ma 
2 naturalne satelity (Phobos, Deimos), atmosferę (rzadszš od ziemskiej); liczne kratery (brzeg jednego z nich - Olympic Mons, jest najwyższš górš w Układzie Słonecznym - 26 km); temperatura powierzchni waha się od ok. -90°C do ok. +30°C; 27 XI 1971 lšdownik próbnika kosmicznego Mars 2 jako pierwszy osišgnšł powierzchnię Marsa; zob. też Mariner, Viking.

Jowisz
największa, pišta wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego; ma 16 naturalnych satelitów (Metis, Andrastea, Amalthea, Thebe, Io, Europa, Ganimedes, Callisto, Leda, Himalia, Lisithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphea, Sinope) oraz 3 pierœcienie; najdokładniejsze dane o Jowiszu uzyskano dzięki sondom kosmicznym Pioneer 10 i 11 oraz Voyager 1 i 2.

Saturn
szósta wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego; ma 18 naturalnych satelitów (Pan, Atlas, Prometeusz, Pandora, Epimetheus, Janus, Mimas, Enceladus, Tethys, Telesto, Calypso, Dione, Helena, Rhea, Tytan, Hyperion, Iapetus, Phoebe) i rozcišgajšcy się od ok. 67 tys. km do ok. 480 tys. km od œrodka planety układ 7 pierœcieni, składajšcych się z brył i drobnych okruchów; badany przez sondy kosmiczne Pioneer i Voyager.

Uran
siódma, wg oddalenia od Słońca, planeta Układu Słonecznego; ma 15 naturalnych satelitów (Kordelia, Ofelia, Bianka, Kresyda, Desdemona, Julia, Portia, Rozalinda, Belinda, Puk, Miranda, Ariel, Umbriel, Tytania, Oberon) i 11 wšskich pierœcieni; odkryty 1781; najdokładniejsze dane uzyskano dzięki sondzie kosmicznej Voyager.

Neptun
ósma wg oddalenia od Słońca planeta Słonecznego Układu; ma 8 naturalnych satelitów (Najada, Talassa, Despoina, Galatea, Larissa, Proteus, Tryton, Nereida) i 4 pierœcienie; odkryty 1846; niewidoczny gołym okiem; badany przez sondę kosmicznš Voyager 2.

Pluton
najdalsza, wg oddalenia od Słońca, i najmniejsza ze znanych planeta w Układzie Słonecznym; odkryty 1930; ma jednego satelitę naturalnego - Charona.

W Układzie Słonecznym periodycznie ukazujš się naszym oczom komety. Jedne sš bardzo małe inne zaœ potężne jak Kometa Halleya, "odwiedzajšca" nasz Układ Słoneczny œrednio co 76 lat. Komety również podróżujš po orbitach eliptycznych często wychodzšcych poza układy planetarne. Również drogi po których podróżujš mogš się rozszerzać lub zwężać co może spowodować kolizję z innym ciałem niebieskim np. Ziemiš do której minimalnie, lecz cišgle zmniejsza dystans wiele komet.
Kometa jest zbudowana z mocno œciœniętej kuli lodu lub metalu za którym cišgnie się warkocz pyłu lub gazu. Komety można często zobaczyć gołym okiem, jeœli przelatujš blisko Ziemi. Komety sš jak bomby jšdrowe bardzo radioaktywne i przy zderzeniu z Ziemiš ( jak kilkanaœcie milionów lat temu, kiedy wyginęły dinozaury ) powstałby "grzybek". Dlatego więc ludzie bojš się komet. W Polsce dobrze widoczne sš one podczas sierpniowych nocy.
Oprócz komet w układach planetarnych występuje wiele innych zjawisk. Jednym z nich sš pojawiajšce się pasy planetoid, które w naszym układzie znajdujš się pomiędzy Marsem a Jowiszem. Sš to drobne ciała niebieskie (o œrednicach do kilkuset km) kršżšce dokoła Słońca, gł. między orbitami Marsa i Jowisza (pas główny planetoid); dotychczas jest znanych ok. 8000 planetoid; około 1000 planetoid ma œrednicę ponad 30 km; do największych należš: Ceres, Pallas i Westa. W pobliżu jednej z planetoid - Idy odkryto (1993) towarzyszšcego jej naturalnego satelitę (Daktyl).
Pochodzš one z odłamków skalnych, które oderwały się od jakiejœ planety.
Nie stanowiš one zagrożenia dla Ziemi, ale sondy kosmiczne mogš się o nie rozbić.
Kolejnym ze zjawisk jest tzw. Wiatr słoneczny. Sš to czšsteczki pędzšce od Słońca albo innej gwiazdy z prędkoœciš bliskš prędkoœci œwiatła. Niektórzy naukowcy sšdzš, że w przyszłoœci może służyć jako napęd statków kosmicznych.

Jak wspomniałem wczeœniej każde ciało niebieskie posiada grawitację. Jest ona mniejsza lub większa ale zawsze istnieje. Dwie planety mogš się przycišgać lub odpychać. Ale z jakš siłš ? Na to pytanie odpowiedział znany wszystkim gimnazjalistom Isaac Newton. Opracował prawo cišżenia ( zwane póŸniej Prawem Cišżenia Newtona ) które mówiło, że każde 2 ciała materialne we Wszechœwiecie przycišgajš się z siłš F proporcjonalnš do iloczynu ich mas m1 i m2, a odwrotnie proporcjonalnš do kwadratu odległoœci r między nimi: F = G ţ m1 m2/ r2 (G = 6,67 ţ10-11Nţm2/kg2 - stała grawitacji. Obecnie do tego typu obliczeń wykorzystywana jest ogólna teoria względnoœci Alberta Einsteina.

Nasz układ planetarny jak i wiele innych położony jest w galaktyce. Galaktyka to
układ gwiazd i materii rozproszonej, widziany w rzucie na sferę niebieskš w postaci Drogi Mlecznej [gr. galaxias kyklos 'mleczna droga'], obejmujšcy Układ Słoneczny i wszystkie gwiazdy widoczne okiem nieuzbrojonym. Galaktyka należy do grupy galaktyk spiralnych (galaktyki); zawiera ok. 2ţ1011 gwiazd, ma kształt silnie spłaszczonego dysku o œrednicy ok. 30 kpc (parsek) i największej gruboœci, ok. 5 kpc 
w obszarach centralnych (odpowiednio 100 tys. i 17 tys. lat œwietlnych); Słońce znajduje się w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej, w odległoœci ok. 8 kpc od œrodka Galaktyki. Dysk Galaktyki, zbudowany gł. z gwiazd młodych i materii międzygwiazdowej, jest otoczony kulistosymetrycznym halo galaktycznym złożonym ze starych gwiazd populacji II (gwiazd populacje). W centrum Galaktyki znajduje się niewielki obszar o dużej gęstoœci przestrzennej gwiazd, zw. jšdrem Galaktyki (leży w gwiazdozbiorze Strzelca), który jest przesłonięty grubš warstwš materii pochłaniajšcej promieniowanie widzialne. Obserwacje radiowe i w podczerwieni œwiadczš o zachodzeniu w jšdrze Galaktyki gwałtownych procesów, będšcych Ÿródłem silnego strumienia gazu wypływajšcego z jšdra. 
Miedzy a także w galaktykach powstajš czarne dziury. Majš tak dużš siłę przycišgania, że mogš "wchłonšć" nawet œwiatło. Jak zwykle naukowcy coœ w tym widzš. Jedni uważajš, że jest ona przejœciem do innej galaktyki krótszš drogš. Inni natomiast, że jest wehikułem czasu i w ten sposób można się dostać do przyszłoœci. Nie da się rozwišzać sporu - każda sonda posłana na zbadanie zostałaby zniszczona zanim dostałaby się do dziury.
Przy obecnie postępujšcym skażeniu œrodowiska, niektórzy ludzie myœlš 
o podróży bšdŸ zamieszkaniu na innej planecie, chociażby na Marsie. Ponieważ sonda Patfinder odkryła na biegunach Marsa wodę wydawało by się to realne na obecne warunki. Jednak tylko wydawałoby się, ponieważ w kosmosie kryje się niewidzialny wróg - promieniowanie kosmiczne. Powoduje raka skóry, a w konsekwencji œmierć.
Kolejnym z wrogów przedsięwzięcia jest zmęczenie astronautów, psucie się zapasów, stopniowy zanik mięœni i tkanki kostnej. Podróż współczesnš rakietš trwała by około 7 miesięcy. Tak więc w kosmosie istnieje jeszcze wiele zagrożeń dla życia ludzkiego. Może wkrótce powstanš szybsze rakiety, leki przeciwko rakowi i wielu innym zagrożeniom, które pozwolš na takie podróże.
Do badanie kosmosu wysyłanych jest wiele sond, badaczy. Ludzie zawsze marzyli o podróży w kosmos. Wprawdzie silniki odrzutowe wynaleziono i zdšżono użyć podczas drugiej wojny œwiatowej w samolotach : Me 262 i Gloster Gladiator, ale były one niewystarczajšcej mocy. Dopiero w 1957 roku pierwszy sztuczny satelita oderwał się od Ziemi. Był to pierwszy krok do podróżowania w kosmosie. Wostok 1 wytyczył drogę którš w 1961 roku podšżył pierwszy astronauta w kosmosie - J.Gagarin
W 1963 roku Amerykanin John Glenn poraz pierwszy wyszedł w przestrzeń kosmicznš.
Następnie w 1969 roku trzej astronauci z Neilem Armstrongiem na czele podšżyli na Księżyc. 20 lipca człowiek postawił stopę na innym ciele niebieskim. W roku 1982 wystartował pierwszy wahadłowiec. Dzięki niemu loty kosmiczne mogły być częstsze 
a także tańsze. Start wahadłowca oblicza się na około 1,5 mld dolarów. Natomiast start najnowszej rakiety noœnej Ariane 5 to wydatek 4 mld dolarów. Niestety, podczas lotów kosmicznych doszło do kilku tragicznych wypadków i awarii : w roku 1961 podczas testu rakiety Apollo spaliło się trzech astronautów, w 1970 podczas lotu Apollo 13 doszło do awarii i tylko dzięki dobremu wyszkoleniu załogi udało się powrócić bezpiecznie na Ziemię, w latach szeœćdziesištych doszło do wielu wypadków sowieckich statków kosmicznych, w 1986 roku po 72 sekundach lotu eksplodował wahadłowiec Challenger. Tak niestety, kończš się niektóre wyprawy.
Jednak nic nie powstrzyma człowieka przed poznawaniem œwiata w którym żyjemy. Kolejne odkrycia naukowe pokazujš jacy jestesmy mali w porównaniu do potęgi wszechœwiata nas otaczajšcego