Mateusz Kęsek kl. 1A
Układ planetarny
We wszechwiecie istnieje wiele układów planetarnych. Właciwie 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 ludzkoć 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 częć swej ewolucji wiecšce 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). Odległoci gwiazd sš wyznaczane na podstawie pomiaru ich paralaks rocznych lub też porównania ich jasnoci absolutnej i obserwowanej; najbliższš gwiazdš (prócz Słońca) jest Proxima Centauri (4,3 lat wietlnych). 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 wielkoci 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 kilkanacie-kilkadziesišt km); gwiazdy te różniš się bardzo między sobš redniš gęstociš (q); np. q Antaresa (nadolbrzym) wynosi 10-6 q Słońca
(q Słońca - rednia gęstoć Słońca), Arktura (olbrzym) - 4ţ10-4 q Słońca, Syriusza B (biały karzeł) - ok. 105 q Słońca, gwiazdy neutronowej - ok. 1012 q Słońca. Temperatura powierzchniowa okrela 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. Większoć gwiazd występuje
w galaktykach, w których częć 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; wród 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 gęstociach (ponad 1015 g/cm3), w których wnętrzach, wskutek oddziaływań między protonami i elektronami, doszło do przekształcenia się ich w neutrony, a przy gęstociach 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 gęstoci gwiazd neutronowych do opisu ich budowy należy stosować ogólnš teorię względnoci; gwiazdy neutronowe sš prawdopodobnie ostatnim etapem ewolucji gwiazd o masach większych od ok. 3 mas Słońca (po odrzuceniu przez nie częci 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 jasnociach absolutnych (-2m do -4m), charakteryzujšce się obecnociš w widmie linii emisyjnych wodoru i helu oraz, niekiedy - węgla i azotu; majš rozległe atmosfery, z których następuje wypływ materii z dużymi prędkociami (ok. 2000 km/s). Prawdopodobnie gwiazdy te odpowiadajš pónym 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 jasnoci; 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 jasnoci 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 wielkoci gwiazdowych; sš gwiazdami skrajnej populacji i o masach powyżej 3 mas Słońca; cisła zależnoć istniejšca między jasnociami absolutnymi cefeid i ich okresami zmian służy do wyznaczania odległoci 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 wielkoci gwiazdowych; wszystkie majš niemal jednakowe jasnoci absolutne (ok. 100 razy większe od Słońca), co pozwala na wykorzystanie ich do wyznaczania odległoci, 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 wielkoci 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 wielkoci 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 wielkoci gwiazdowych; przypuszcza się, że gwiazdy rozbłyskowe sš to młode, szybko rotujšce i bardzo aktywne (słoneczna aktywnoć) gwiazd o masach ok. 0,5 masy Słońca; obserwowane rozbłyski sš zapewne zachodzšcymi na znacznie większš skalę rozbłyskami chromosferyczo-koronalnymi.
Tak więc w rodku 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 właciwoci co przedstawię póniej. Planety i gwiazdy oddziałujš na siebie na różne sposoby. Mogš się na przykład przycišgać, odpychać lub utrzymywać się cišgle w tej samej odległoci od siebie dzięki wyrównanemu poziomowi przycišgania i odpychania. Mogš także nie tylko zmieniać odległoci pomiędzy sobš lecz także oddziaływać w głębszych partiach atmosfery wpływajšc np. na kierunki pršdów morskich, wiatrów czy cinień. 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 większoć 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 rednicach większych niż 1000 km, obiegajšce gwiazdę i nie majšce własnych ródeł energii promienistej, widoczne dzięki owietleniu 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 rednice wynoszš od około 2300 km (Pluton) 142 800 km (Jowisz).
U większoci planet wykryto atmosfery, które stanowiš otoczki gazowe utrzymujšce się przy powierzchni planet dzięki przycišganiu grawitacyjnemu. Zaledwie nikłe lady 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 wyrane pasma absorpcyjne metanu, co wiadczy o dużej zawartoci tego zwišzku w ich atmosferach. W atmosferach Wenus i Marsa istnieje znacznie większa iloć dwutlenku węgla niż w atmosferze Ziemi. Ziemia, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun majš magnetosfery.
Nazwš planety obejmowano w starożytnoci 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 wielkoci 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), za po zachodzie Słońca - Gwiazdš Wieczornš; znana już w starożytnoci; była badana przez sondy kosmiczne: Mariner, Pioneer, Wenus, Magellan.
Ziemia
trzecia wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego.
Wiadomoci ogólne
masa: 5,975ˇ1024 kg;
rednia gęstoć: 5520 kg/m3;
promień równikowy: 6378,160 km;
promień biegunowy: 6356,775 km;
długoć równika: 40075,161 km;
spłaszczenie: 0,003353;
przyspieszenie na powierzchni: 9,7805 (1 + 0,00529 sin2) m/s2 ( - szerokoć geograficzna miejsca pomiaru);
rednia temperatura na powierzchni: 281 K;
albedo: 0,34;
rednia odległoć 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';
mimoród: 0,0167;
póło 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 długoci stosowane w astronomii - jednostka astronomiczna, parsek - definiuje się na podstawie znajomoci redniej odległoci 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 piercienie; 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 rodka planety układ 7 piercieni, 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 piercieni; 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 piercienie; 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 za potężne jak Kometa Halleya, "odwiedzajšca" nasz Układ Słoneczny rednio 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 ciniętej kuli lodu lub metalu za którym cišgnie się warkocz pyłu lub gazu. Komety można często zobaczyć gołym okiem, jeli przelatujš blisko Ziemi. Komety sš jak bomby jšdrowe bardzo radioaktywne i przy zderzeniu z Ziemiš ( jak kilkanacie 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 rednicach 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 rednicę 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 jakiej 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 prędkociš bliskš prędkoci wiatła. Niektórzy naukowcy sšdzš, że w przyszłoci może służyć jako napęd statków kosmicznych.
Jak wspomniałem wczeniej 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 póniej Prawem Cišżenia Newtona ) które mówiło, że każde 2 ciała materialne we Wszechwiecie przycišgajš się z siłš F proporcjonalnš do iloczynu ich mas m1 i m2, a odwrotnie proporcjonalnš do kwadratu odległoci 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 względnoci 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 rednicy ok. 30 kpc (parsek) i największej gruboci, ok. 5 kpc
w obszarach centralnych (odpowiednio 100 tys. i 17 tys. lat wietlnych); Słońce znajduje się w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej, w odległoci ok. 8 kpc od rodka 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 gęstoci przestrzennej gwiazd, zw. jšdrem Galaktyki (leży w gwiazdozbiorze Strzelca), który jest przesłonięty grubš warstwš materii pochłaniajšcej promieniowanie widzialne. Obserwacje radiowe i w podczerwieni wiadczš o zachodzeniu w jšdrze Galaktyki gwałtownych procesów, będšcych ródłem silnego strumienia gazu wypływajšcego z jšdra.
Miedzy a także w galaktykach powstajš czarne dziury. Majš tak dużš siłę przycišgania, że mogš "wchłonšć" nawet wiatło. Jak zwykle naukowcy co w tym widzš. Jedni uważajš, że jest ona przejciem do innej galaktyki krótszš drogš. Inni natomiast, że jest wehikułem czasu i w ten sposób można się dostać do przyszłoci. Nie da się rozwišzać sporu - każda sonda posłana na zbadanie zostałaby zniszczona zanim dostałaby się do dziury.
Przy obecnie postępujšcym skażeniu rodowiska, niektórzy ludzie mylš
o podróży bšd 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 mierć.
Kolejnym z wrogów przedsięwzięcia jest zmęczenie astronautów, psucie się zapasów, stopniowy zanik mięni 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 wiatowej 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 nonej 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 szećdziesištych 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 wiata w którym żyjemy. Kolejne odkrycia naukowe pokazujš jacy jestesmy mali w porównaniu do potęgi wszechwiata nas otaczajšcego