ROZKOJARZENIE »CZASU UNIWERSALNEGO«

ROZKOJARZENIE »CZASU UNIWERSALNEGO«

ZEGAR UNIWERSALNY CHODZI ŹLE • WALKA O UŁAMKI SEKUNDY • WAHADŁO I BALANS TWORZĄ EPOKĘ • WYŚCIG W BUDOWANIU CHRONOMETRU • BEZPRAWIE W UKŁADZIE SŁONECZNYM • KSIĘŻYC ZACHOWYWAŁ SIĘ NIEMOŻLIWIE • NOWE PLANETY ODKRYTE PRZY BIURKU • ZŁUDZENIE WYJAŚNIA SIĘ

Co to właściwie jest "czas"? Codziennie posługujemy się tym pojęciem i w tym codziennym znaczeniu wszyscy właściwie je rozumiemy. Ale gdy tylko zaczniemy się nad nim zastanawiać, wydaje się, jak gdyby w tajemniczy sposób umykało naszej zdolności pojmowania. Z tym doświadczeniem znajdziemy się zresztą w doborowym towarzystwie, św. Augustyn bowiem już zapytywał: "Co to jest czas?", i dalej ciągnął: "Gdy nikt mnie o to nie pyta, wówczas odpowiedź znam dobrze. Ale gdy mam sprawę pytającemu objaśnić – niczego powiedzieć nie potrafię."

Nowoczesna filozofia tłumaczy owo charakterystyczne doświadczenie, które każdy może przeprowadzić, skoro tylko zacznie myśleć o "istocie" czasu – głosząc, że "czas" stanowi jeden z warunków wyjściowych ustanawiających nasze przeżywanie i świadomość, a więc sam jako taki nie może być doświadczany, bo jest wszelkiego doświadczenia założeniem. To co przeżywamy, jest rzekomo zawsze już różnymi rodzajami "czasowości", która z kolei różne może miewać formy. Gdy się więc mówi o czasie, należy – wyrażając się prawidłowo – precyzować formę czasowości, o jaką chodzi. Aby wymienić przykład formy czasowości, o której tutaj zresztą już nie będzie więcej mowy, mógłbym podać to, co psychologowie określają jako "czas przeżywany". Jest to czas, o którym powiadamy, że wydaje nam się wypełniony bądź pusty, że upływa nam szybko lub wolno. Nie są to jakieś mgliste, nic nie mówiąca sformułowania, lecz sposoby przeżywania dające się naukowo sprawdzić. Stosując eksperyment psychologiczny można bezbłędnie wyprowadzić warunki, od których zależy, czy "czas" upływa prędko, czy powoli, tak samo jak rozmiar, w którym zmienia się przeżywanie czasu.

Ów psychologiczny czy też "przeżywany" czas ma jeszcze inne bardzo charakterystyczne cechy. Na przykład – jakkolwiek brzmi to w pierwszej chwili paradoksalnie – w czasie tym realnie dana jest tylko przyszłość i przeszłość, natomiast teraźniejszość – nie. Wszystko, co przeżywamy i o czym myślimy, nabiera swego znaczenia dla nas tylko przez nasze związane z tym oczekiwanie, nadzieje i obawy, a także dzięki naszemu doświadczeniu i pamięci. Wobec tego chwila obecna kurczy się do rozmiarów nieomal nierealnego punktu.

Zupełnie inaczej, a właściwie wręcz odwrotnie ma się sprawa w przypadku czasu "obiektywnego", którym operują fizycy i astronomowie. Jego cechą charakterystyczną jest właśnie to, że zawsze "płynie" równomiernie, że jest właśnie obiektywny i niezmienny. A jeszcze dodać należy, że gdy o ten czas chodzi, jedyną realną sprawą jest właśnie punktowa chwila teraźniejsza w całej swojej krótkotrwałości, podczas gdy żadnej nie przyznaje się realności ani temu, co minęło, ani temu, co nadejdzie w przyszłości.

Ta mała dygresja na temat czasu i czasowości miała nam tylko uzmysłowić, że gdy psycholog i fizyk mówią o tym pojęciu, każdy z nich ma na myśli zasadniczo różne stany faktyczne, a jest to okoliczność, na którą mało kto zwraca uwagę. Prowadzi to nieraz do błędnych i mylących rezultatów. Typowym przykładem jest uporczywość, z jaką niektórzy autorzy science fiction chcą opierać możliwość przyszłych podróży "w czasie" na pewnych przesłankach teorii względności, takich jak zależność czasu od stanu ruchu obserwatora albo "rozciąganie się" czasu przy zbliżaniu się do szybkości światła. Wniosek taki w rzeczywistości nie jest niczym uzasadniony, gdyż fizyk i pisarz pod to samo pojęcie podstawiają całkowicie różne sprawy.

Szczegółowe wyjaśnienie i przeprowadzenie dowodu zawiodłoby nas teraz w dziedziny zbyt odległe od naszego właściwego tematu. Wydawało mi się jednak celowe poruszyć – przynajmniej krótko – zagadnienie podstawowych różnic znaczenia słowa "czas", aby zapobiec nieporozumieniom. Za chwilę bowiem spotkamy się z faktem, że miernik czasu astronomów, przez tysiące lat uważany za oczywiście zupełnie niewzruszalny, w ostatniej dobie całkowicie utracił swój kredyt zaufania. Jakkolwiek ciekawe i zaskakujące byłyby powstałe na tym tle pytania i problemy – musimy niemniej strzec się przed wyciąganiem zbyt daleko idących wniosków o czasie "jako takim".

Wszystko zaczęło się przed około stu laty od bardzo dziwnych, dla naukowca nawet trochę niesamowitych obserwacji dokonanych przez astronomów specjalizujących się w dokładnych badaniach i obliczeniach orbity Księżyca i planet. Pierwszą sensacją było zaobserwowanie niezrozumiałych i nie dających się wyjaśnić przez znane prawa przyrody wahań prędkości, z jaką Księżyc okrąża Ziemię. Przy bliższym przyjrzeniu okazało się, ze taka sama nieregularność występuje także w odniesieniu do niektórych innych planet. Ale – co ciekawe – okoliczność ta nie tylko nie zwiększyła zakłopotania astronomów, lecz przeciwnie naprowadziła ich wreszcie na właściwy trop.

Przysłowiowa "wieczysta jednostajność ruchu ciał niebieskich" od początków rozwoju nauki stanowiła zrozumiałą samo przez się podstawę wszystkich obliczeń, w których jakąś rolę odgrywały pomiary czasu "obiektywnego", pomiary czasu "trwania" jakiegoś procesu. Podobnie jak metr wzorcowy – pierwotnie zdefiniowany jako czterdziestomilionowa część obwodu Ziemi – stał się podstawową jednostką miary wszelkich długości, tak samo "doba gwiazdowa" astronomów oraz jej podjednostki stworzyły znormalizowaną wartość i skalę dla wszystkich pomiarów czasu, a wiec podstawę "czasu uniwersalnego".

Miernikiem służącym do ustalania i pomiarów owego czasu uniwersalnego jest Ziemia obracająca się wokół swojej osi, naturalną jednostką podstawową tego czasu zaś – doba czy też, mówiąc ściślej i używając terminologii astronomicznej, "doba gwiazdowa". Jak wiadomo, długość doby określa się czasem upływającym do chwili, gdy Ziemia obróci się dokładnie jeden raz wokół siebie. Astronomowie dlatego mówią o "dobie gwiazdowej", ponieważ dokładny pomiar trwania takiego obrotu następuje przez oznaczenie pozycji, jaką Ziemia zajmuje w stosunku do określonej gwiazdy stałej.

Innej możliwości nie ma. Jakżeż można by stwierdzić inaczej, kiedy dokładnie jeden obrót Ziemi jest zakończony, jeżeli ciało niebieskie, na którym siedzi obserwator dokonujący pomiarów, obraca się w pustej przestrzeni? Słońce, Księżyc i pozostałe planety nie mogą służyć za punkt odniesienia, bo same obracają się o wiele za prędko. Wprawdzie gwiazdy stałe w rzeczywistości poruszają się również, ale wobec ich ogromnego oddalenia pozorny ich ruch po niebie – abstrahując od gwiazd najbliższych – jest tak nikły, że nie można zarejestrować go nawet najczulszym nowoczesnym przyrządem pomiarowym. Astronom pragnący wymierzyć czas obrotu Ziemi, znajduje sobie więc odpowiednią gwiazdę stałą i przy użyciu specjalnego teleskopu, poruszającego się wyłącznie w kierunku północ – południe (tzw. "koła południkowego"), określa możliwie najdokładniej chwilę, w której owa gwiazda przechodzi mu w poprzek pola widzenia (wizjera) w trakcie swego obiegu po niebie w kierunku wschód – zachód wzdłuż toru narzuconego przez obrót Ziemi. Następnie astronom mierzy czas, który upływa do chwili, gdy w następnej dobie ta sama gwiazda znowu osiągnie ten sam punkt, zaznaczony cienką kreską w polu widzenia jego przyrządu. Jest to bowiem chwila, w której Ziemia obróciła się dokładnie jeden raz wokół siebie. Czas pomiędzy takimi dwoma "górowaniami gwiazdy" nazywa się dobą gwiazdową. Obecnie jesteśmy w stanie określić trwanie doby gwiazdowej z dokładnością do jednej tysiącznej sekundy, dzięki tym wszystkim wymyślnym urządzeniom, które astronomia w toku swoich dziejów rozwinęła dla zwiększenia dokładności pomiarów, dzięki automatycznemu, fotoelektrycznemu oznaczeniu dokładnej chwili górowania gwiazdy, a także dzięki eliminacji czy też korekcie niektórych typowych źródeł błędów, szczegółowo analizowanych w trakcie trwającej dziesiątki lat pracy (do nich należy – aby wymienić jeden tylko przykład – możliwość, że teleskop służący obserwacji zmienia nieznacznie swoje położenie wskutek wahań temperatury).

Doba gwiazdowa jest więc owym "łokciem" służącym astronomom do pomiarów i kontroli wszystkich procesów obserwowanych na niebie. Jak wiadomo, podjednostkami tej miary czasu są godziny, minuty i sekundy. Uzyskuje się je przez konstruowanie przyrządów, pozwalających na rozłożenie astronomicznie obliczonego odcinka czasu odpowiadającego trwaniu jednej doby – na odcinki składowe, możliwie najdokładniej sobie równe. Przyrządem takim jest zegar. A więc: zegary o dużej dokładności chodu oraz udoskonalenie precyzji pomiarów górowania gwiazd – oto dwa założenia, które musiały być w miarę możności jak najlepiej spełnione, aby stworzyć warunki dokładnego pomiaru przebiegających w naszym Układzie Słonecznym ruchów planet, Księżyca i komet.

Historia astronomii przez wieki całe jest w gruncie rzeczy historią bieżących ulepszeń tych dwóch założeń, zażartą walkę prowadzoną przy zastosowaniu coraz to bardziej wyszukanych metod techniki o wciąż doskonalszy, bardziej precyzyjny podział godzin, minut, sekund, wreszcie nawet ułamków sekundy.

Już przed czterema tysiącami lat Egipcjanie dzięki cierpliwym obserwacjom odkryli, że Ziemia w ciągu jednego roku – to jest w okresie, który upływa do chwili, gdy okrąży ona jeden raz Słońce – obraca się 365,25 razy wokół siebie. Liczba ta jest prawidłowa, chociaż oczywiście w stosunku do mierników współczesnych nadzwyczaj mało precyzyjna. Niemniej określa ona długość przeciętnego roku już do dwóch miejsc po przecinku, to znaczy z dokładnością do "jednej setnej doby", czyli około kwadransa. Dokładność ta była absolutnie wystarczająca dla prymitywnych możliwości obserwacyjnych świata antycznego (zwykły "namiar" Słońca czy też gwiazd poprzez szczerbinę i muszkę). Decydująca poprawa nastąpiła dopiero po wynalezieniu teleskopu około roku 1600,

Przy porównywaniu najlepszych i najbardziej wiarygodnych w owym czasie obserwacji zwrócono uwagę, że stosunek pomiędzy dobą a rokiem zdaje się podlegać wahaniom. Wyniki wykazywały niekiedy, że Ziemia jak gdyby w ciągu jednego roku obróciła się nieco dalej aniżeli w ciągu innego okresu obserwacyjnego. Aczkolwiek te wielokrotnie stwierdzane różnice były większe od teoretycznej niedokładności zastosowanej metody pomiarów, zrazu przypuszczano jednak, że sprowadzają się one do "błędów osobistych", obserwatora, a więc usterek w odczytywaniu, myleniu danych i tym podobnych przyczyn.

Także do dalszych podziałów doby na mniejsze podjednostkł z dokładnością potrzebną do określenia torów astronomicznych – można było przystąpić dopiero od XVII wieku. Decydującymi wynalazkami w tej dziedzinie było wahadło, a wkrótce potem – przenośny, bo dzięki swemu drgającemu balansowi niezależny od położenia zegar sprężynowy. Wahadło i balans dzięki nieosiągalnej przedtem regularności swoich drgań okazały się idealnymi urządzeniami do podziału określonych odcinków czasu.

Zegary będące w użyciu do czasu dokonania tych dwóch wynalazków wprawdzie były bardzo przydatne do codziennego użytku, ale dla naukowca nie przedstawiały żadnej wartości. Precyzja ich – pomimo wszelkich starań ze strony konstruktorów – nigdy nie przekroczyła kwadransa na dobę. Były one wszystkie oparte na zasadzie jakiegoś podziału równomiernego przepływu wymierzonej ilości odpowiedniego materiału. Z reguły była nim woda lub piasek; słynny astronom Tycho de Brahe robił doświadczenia także z rtęcią. W każdym razie "równomierność" pracy wszystkich tych zegarów wodnych czy piaskowych w gruncie rzeczy wiele pozostawiała do życzenia. Natomiast wahadło i balans pozwoliły od razu na dokładność chodu do kilku sekund na dobę.

Jakkolwiek postąp był wielki, nie był wystarczający dla astronomów i – na szczęście – także dla żeglarzy. Ci bowiem natychmiast docenili ogromne znaczenie nowych zegarów sprężynowych dla nawigacji na otwartych oceanach. Podobnie bowiem, jak ustalić można trwanie jednego obrotu Ziemi przez określenie czasu górowania gwiazdy, tak samo, odwrotnie, możliwe jest wyznaczenie, w jakim miejscu określona gwiazda musi znaleźć się w określonym momencie nad rozmaitymi punktami powierzchni ziemskiej. Gdy wiec żeglarz na rozległym oceanie zmierzy owe "miejsca gwiazd" odpowiednim przyrządem, będzie dokładnie wiedział, gdzie się znajduje, wprawdzie pod bezwzględnie obowiązującym warunkiem, że będzie mierzył pozycję swojej gwiazdy odniesienia dokładnie we właściwej chwili; wszak pozycja ta stale się zmienia wskutek obrotu Ziemi. Innymi słowy, człowiek na statku pod względem dokładności określania swego położenia, a tym samym i swego kursu, uzależniony jest od dokładności pracy swego pokładowego zegara.

Zobaczymy teraz na konkretnym przykładzie, jak ogromna była właściwie korzyść, która człowiek na morzu wyciągnął z tego wielkiego skoku naprzód, jakim w rozwoju pomiaru czasu był wynalazek zegara sprężynowego. Precyzja "kilku sekund na dobę" stanowi, nawet według współczesnych kryteriów, podziwu godne osiągnięcie techniczne. Niewielu spośród nas posiada zegarki ręczne, które spieszą się bądź spóźniają tylko o kilka sekund na dobę. Tymczasem dla żeglarza, który na statku żaglowym bywał w drodze przez całe tygodnie albo i miesiące, taki stan ma ogromne i bardzo niekorzystne znaczenie; przecież nawet takie małe dobowe odchylenia nieustannie się sumują w trakcie jego podróży. Załóżmy, że ma on na swoim pokładzie zegar, który spieszy się tylko o trzy sekundy na dobę. Po czterdziestodniowej żegludze (a jest to czas zupełnie niezły na przebycie Oceanu Atlantyckiego w XVIII wieku) różnica między jego czasem pokładowym, na jaki jest zdany przy określaniu swego położenia w stosunku do gwiazd, a prawdziwym czasem gwiazdowym, wzrosłaby już do 120 sekund. A w tych 120 sekundach gwiazda odniesienia, wybrana do oznaczenia pozycji statku, przesunęła się już wskutek obrotu Ziemi o dość pokaźny kawałek drogi.

Na tablicach nawigacyjnych pozycje gwiazd w określonych czasach odniesione są do określonych punktów map morskich. Zatem przyspieszone bądź opóźnione oznaczenie pozycji gwiazdy automatycznie prowadzi do błędnego wyznaczenia położenia. Błąd ten zresztą dla trasy północnej (a także dla drogi położonej daleko na południe od równika) nie odgrywa tak zasadniczej roli, ponieważ powierzchnia Ziemi w bliskości bieguna obraca się znacznie wolniej z zachodu na wschód, a zatem gwiazdy zdają się wędrować po niebie odpowiednio wolniej aniżeli na równiku. Gdy bowiem bezpośrednio na samym biegunie północnym czy południowym występuje tylko obrót powierzchni ziemskiej, a nie ma już ruchu bocznego, to na równiku każdy punkt musi naturalnie w ciągu tylko dwudziestu czterech godzin przebyć 40 000 kilometrów, co odpowiada szybkości nowoczesnego myśliwca odrzutowego, a mianowicie około 1670 kilometrów na godzinę.

Konsekwencje owej różnicy czasu 120 sekund dla naszego żeglarza zależałyby więc od tego, na jakiej obracałby się szerokości geograficznej. W bliskości równika błąd w wyznaczeniu położenia wyniósłby w przypadku naszego przykładu jednak już 50 lub więcej kilometrów, a jest to błąd bardzo dotkliwy, gdy się dąży do określonego portu – i po dotarciu do nieznanego wybrzeża nie można nawet mieć pewności, czy docelowego miejsca w wymienionej odległości szukać należy w kierunku północnym czy też południowym.

Łatwo sobie wyobrazić, z jakim zachwytem wszystkie admiralicje mocarstw morskich w XVII i XVIII wieku odniosły się do możliwości, które wyłoniły się wraz z wynalezieniem zegara sprężynowego. Wreszcie znaleziono sposób, aby nawet

po wielotygodniowym przemierzaniu otwartych mórz dokładnie określać położenie statku. Cały problem sprowadzał się tylko do tego, aby coraz bardziej udoskonalać dokładność chodu nowego miernika czasu czyli "chronometru", jak go podówczas ochrzczono i po dzień dzisiejszy nazywają w żeglarstwie.

To zainteresowanie admirałów było wielkim szczęściem dla dalszego rozwoju naukowego pomiaru .czasu, a tym samym i dla astronomii. Jest to jeden z przykładów na dość często występujące przypadki (budzące zresztą niejednokrotnie pewne zastrzeżenia), kiedy to określona gałąź nauki nagle otrzymuje ogromne poparcie ze strony ugrupowań pozanaukowych – politycznych czy też gospodarczych – które odkrywają możliwość bezpośredniego wykorzystania jej osiągnięć do własnych celów. Właśnie to nastąpiło w XVII wieku w dziedzinie pomiarów czasu. Nagle znalazły się pieniądze, wyznaczono nagrody, a między jednostkami marynarki współzawodniczących mocarstw rozpoczął się wyścig w budowaniu chronometrów.

Najzabawniejsze jest przy tym, że także wielki Isaac Newton widocznie szybko wyczuł koniunkturę, skoro sam podjął się uwieńczonej sukcesem próby zaangażowania środków admiralicji angielskiej w udoskonalenie pomiaru czasu. Za jego to bowiem sprawą rząd angielski w 1714 roku wyznaczył fantastyczną jak na owe czasy nagrodę wysokości 20 000 funtów szterlingów. Majątek taki miał przypaść temu, kto pierwszy potrafi skonstruować chronometr synchronizujący kontynent europejski z amerykańskim z dokładnością co najmniej do jednej minuty. Zdobywca nagrody miał więc zbudować zegar wieziony na żaglowcu wypływającym z Londynu i niezwłocznie powracającym po zawinięciu do określonego portu amerykańskiego. Umieszczony na statku zegar, którego naturalnie w ciągu całej zakrojonej na 120 do 160 dni podróży nikt nie miał prawa cofać – po powrocie do Londynu nie mógł wykazać większego odchylenia od miejscowego czasu jak 60 sekund.

Był to twardy orzech do zgryzienia nie tylko na owe czasy; nawet dzisiaj niewiele jest zegarków ręcznych, które by zdały taki egzamin. Newton już nie doczekał się rozwiązania zainicjowanego przez siebie zadania. Umarł w 1727 roku. Dopiero w prawie pół wieku po ogłoszeniu konkursu rząd angielski musiał sięgnąć do państwowej sakiewki, aby wypłacić nagrodę. Szczęśliwym zdobywcą jej był John Harrison, z zawodu cieśla z hrabstwa Yorku, którego bardzo już wcześnie pasowała na zegarmistrza namiętność majsterkowania i zręczność techniczna. Harrison całe swoje życie pracował nad owym problemem, który w świetle ówczesnych możliwości technicznych był właściwie nie do rozwiązania, i niewiele brakowało, aby – pomimo wszystko – rezultat jego pracy przypadł jakiemuś następcy. Dopiero w roku 1761 – a Harrison liczył sobie wówczas sześćdziesiąt osiem lat – wielki cel został osiągnięty. Chronometr Harrisona został przewieziony statkiem z Londynu na Jamajkę i z powrotem w ciągu 151 dni, a po powrocie różnił się od czasu londyńskiego tylko o 56 sekund

Zrobimy teraz krótki przeskok przez dwa wieki, które upłynęły od czasu mistrzowskiego arcydzieła Harrisona, aby porównać, jak się ta sama sprawa przedstawia dzisiaj. Europa i Ameryka są obecnie od jakichś dziesięciu lat zsynchronizowane z dokładnością do jednej milionowej sekundy Oznacza to zwiększenie precyzji pomiaru czasu o mniej więcej jeden do dziesięciu milionów, w zestawieniu ze stanem z roku 1761. Ta niewiarygodna wręcz dokładność pomiaru stała się możliwa dzięki najnowszemu wynalazkowi w zakresie budowy chronometrów, a mianowicie dzięki tak zwanym zegarom atomowym, o których jeszcze będzie mowa. Synchronizację osiągnięto równolegle dwiema różnymi metodami. Pierwsza posłużyła się sztucznym satelitą Telstarem, za którego pomocą wymieniono sygnały czasowe pomiędzy oboma kontynentami. Niezależnie od tego zastosowano także tutaj znowu w zasadzie tę gamą metodę, której użyć musiał przed dwoma wiekami angielski cieśla: chodzący zegar atomowy został przetransportowany samolotem z Europy do Stanów Zjednoczonych, wykorzystany do wyskalowania znajdującego się tamże zegara atomowego, a po przewiezieniu go z powrotem poddany kontroli pod względem ewentualnych zaszłych w tym okresie odchyleń w chodzie przez trzeci zegar atomowy, który cały czas pozostawał na miejscu. (Dlaczego przykłada się do tego taką wagę i na czym polega korzyść, aby różne regiony Ziemi zostały dokładnie zsynchronizowane do milionowej części sekundy w sposób tu opisany – o tym także będzie jeszcze mowa później.) :

Dzięki zdolnościom i wiedzy Johna Harrisona i licznych jego kolegów po fachu i następców na całym świecie, ale również i dzięki (wprawdzie nie zawsze bezinteresownemu) poparciu admiralicji wielkich narodów żeglarskich – precyzja chronometrów w ubiegłym stuleciu zaszła wreszcie tak daleko, że dzienne odchylenia ruchu wynosiły już tylko ułamki sekundy. Na przełomie wieku istniały już na stałe umiejscowione zegary wahadłowe, które – skrupulatnie chronione przez specjalną obudowę przed wahaniami temperatury, wpływami wilgotności i wstrząsami – spóźniały się lub spieszyły już tylko O niewiele setnych sekundy na dobę.

Jednakże precyzja zegarów sprężynowych, jedynych wchodzących w rachubę do celów żeglugi, czyli chronometrów w potocznym tego słowa znaczeniu, nie osiągnęła takiego stopnia doskonałości. Ale tymczasem dawno już dokonano nowego wynalazku, który pozwolił żeglarzom zadowolić się tym, co było: telegrafu bez drutu. Usunął on bowiem za jednym zamachem nieuniknioną dotąd całkowitą izolację statku posuwającego się po rozległym morzu, a tym samym usunął najważniejsze źródło błędów przy oznaczaniu położenia w zależności od czasu w trakcie długich podróży, a mianowicie bieżącą kumulację, sumowanie się dziennych odchyleń ruchu zegarów pokładowych.

Od tej pory telegraficznie nadawane sygnały czasowe umożliwiają dzienne regulowanie chronometrów na statkach. W tych warunkach precyzja odchyleń ruchu do jednej sekundy w ciągu doby okazała się wystarczająca, a to już od dawna było osiągalne bez większych trudności. Wszak błąd w czasie o jedną sekundę nawet na równiku powoduje błąd w oznaczeniu położenia tylko o 0,4 kilometra. W rzeczywistości zresztą odczytywanie wysokości położenia gwiazd sekstansem z podobną dokładnością nie było nawet w ogóle możliwe w takim stopniu, aby w praktyce precyzję tę można było wykorzystywać. Admirałowie byli więc zadowoleni. Właściwie należałoby się spodziewać, że zadowoleni będą także astronomowie. Po wiekowych wysiłkach i stałych udoskonaleniach, nowoczesne zegary sprężynowe, doprowadzone do ostatecznych na tej drodze osiągalnych granic ideału, pozwalały na dokonanie podziału miernika czasu, a wiać jednostki czasu "doba" zdefiniowanej przez obrót Ziemi wokół swojej osi, na tak precyzyjne i drobne ułamkowe części, że powstały warunki do pomiarów orbit z nigdy dotychczas nie spotykaną dokładnością. A wszak ostatecznie celem tej ogromnej pracy – przynajmniej w oczach astronomów – było ścisłe określenie torów wszystkich członków Układu Słonecznego i wyprowadzenie wynikających z tego rachunku procesów w nim przebiegających przy zastosowaniu znanych prą-. wideł mechaniki nieba.

Ale skoro tylko astronomowie zaczęli używać nowo zdobytego miernika czasu i stosować go w swoich pomiarach i obliczeniach do Układu Słonecznego, spotkała ich dziwna niespodzianka. Oczywiście każdy był przekonany, że nadzwyczajny wzrost dokładności pomiarów, na co pozwalał nowy miernik, pociągnie za sobą odpowiedni wzrost precyzji w wyznaczaniu orbit wszystkich ciał niebieskich naszego kosmicznego sąsiedztwa. Tymczasem stało się wręcz przeciwnie. Doprowadzony do tak niebywałej doskonałości miernik nagle okazał się zupełnie nieodpowiedni dla potrzeb astronomii. Gdy astronomowie zaczęli 'posługiwać się nim w pracy – dostali zawrotu głowy: cały Układ Słoneczny zdawał się rytmicznie pulsować w sposób sprzeczny z wszystkimi prawami znanymi od czasów Keplera i Newtona. Cóż się więc stało?

Spójrzmy na konkretny przykład tego, co objawiło się zdumionym oczom obserwatorów. Schemat nasz w postaci krzywej przedstawia prędkości obliczone dla obiegów Księżyca wokół Ziemi na podstawie obserwacji w latach od 1750 do 1920. Sposób podania tych danych jest taki, że przebiegająca poziomo linia zerowa na schemacie określa teoretycznie przewidywaną prędkość ruchu naszego satelity po orbicie, a krzywa wykazuje stopień i rodzaj każdorazowych odchyleń rzeczywiście stwierdzonej prędkości Księżyca.

Jak z tego widać, prędkość Księżyca w roku 1750 była wyraźnie mniejsza, aniżeli powinna być teoretycznie. Pomimo to w następnych latach zmniejszała się nadal, aż "niedopuszczalne" odchylenie prawie się podwoiło. Działo się to w czasie rewolucji francuskiej. Od tego czasu, wydaje się, że Księżyc bardzo powoli zwiększał swoją szybkość. Nieomal 70 lat upłynęło, nim ruch jego stał się tak prędki, jak powinien być teoretycznie przez cały ten czas. Gdy nastąpiło to w roku 1860, prędkość jego wciąż dalej wzrastała. W czasie przełomu ostatniego i naszego wieku szybkość była prawie o tyle samo za duża, o ile przed przeszło stu laty była za mała. Od tej chwili obserwacje wykazują dość nagle występujące ponowne "zahamowanie" Księżyca, który następnie około 1920 roku przez kilka lat utrzymywał równomierną, aczkolwiek zawsze jeszcze za dużą prędkość, po czym wkrótce nastąpił ponowny wzrost tempa obiegu.

Księżyc zachowywał się więc, innymi słowy, naprawdę "w sposób niemożliwy". Jaką siłą we Wszechświecie można by uzasadnić te pozornie dość nawet regularnie przebiegające "długookresowe odchylenia ruchu Księżyca", jak astronomowie nazwali owo zjawisko? Jaka była tajemnicza przyczyna, która zdawała się nagle, przez okres ponad stu lat, przyspieszać Księżyc, aby go potem równie nagle znowu zahamować?

Zakłócenia torów, obserwowane naturalnie już w odniesieniu do różnych ciał niebieskich, nie były niczym niezwykłym. Przeciwnie, uporczywość, z jaką astronomowie niezmordowanie wciąż od nowa z coraz większą dokładnością wymierzali orbity planet, księżyców i komet w bardzo dużym stopniu wynikała właśnie z chęci odkrycia takich zakłóceń i możliwie ścisłego ich określania. Jakiż inny sens miałyby te ciągle powtarzane obliczenia orbit, abstrahując od obliczania nie znanych jeszcze torów nowo odkrytych ciał niebieskich, jak na przykład nowych planet i komet?

Prawa mechaniki nieba znane były od czasów Keplera. Do dnia dzisiejszego nikomu na myśl nie przyszło podawać je w wątpliwość. Od początków XVII wieku każdy astronom wiedział, że wszystkie orbity planet mają kształt elipsy, w której jednym ognisku znajduje się Słońce, i że szybkość obiegu wszystkich ciał niebieskich po ich torach uzależniona jest od ich odległości od gwiazdy, wokół której się obracają. Dlaczego tak jest – na pytanie to dzisiaj nadal nie ma odpowiedzi. Dlaczego obroty ciał niebieskich podlegają prawom, które odczytujemy jako szczególnie proste równania matematyczne – wręcz eleganckie w swojej prostocie? Owa równowaga pomiędzy ruchem gwiazd a wywodzącymi się z naszej logiki regułami arytmetycznymi pozostaje tajemnicą po dzień dzisiejszy. Ale właściwie dotyczy to wszystkich nauk.

W każdym razie nie mogło być żadnej wątpliwości, że nadal obowiązują prawa odkryte przez Keplera i Newtona. Tymczasem planety nie poruszają się wokół Słońca każda sama dla siebie w idealnej samotności, lecz okrążają je po sąsiadujących ze sobą torach z bardzo rozmaitymi prędkościami, zależnymi od ich każdorazowego oddalenia. Wzajem się więc wyprzedzają, następnie znów znajdują się przejściowo mniej lub bardziej blisko siebie, w innym okresie znajdują się po dwóch przeciwnych stronach Słońca. Aczkolwiek wydają się bardzo małe w porównaniu ze Słońcem, trzymającym je w niewoli swojej siły przyciągania, oddziałują jednak naturalnie na siebie przez siły wzajemnego przyciągania, "przeszkadzają" sobie zatem na swych torach.

Jest to przyczyna, dla której wszystkie planety odbiegają wciąż od nowa o bardzo drobne wartości od linii idealnego kształtu elipsy keplerowskiej, po której mogłyby się ściśle poruszać wówczas, gdyby we Wszechświecie były tylko same ze Słońcem.

Wytropienie i obliczenie tych minimalnych zakłóceń orbit stanowiło w owym czasie jak gdyby rodzaj zawodów sportowych, w których astronomowie między sobą współzawodniczyli. Ambicja ich była przy tym częściowo podżegana pojawiającymi się niezwykle trudnymi matematycznymi problemami. "Problem n ciał", który tu wchodził w grę, prawa, według których tory dwóch lub więcej ciał niebieskich wzajem na siebie oddziaływały w trakcie okrążania Słońca – stanowiły dziedziny matematycznie całkowicie niezbadane. Owe zakłócenia torów pozwalały ponadto na wyprowadzenie coraz to nowych wniosków, na przykład o masie występujących ciał, a tym samym – przynajmniej w pewnej mierze – na wysuwanie prawdopodobnych hipotez w sprawie ich fizycznej natury.

Przede wszystkim jednak nie tylko cały świat naukowy, ale i opinia publiczna od roku 1846 pozostawały pod wrażeniem odkrycia planety Neptuna. Neptuna odkryto bowiem dosłownie przy biurku.

Do roku 1781 cały świat był przekonany, że wokół Słońca krąży łącznie tylko sześć planet (razem z Ziemią). W roku tym jednak nie znany do tej pory astronom John Frederick Herschel odkrył Urana i zdobył sobie tym sławę światową. Nowa planeta, której parametry toru stały się niebawem przedmiotem studiów i obliczeń obserwatorów na całym świecie, od razu zaczęła astronomom sprawiać bardzo poważne kłopoty. Po prostu nie udawało się im ustalić ostatecznych danych dotyczących jej orbity. Za każdym razem, gdy dochodzono do jakiegoś wyniku, i to wyniku całkowicie zgodnego u różnych obserwatorów, i gdy po pewnym czasie z pełnym zaufaniem przystępowano do poszukiwania planety w obliczonym z góry punkcie nieba, doznawano rozczarowania. Urana nigdy nie było tam, gdzie powinien był się znajdować według wszelkich prawideł, zawsze znajdował się trochę obok. Różnica nie była nigdy szczególnie wielka. Najwyższa jej wartość wynosiła tylko 2 minuty łuku. (Dla porównania: widoma średnica Księżyca w pełni wynosi nieco ponad 30 minut łuku.) Jednakże wobec osiąganej już w owym czasie dokładności pomiarów astronomicznych nawet wartość 2 tylko minut łuku była za wysoka. Sprzeciwiała się bowiem prawom Keplera.

Skoro nie chciano uciec się do bardzo niezadowalającej i niepokojącej hipotezy pomocniczej, że w tak wielkiej odległości od Słońca prawa owe może nie obowiązywały już tak ściśle, pozostawało tylko jedno rozwiązanie: jakaś dostatecznie wielka masa w otoczeniu Urana musiała "zakłócać" jego orbitę o zaobserwowaną wartość. Ponieważ tor Saturna, sąsiadującego z Uranem "od wewnątrz", w kierunku Słońca, nie wykazywał żadnych zakłóceń, których by nie można było w pełni uzasadnić obecnością dwóch sąsiadujących z nim planet, to jest Uranem, a z drugiej strony Jowiszem, należało przyjąć, że zakłócająca masa porusza się poza torem Urana. Innymi słowy: istniały wszelkie podstawy do hipotezy, że Układ Słoneczny jest znacznie większy, aniżeli do tej pory sądzono. Daleko poza niedawno dopiero odkrytym Uranem musiała istnieć jeszcze jakaś planeta o bardzo znacznych rozmiarach. Zaczęło się więc gorączkowe poszukiwanie "transuranowej planety".

Poszukiwanie to przeprowadzono przy biurku. Ponieważ kierunku poszukiwań nie można było przewidzieć, a tropienie teleskopem na ślepo było beznadziejne wobec przypuszczalnej słabości światła tak odległego obiektu, otwierała się. tylko możliwość obliczenia miejsca i prędkości tej jeszcze przez nikogo nie dostrzeżonej planety na podstawie stwierdzonych zakłóceń orbity Urana. Nikt nie wtajemniczony nie potrafi zrozumieć trudności takiego zadania. Zostało ono wspaniale rozwiązane w roku 1846 jednocześnie przez dwóch astronomów, z których żaden nic o drugim nie wiedział, przez Anglika Johna Adamsa i Francuza Urbaina Jeana Josepha Leverriera. Adams doszedł do prawidłowego rezultatu już parę miesięcy przed Leverrierem; na swoje nieszczęście podzielił się wiadomością o nim tylko ustnie ze znanym sobie astronomem z obserwatorium astronomicznego w Cambridge (który zresztą – jak się następnie okazało z jego protokołów obserwacyjnych – następnego dnia prawdopodobnie rzeczywiście widział nową planetę dwukrotnie) i zaniedbał pisemnego opublikowania swego odkrycia. Stąd Francuz zebrał sławę i chwałę. Leverrier ogłosił wyniki swych obliczeń w dniu 31 sierpnia 1846 roku i jednocześnie poprosił berlińskiego astronoma Gallego o szukanie nowej planety na obliczonym przez siebie miejscu na niebie. Istotnie Galie wkrótce potem odnalazł owo do tej pory nie znane ciało niebieskie naszego Układu Słonecznego prawie dokładnie w miejscu obliczonym przez Leverriera; było to słusznie podziwiane przez cały świat wyraźne potwierdzenie ogólnej ważności praw Keplera, a także osiągniętej od tego czasu precyzji obliczeń astronomicznych.

Zresztą prawie sto lat później ta sama metoda, powiązana z jeszcze bardziej udoskonaloną tymczasem techniką obserwacyjną, doprowadziła drugi raz do sukcesu. W roku 1930 amerykański astronom Clyde Tombaugh odkrył na płycie fotograficznej maleńki punkcik świetlny: Plutona, małą planetą okrążającą Słońce jeszcze daleko poza torem Neptuna. Odkrycie to umożliwiły obliczenia Amerykanina Percivala Lowella, a podstawą ich były zakłócenia toru Neptuna, wynoszące w tym przypadku tylko kilka sekund łuku. Niektórzy astronomowie uważają za prawdopodobne, że i Pluton nie jest jeszcze ostatnim ciałem niebieskim naszego Układu. Pluton bowiem również biegnie po orbicie wykazującej zakłócenia niedostatecznie dotąd wyjaśnione. Jednakże decydujące rozwiązanie tego problemu będzie możliwe prawdopodobnie dopiero za kilka wieków. Wszak Pluton, proporcjonalnie do swej ogromnej odległości od Słońca – prawie 6 miliardów kilometrów – biegnie po swym torze tak wolno, że obserwowany od roku 1930 odcinek jego orbity jest jeszcze o wiele za mały do dokładnego określenia stwierdzonych zakłóceń i wyciągnięcia z nich rachunkowych wyników.

Zakłócenia torów były więc dla astronomów bardzo dobrze znanym problemem, z którym się wciąż stykali. Natomiast zakłócenia, które ujawniły się z związku z torem Księżyca, wtedy gdy próbowano je przebadać dokładniej niż przedtem przy użyciu nowych zegarów – miały zupełnie inny charakter. Księżyc ze swoją odległością tylko 380000 kilometrów znajduje się tak blisko Ziemi, że istnienie jakiegoś nie znanego dotąd ciała niebieskiego jako przyczyny niezgodnego z regułami zachowania było całkowicie wykluczone. W czym więc tkwił błąd? Jak można było wytłumaczyć, że obieg naszego satelity przez cały jeden wiek był troszeczkę zbyt powolny, potem przez porównywamy okres zbyt szybki, przy czym dokonane obserwacje pozwalały na wysunięcie przypuszczenia, że zmiana ta występuje w rytmie stosunkowo równomiernym? Czyżby natrafiono na nową, nie znaną dotąd siłę przyrody?

W trakcie rozważań nad tym zagadnieniem, astronomom nasunęło się bardzo dziwne i bardzo dla nich niepokojące podejrzenie. A może podchodzono do zagadnienia od niewłaściwego końca, może Księżyc zachowywał się całkowicie normalnie na swoim torze, a błąd polegał na mierniku czasu? Przypomniano sobie wtedy nagle, że w ostatnich czasach wystąpiły trudności w określaniu stałej relacji pomiędzy dobą a rokiem. Jak już wspomniano przy wykonywaniu precyzyjnych pomiarów zdarzało się wciąż od nowa, że Ziemia w ciągu roku obracała się jak gdyby nieco bardziej, niż właściwie powinna była, nie 365,25636 razy dokładnie, ale troszeczkę więcej.

Zaszczepiona nieufność sprawiła, że przystąpiono do przebadania z taką samą dokładnością, jaką zastosowano do Księżyca, kilku bliższych planet, których większe prędkości orbitalne pozwalały na łatwiejsze wytropienie ewentualnych odchyleń. Wynik potwierdził obawy, a tym samym usunął spod stóp mistrzów rachunków astronomicznych grunt, na którym dotychczas pracowali i który przez całe wieki uważali za bezsporną solidną bazę wszystkich swoich wysiłków U wszystkich przebadanych planet stwierdzono takie same zakłócenia torów, jakie zauważono w odniesieniu do Księżyca, przy czym – a był to rezultat decydujący – zakłócenia te były całkowicie zsynchronizowane i zgodne. Zawsze wtedy, gdy Księżyc zdawał się przyspieszać swój bieg, inne planety wykazywały ten sam objaw, a w okresach, w których ruch Księżyca na niebie pozostawał w tyle w stosunku do prędkości dyktowanych przez prawa Keplera – inne planety zdawały się również zwalniać swój bieg. Wydawało się więc, że w całym Układzie Słonecznym prędkości wahają się rytmicznie, wprawdzie o małe bardzo różnice, ale w całkowicie równym takcie, jak przy potężnym uderzeniu pulsu.

Jedno tylko mogło być wyjaśnienie tego zjawiska. Nie było to nowe prawo przyrody, na jakie natrafiono, lecz tylko złudzenie. Rytmiczne wahania wszystkich prędkości w Układzie Słonecznym nie były realne. Były złudzeniem wywołanym rytmicznie występującymi odchyleniami biegu używanego miernika czasu, a mianowicie "doby gwiazdowej" określonej obrotem Ziemi. Nie mogło być już żadnej wątpliwości, jakkolwiek wniosek zrazu mógł wydawać się niewiarygodny, rozwiązanie zagadki polegało na tym, że najwidoczniej obrót Ziemi nie przebiegał z taką równomiernością, jaką dotąd uważano za zupełnie oczywistą.

Pozwólmy sobie teraz zilustrować na przykładzie, co się właściwie stało. Przyjmijmy, że jakiś klub sportowy wysyła drużynę biegaczy na zawody lekkoatletyczne. Wszyscy biegacze są starannie trenowani, -a kapitan drużyny najdokładniej zna ich "indywidualne czasy". W pierwszym dniu zawodów stwierdza, że wszyscy członkowie drużyny biegali lepiej niż kiedykolwiek, i to wszyscy lepiej o ten sam czas. Zrazu byłby nawet bardzo uradowany. Zaskoczyłaby go jednak otrzymana natychmiast wiadomość, że u innych uczestniczących biegaczy zaobserwowano takie samo "wzmożenie sprawności", i to dokładnie w takim samym stopniu. Gdyby wypadek ten rzeczywiście kiedykolwiek nastąpił, wszyscy naturalnie pomyśleliby zaraz, że coś musi być nie w porządku ze stoperem sędziego mierzącego czas.

W naszym przykładzie okazałoby się, że zegar użyty do mierzenia szybkości biegaczy szedł nieco za wolno. Sprawa jest przecież jasna: jeżeli stoper chodzi za wolno, jeżeli na przykład wykazuje dopiero 10,0 sekund, pomimo że minęło już sekund 11,0, wtedy dla sprintera, który dotychczas był tylko "dobry", zostaje stwierdzony czas w klasie światowego rekordu. Gdyby zegar szedł za szybko, sprawa miałaby się odwrotnie. Wskazywałby on wtedy na przykład już 12,0 sekund, gdy naprawdę upłynęło dopiero 11,0 sekund. Sprinter, który jeszcze przed chwilą był "dobry", nagle jak za dotknięciem czarodziejskiej różdżki osiągałby już tylko wyniki przeciętne. Dopóki nikt nie wpadnie na pomysł, że winien jest zegar, ogólne wrażenie będzie, że szybkość biegaczy uległa zmianie. Gdy zegar chodzi wolniej, szybkość ich zdaje się wzrastać – i odwrotnie.

Dokładnie to samo działo się przy stale równych i w równym takcie pojawiających się zmianach prędkości wewnątrz Układu Słonecznego. I one także były pozorne, co każdy natychmiast zrozumiał, gdy tylko zaświtała niewiarygodna zrazu myśl, że bieg używanego do pomiarów zegara podlega wahaniom. Mierzono zaś przy użyciu "doby gwiazdowej" i jej podjednostek. Podstawową jednostką wszystkich pomiarów był więc obrót Ziemi wokół swojej osi. Obrót ten służył do kontroli i regulowania sztucznych zegarów z coraz to wzrastającą dokładnością, te zaś – do podziału jednostki podstawowej na coraz to drobniejsze części ułamkowe; a wszystko naturalnie w przyjętym za oczywiste przekonaniu, że czas trwania każdej doby gwiazdowej jest absolutnie stały i każda dowolna doba jest równa innym, ponieważ nie znajdowano żadnego powodu, dla którego Ziemia nie miałaby się obracać z absolutną regularnością. Tymczasem właśnie to założenie okazało się teraz błędne, a był to fakt, który z przyczyn zrozumiałych zakrawał wręcz na sensację. A rzecz nie była oczywista chociażby dlatego, że owo niespodziewane odkrycie wywołało natychmiast dwa zupełnie zasadnicze pytania.

Pierwsze pytanie dotyczyło możliwości znalezienia namiastki dla używanej dotąd miary czasu, która okazała się tak nieodpowiednia. "A jeźli sól zwietrzeje, czym solona będzie?" Jeżeli zegar kosmiczny, którym się dotychczas posługiwano, przy bliższym poznaniu zaprezentował się jako zupełnie nieodpowiedzialny – gdzież można by znaleźć inny miernik czasu do mierzenia w sposób budzący zaufanie procesów przebiegających na niebie? Drugie pytanie odnosiło się oczywiście do przyczyny nieregularności samej rotacji ziemskiej. Jakżeż było możliwe, aby ciało niebieskie obracając się wokół siebie swobodnie w pustym Wszechświecie nie stosowało przy tym absolutnej regularności? Jak się – wprawdzie znacznie później – okazało, odpowiedzi na oba pytania udzielił jeden i ten sam przyrząd, a był nim zegar atomowy.