Teleskopy, mikrofale i gołębie

„Gołebie w służbie nauki!”

Jest rok 1964. W Tokio odbywają się pierwsze Igrzyska Olimpijskie w Azji, człowiekiem roku magazynu Time zostaje prezydent USA Lyndon Johnson, Beatlesi wydają swoją pierwszą płytę w Stanach: Meet The Beatles, a Arno Penzias i Robert Wilson pracują w Bell Telephone Laboratories w Holmdel, obserwując za pomocą silnej anteny obiekt Cassiopeia A, pozostałość po supernowej, odległy od nas o 10 tysięcy lat świetlnych.

Sama antena była aluminiowym kolosem, postawionym w 1959 roku. Piętnaście metrów długości, apertura sześć na sześć metrów. Początkowo służyła jako część projektu Echo, eksperymentu z pierwszymi (pasywnymi jeszcze) satelitami komunikacyjnymi. Po zarzuceniu projektu Echo Penzias i Wilson obserwowali emisję radiową drugiego po Słońcu najsilniejszego źródła fal radiowych. Wydawałoby się, że wszystko przebiega tak, jak powinno. Klimat w stanie New Jersey jest umiarkowanie ciepły, łagodne zimy i stosunkowo stabilny rozkład opadów gwarantują komfort przez cały rok. Także z powodu dostępnego sprzętu nasi bohaterowie mogli czuć się komfortowo. Mieli przecież do dyspozycji nowoczesny sprzęt, za pomocą którego mogli prowadzić badania. Jednak nie wszystko wyglądało tak pięknie, jak wiosna na wschodnim wybrzeżu USA. Przez kilka miesięcy próbowali uporać się z szumem o długości fali 7,3 centymetra, co odpowiada temperaturze około 4 Kelwinów. Można powiedzieć, że ów szum wywołał wcale nie mały szum. Arno i Robert próbowali różnych sposobów, by go wyeliminować. Po wykluczeniu awarii technicznej samej aparatury postanowili uprzątnąć ją z odchodów gołębi, które uznały, że warto uwić sobie w niej gniazdo. Same ptaki postanowiono przekazać pewnemu instytutowi biologii, okazało się jednak, że to… gołębie wędrowne. Ostatecznie zdecydowano się na tak zwane rozwiązanie siłowe. Jeden z panów przyznał się później, że użyto w tym celu wiatrówki. Swoiste „ostateczne rozwiązanie kwestii gołębiej” nie pomogło w niczym.

Kłopotliwy szum był zauważalny w każdym kierunku i o każdej porze dnia. Penzias i Wilson na pewno słyszeli o teorii Wielkiego Wybuchu (wtedy jeszcze nie mającej namacalnych dowodów), znali takie nazwiska jak Lemaitre, czy Gamow. Tak się akurat złożyło, że usłyszeli o badaniach Roberta Dicke i Jima Peeblesa z uniwersytetu w Princeton, którzy próbowali ustalić średnią temperaturę kosmosu. Badania te były elementem ich teorii kosmologicznej, według której historia Wszechświata była nieskończoną serią ekspansji i kolapsów. Postanowili skontaktować się z grupą z Princeton i po kilku kolejnych badaniach uświadomili sobie, że odkryli (przewidywane zresztą od czterdziestu lat) kosmiczne promieniowanie tła, wątłą pozostałość po młodzieńczym Wszechświecie. Zwieńczeniem ich pracy był krótki artykuł opublikowany w 1965 roku. Praca o tytule „A measurement of excess antenna temperature at 4080 megacycles/s” (pomiar nadwyżki temperatury anteny przy 4080 megacyklach na sekundę – megacykl to stare określenie megahertza) zajmuje licząc z nadmiarem dwie strony. Był to artykuł bardzo techniczny, nie pojawia się w nim nawet sugestia na temat promieniowania tła. Jest to ponoć jedna z najkrótszych prac dokumentujących odkrycie uhonorowane Nagrodą Nobla, którą to Arno Penzias i Robert Wilson otrzymali w 1978 roku. Ową najkrótszą pracą jest tekst Watsona i Cricka, opisujący podwójną helisę DNA. Nasi badacze zdobyli Nagrodę Nobla, nauka zyskała potwierdzenie kolejnej wielkiej teorii tłumaczącej nasze pochodzenie, a sama kosmologia stała się prawdziwą nauką, polegającą na obserwacjach, a nie domysłach. Wszystko pięknie, ale co wspólnego z początkiem Wszechświata może mieć radarowy szum? Zacznijmy od krótkiej historii myśli o relatywistycznym kosmosie, o kosmosie wprowadzonym w dynamiczny ruch.

„The Big Bang Theory”

Pojęcie „Wielki Wybuch” istnieje obecnie w naszej świadomości tak samo, jak teoria ewolucji, istnienie energii elektrycznej, czy kulista Ziemia z dipolarnym polem magnetycznym. Pomijając (niestety coraz głośniejszych) krzykaczy głoszących, że to wszystko stek bzdur, Wielki Wybuch niemal wszedł do naszego języka potocznego. Pomyśleć, że jeszcze pięćdziesiąt lat temu teoria ta była co prawda uznawana za dobrze przystający do rzeczywistości model kosmologiczny, jednak poza paroma wyjątkami nie mieliśmy wielu empirycznych dowodów na jej poprawność. Może się wydawać dziwne, że nawet po opublikowaniu szczególnej i ogólnej teorii względności Albert Einstein uważał Wszechświat za coś stałego. Raz powstały, miał być według niego statyczny. Wiele w postrzeganiu Einsteina zmieniły badania Edwina Hubble’a i Vesto Sliphera, którzy badali ruch „mgławic spiralnych” względem Drogi Mlecznej, a dodatkowo Hubble ostatecznie udowodnił, że są to pełnoprawne galaktyki, takie jak nasza. Coś tu nie grało. W statycznym Wszechświecie nie może być tak, że niemal wszystkie galaktyki się od nas oddalają. Wyglądało na to, że wszystko się od siebie oddalało, niezależnie od obserwatora. Co w takim razie zauważylibyśmy, gdybyśmy mogli „cofnąć taśmę” i zaobserwować co działo się miliardy lat temu? Czy jest możliwe, że zaobserwowalibyśmy Wszechświat znacznie gęstszy, gorętszy i mniejszy? I czy na końcu naszego cofniętego filmu zobaczylibyśmy ekstremalnie gorący punkt, w którym nie istnieją nawet podstawowe pierwiastki?

Prekursorem pomysłu dynamicznego Wszechświata był Alexander Friedmann, rosyjski uczony, który skorzystał z grawitacyjnego równania pola Einsteina. Friedmann założył homogeniczność i izotropijność Wszechświata, oczywiście w pewnej (dość dużej) skali. Jak napisał we stępie do swojej pracy: „Celem niniejszego obwieszczenia jest udowodnienie możliwości istnienia Wszechświata, którego przestrzenna krzywizna jest stała w stosunku do trzech współrzędnych przestrzennych i zależy od czasu, czwartej współrzędnej”. Tak, to zdanie potrafi wywołać migrenę po pierwszym przeczytaniu. Friedmann nawiązywał tutaj do prac Einsteina, który uważał, że średnia gęstość materii jest stała w skali czasu, podobnie jak średnica hipersfery Wszechświata. Gwoli prostego wyjaśnienia: hipersfera, to wyjście poza geometrię euklidesową. To sfera, która istnieje we wszystkich możliwych dla niej wymiarach. Okrąg nie jest hipersferą w przestrzeni trójwymiarowej, ale jest nią na płaszczyźnie. Friedmann wprowadził do modelu statycznego Einsteina kilka poprawek: dodatnio zakrzywioną przestrzeń, zmienną w czasie gęstość i zanikającą stałą kosmologiczną. Uzyskał w ten sposób zamknięty model Wszechświata z dynamiczną ekspansją, bądź kolapsem. Sam autor uważał swoje prace za spójne matematycznie, jednak ubolewał nad brakiem empirycznych badań, które by je potwierdzały, bądź je ostatecznie obaliły. Einstein natomiast uważał rozwiązanie Friedmanna za ciekawe, jednak „w rzeczywistości nie rozwiązywały one równań pola”.

„Belgijski łącznik”

Cała zagadka została rozwiązana przez belgijskiego księdza i matematyka, Georga Lemaitre. W przeciwieństwie do Friedmanna, który kosmologią zaczął zajmować się ledwie 3 lata przed śmiercią (był także meteorologiem), Lemaitre przez prawie całe życie był zafascynowany tą tematyką. Był znakomitym matematykiem, jednak każdy kojarzy go jako wybitnego kosmologa. Znając ustalenia między innymi Edwina Hubble’a, w 1927 opublikował pracę (po francusku), w której prawidłowo rozwinął równanie pola grawitacyjnego. Założył w nim dodatnio zakrzywioną przestrzeń, zmienną w czasie gęstość i ciśnienie, oraz niezerową stałą kosmologiczną. Lemaitre jako pierwszy podszedł prawidłowo do problemu ruchu galaktyk, umieszczając go w kontekście rozszerzania Wszechświata, zamiast jako ruchu samych galaktyk. W końcu Wszechświat rozszerzał się, powiększając przestrzeń między galaktykami, nie był to już ruch ich samych. Wyprzedził także samego Hubble’a, zauważając relację między przyspieszeniem, a odległością. Powstał wtedy tak zwany „wzór 24” wyglądający tak:

R’/R = v/rc = 0,68 * 10-27 * cm-1

który wygląda niemal identycznie jak wzór uzyskany dwa lata później przez Edwina Hubble’a: v=Hr z H wynoszącym 600 km/s/Mpc. Niestety, praca Lemaitre została niezauważona. Nie zareagował nawet Eddington, jego profesor. Również Albert Einstein wypowiedział się na jej temat dość ostro: „z punktu widzenia fizyki, wydaje się to absolutnie wstrętne”. Po raz kolejny Einstein zaakceptował matematyczny aspekt pracy innego fizyka, jednak nadal nie mógł się zgodzić z koncepcją rozszerzającego się Wszechświata. Gdy Edwin Hubble w 1929 także opublikował pracę dotyczącą relacji przyspieszenie-odległość, (zawierającą właśnie prawo Hubble’a) nie było w nim prawidłowej interpretacji przyspieszenia galaktyk, Hubble uważał je za czyste prawo Dopplera. Nie przeczytał on pracy Lemaitre, co więcej, w swojej książce „Królestwo Mgławic” z 1936 roku, odwołuje się do prac Friedmanna, lecz nie wspomina słowem o Georgu Lemaitre.

W latach trzydziestych Eddington i De Sitter zwrócili uwagę, że statyczny model Einsteina jest bardzo niestabilny. Pod wpływem małej perturbacji Wszechświat Einsteina albo się rozszerzy, albo zapadnie. Szukali oni rozwiązania dla dynamicznych modeli kosmologicznych. Z pomocą przyszedł nasz belgijski ksiądz, którzy przypomniał Eddingtonowi o swojej pracy sprzed kilku lat. Eddington w końcu ją zauważył, poczuł zapewne też lekki wstyd. Nic dziwnego, rozwiązanie leżało pod jego nosem. W końcu polecił on przetłumaczenie artykułu na angielski i opublikowanie go. Eddington zaadoptował także rozwiązania Lemaitre, od teraz model ten nazywamy w Europie modelem Eddingtona – Lemaitre.

George Lemaitre jest także uznawany za ojca koncepcji Wielkiego Wybuchu. To on jako pierwszy zadał sobie pytanie „Jeśli Wszechświat się rozszerza, to co, jeśli kiedyś był bardzo mały i bardzo gęsty?”. W pracy „Ekspansja Wszechświata” (1931) założył początkową jego rozrost, po którym miała nastąpić stagnacja. W tym właśnie miejscu rozwiązuje się problem kosmosu statycznego Einsteina. Po okresie stabilności znowu nastąpić miała przyspieszająca ekspansja. Pomysł ten rozwiązuje problem wieku Wszechświata, galaktyki miały już czas, by powstać. Lemaitre nazwał to teorią „Pierwotnego Atomu”. Oto jak poetycko opisał narodziny Wszechświata: „Świat atomowy został rozbity na fragmenty, każdy z nich na coraz to kolejne mniejsze części. Ewolucja Wszechświata może być porównana do pokazu sztucznych ogni, który właśnie się zakończył: kilka czerwonych smug, popiół i dym. Stojąc wśród schłodzonego żużla, widzimy powolne zanikanie słońc i staramy się przypomnieć zanikający blask pochodzenia światów”.

Możemy w końcu wygodnie usiąść w fotelu z kawą w ręku i dobrą książką na kolanach. Mamy wreszcie relatywistyczny model Wielkiego Wybuchu, który (przynajmniej teoretycznie) radzi sobie z problemem stabilności i w którym Wszechświat jest na tyle stary, że spokojnie mogły w nim utworzyć się galaktyki, gwiazdy i w końcu my. Kartkujemy jednak niespokojnie książkę, dręcząc się nad kolejną kwestią. Co mogło pozostać po młodocianym, gorącym Wszechświecie i czy w ogóle cokolwiek z niego pozostało? Czy uda nam się znaleźć jakiś ślad, namacalny dowód słuszności Wielkiego Wybuchu i dziesiątek trudnych wzorów? No i skąd w końcu nasze kosmiczne promieniowanie tła?

„Mikrofale? Mam jedną w kuchni, ale…”

Wiemy już, że Wszechświat powstał z małego punktu, ulegającemu gwałtownemu wzrostowi. Pierwsze powstałe jądra pierwiastków są otoczone gęstą siecią elektronów, które blokują nawet światło. Wszystko to działo się jeszcze 300 tysięcy lat po powstaniu Wszechświata. Był on wtedy nieprzeniknioną, gorącą „zupą” plazmy. Gdy temperatura spadła do około 3 tysięcy K, elektrony zostały przechwycone przez jądra, tworząc pierwsze pierwiastki (wodór i hel) i odblokowując drogę światłu. Fotony mogły już wędrować bez żadnych problemów. Nasze zimne promieniowanie jest w tym sensie właśnie pierwszym światłem powstałym w kosmosie, jego „promieniowaniem reliktowym”, powstałym w dawnym okresie ekspansji. W trakcie przechwytywania elektronów przez jądra (czyli w tak zwanym procesie rekombinacji) materia i światło znajdowały się w stanie równowagi, światło mogło być zarówno absorbowane, jak i emitowane. Promieniowanie pozostałe po tym wczesnym okresie ekspansji jest jednym z podstawowych założeń Wielkiego Wybuchu, a oparte jest na teorii tak zwanego ciała doskonale czarnego. Ciało doskonale czarne jest teoretycznym tworem (powstałym w XIX wieku za sprawą m. in. Plancka, Boltzmanna, czy Wiena), w którym to światło jest pochłaniane i reemitowane.

Pierwszymi teoretykami, którzy przewidzieli owo promieniowanie (i jego temperaturę) byli Ralph Asher Alpher i Rober Herman, współpracownicy Georga Gamowa. Właśnie oni, w roku 1948, niejako przy okazji badań nad nukleosyntezą (tworzenie się jąder atomowych) przewidzieli istnienie promieniowania reliktowego o temperaturze 5 K. Ich praca nie zawierała żadnych wskazówek dotyczących możliwości jego wykrycia. Przez następne lata Gamow, Alpher i Herman przewidywali spory zakres temperatur, od 3 K do 50 K.

Nawet tak duże rozbieżności w przewidywaniach nie przeszkodziły środowisku astrofizyków w obwieszczeniu sukcesu Penziasa i Wilsona i ostatecznego obalenia modeli stacjonarnych Wszechświata. Jeszcze w latach 60. istniały tego typu modele (Fred Hoyle, Hermann Bondi, Thomas Gold), nie potrafiły one jednak w żaden sposób usprawiedliwić istnienia promieniowania tła. Było ono dlatego ważne, że jednym z istotnych przewidywań Wielkiego Wybuchu były jego drobne fluktuacje, małe różnice w temperaturze i gęstości, dzięki którym powstały gromady i galaktyki, jak i ogromne puste przestrzenie. Skąd one się wzięły? Powody są w zasadzie trzy i co najmniej jeden brał udział w powstawaniu fluktuacji materii. Pierwszy polega na zmianie temperatury promieniowania za pomocą zmiany sprężenia adiabatycznego (chodzi tu o stan, gdy ciepło nie może wejść lub uciec z danego systemu), tak jak w gazie idealnym. Mała zmiana temperatury jest po prostu równa zmianie sprężenia w danym punkcie kosmosu. Drugi to przesunięcie dopplerowskie, gdy promieniowanie porusza się względem obserwatora. Zmiany gęstości będą tworzyły zmiany przyspieszenia. Ruch obserwatora ku źródle promieniowania będzie wpływał dodatnio na zmianę temperatury. Trzeci to tak zwany efekt Sachsa-Wolfa. Polega on na różnicach w potencjale grawitacyjnym między obserwatorem a danym punktem. Różnice te będą powodowały zmiany temperatury za pomocą swoistego „grawitacyjnego przesunięcia dopplerowskiego”.

„Od balonów, do potężnych satelitów”

Małe fluktuacje temperatury były przewidywane w latach siedemdziesiątych, między innymi przez Jima Peeblesa, czy (niezależnie) przez rosyjskiego astrofizyka Jakowa Zeldowicza. Znowu wracamy do punktu wyjścia. Kolejne teoretyczne założenie okazało się słuszne, jednak znowu musieliśmy czekać na twarde potwierdzenie. Uzyskaliśmy je za pomocą wyniesionego na orbitę w 1989 satelity COBE -Cosmic Background Explorer. Zanim przejdziemy do COBE, parę słów, by oddać honory wcześniejszym próbom tworzenia mapy mikrofalowego promieniowania tła. Warto wspomnieć o lotach balonowych odbytych w latach 1985 i 1986 w USA i w Brazylii. Balony te posiadały instrumenty będące prototypami tych użytych w satelicie COBE.

Jedna z pierwszych map izotropowego promieniowania tła (źródło: 25 years of cosmic microwage background research at INPE,
Carlos Alexandre Wuensche and Thyrso Villela)

COBE wystrzelony przez NASA w 1989 roku był pierwszym narzędziem w pełni poświęconym badaniem mikrofalowego promieniowania tła – Cosmic Microwave Background. Posiadał trzy instrumenty: FIRAS (Far InfraRed Absolute Spectrophotomerer) służący mierzeniu samego CMB operujący w zakresie od 60 do 600 GHz, DMRs (Differential Microwave Radiometers) przeznaczony do pomiaru rozkładu kątowego, operujący w 31, 53 i 90 GHz, oraz DIRBE (Diffuse InfraRed Backgrund Explorer), który mierzył emisję pyłu w dalekiej podczerwieni – jego zakres mieścił się od 1.25 μm do 240 μm. Po trzech latach pracy uzyskaliśmy w końcu mapę fluktuacji. Okazało się, że różnice występują zgodnie z przewidywaniami sprzed dwudziestu lat, są one jednak znacznie mniejsze. Pomiędzy jednym obszarem nieba, a drugim istniały różnice rzędu 0,001%.

Mapa COBE (źródło: www.uchicago.edu)

Mapa wykonana przez satelitę była pierwszą pełną, jednak oczywiście nie ostatnią. Pomiędzy działalnością COBE, a wystrzeleniem satelity WMAP (2001) podjęto kilka prób dokładniejszego zmierzenia fluktuacji promieniowania tła. Jednym z nich był projekt HACME. Polegał on na zawieszeniu dużego lustra (2.6 metra średnicy) pod balonem stratosferycznym. HACME potrafił szybko pokryć swoim „wzrokiem” spore obszary nieba, co poskutkowało zwiększeniem rozdzielczości promieniowania tła w konkretnych obszarach nieba.

Mapa HACME (źródło: 25 years of cosmic microwage background research at INPE,
Carlos Alexandre Wuensche and Thyrso Villela)

WMAP, czyli Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, został wyniesiony na orbitę przez NASA i pracował w punkcie L2. Jest to pół stabilny punkt, znajdujący się 1.5 miliona kilometrów od Ziemi. W tym punkcie będzie także pracował Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba.  Ważący 840 kilogramów satelita miał zasięgiem pokryć całe niebo. Swoją drogą, od rozpisania konkursu na projekt przez NASA do wystrzelenia satelity minęło tylko 6 lat.

Pierwsze wyniki pracy WMAP opublikowano w roku 2003, z kolejnymi aktualizacjami w roku 2005, 2007, 2009, 2011 i ostatnią w 2012.

Mapa WMAP (źródło: www.map.gsfc.nasa.gov)
Mapa PLANCK (źródło: www.sci.esa.int)

Europa nie pozostała dłużna. W roku 2009 z Gujany Francuskiej wystrzelony został PLANCK. Europejska Agencja Kosmiczna także postanowiła wykorzystać punkt L2, podobnie jak w przypadku WMAP wykorzystując tak zwaną orbitę Lissajous. Główny teleskop PLANCKA mierzył 1.9 metra na 1.5 metra, a pracował w długościach fal między 27 GHz do 1 THz.

„Kropki, masa kropek. Co z tego ma wynikać?”

Jak widać, wynikami badań nad reliktowym promieniowaniem tła jest dziwna mapa, pełna dziwnych kolorów, beż żadnego schematu rozrzuconych po płaszczyźnie. Co wynika z tych misji i samej mapy? Pierwszą istotną sprawą jest izotropowość Wszechświata. Wynika to właśnie z chaotycznego rozkładu różnic temperatur. Niech nie zwiodą nas „ciepłe” i „zimne” punkty. Różnice między nimi wynoszą około 200 mikro Kelwinów. Okazało się, że Wszechświat tak naprawdę nie posiada punktów szczególnych, większą uwagę może jedynie przykuć „zimny” obszar trochę na prawo od centralnego punktu.

Wiele dowiedzieliśmy się także na temat wieku samego Wszechświata. Satelita WMAP ustalił tę wartość na 13.74 miliardów lat, a PLANCK przesunął ją trochę dalej, ustalając wiek Wszechświata na 13.813 miliardów lat.

Przez kilka ostatnich dekad trwała dyskusja nad ciemną energią i ciemną materią i ich rolą w kształtowaniu kosmosu. Okazało się, że materii barionowej z której składają się planety, gwiazdy, a także my jest około… 4% w całym Wszechświecie. Według badań PLANCKA ciemnej materii jest za to 26.4%. W tym kontekście ciekawa jest dla mnie teoria, według której gros ciemnej materii stanowią małe czarne dziury powstałe w okresie młodego Wszechświata i rozsiane wszędzie gdzie nie tylko spojrzeć. Mapa mikrofalowego promieniowania tła obaliła także teorię kosmosu jako torusa. W tej formie Wszechświata moglibyśmy wylecieć z jednej jego strony i pojawić się w drugiej, niejako „po drugiej stronie”, jak chociażby w grze Asteroids. Nie znaleziono jednak tożsamych punktów na mapie, odpowiadających sobie. Dzięki misjom badającym CMB potwierdziła się także teoria inflacji. Inflacja właściwie nie jest precyzyjną teorią, jest raczej mechanizmem wykładniczego rozrostu Wszechświata, którzy może być realizowany w kilku różnych modelach. Generalnie sprawa jednak sprowadza się do dwóch rzeczy: płaski Wszechświat, pierwotne perturbacje. Owe perturbacje miały mieć także gaussowski rozkład, okazało się jednak, że mapy CMB odbiegają od gaussowości.

Jak to zwykle w nauce bywa, nie wszyscy uznali mapy reliktowego promieniowania tła za to, czym są. Jedną z moich ulubionych teorii jest ta mówiąca o dyfrakcji światła przez pył. Otóż gdzieś pomiędzy Merkurym a Jowiszem znajduje się pył będący między innymi pozostałością po zderzeniach planetoid itp. Nie ma podstaw by uważać, że w innych układach jest inaczej. Otóż dowiedziono eksperymentalnie, że te mikronowych rozmiarów drobinki potrafią dokonać dyfrakcji światła, a pozostałością jest między innymi…promieniowanie mikrofalowe. Teoria ta ma jednak słaby punkt, albowiem nie wyjaśnia niemal idealnie rozłożonej temperatury, aczkolwiek z drobnymi wahaniami.

Kosmiczne promieniowanie tła postawiło też nam wiele pytań. Lata temu Kosmiczny Teleskop Hubble’a ustalił stałą Hubble’a na Ho=73.8 km/s/Mpc. Satelicie PLANCK udało się ustalić tę wartość na Ho=67.31 km/s/Mpc.

Pewne chińskie przysłowie mówi: „Żaba na dnie studni mierzy rozmiar nieba uwzględniając granicę studni”. Nasza eksploracja Wszechświata jest nadal tak ograniczona, że być może za dekady, gdy dojdziemy do kolejnych odkryć stwierdzimy, że nasze obecne wysiłki były marne jak wróżenie z fusów.

  • Major Bień

    Wciągający artykuł, dużo ciekawostek, dużo tekstu, historyczne smaczki. Lubię to!

    • Rrradek

      Major Bień – jedna z ostatnich 🙂