Nástup astrofyziky

Nástup astrofyziky
Zmerané vzdialenosti hviezd, prevyšujúce niekolko stotisícnásobne vzdialenost Slnka
od Zeme, dokázali správnost predstavy, že hviezdy sú v skutocnosti vzdialené slnká.
Pozornost astronómie v polovici minulého storocia sa tak sústredila predovšetkým na
výskum Slnka a hviezd. Pri astronomických pozorovaniach sa pritom zacala využívat
fotografia, spektroskopia a spektrálna analýza. Zavedenie týchto fyzikálnych metód do
astronomickej praxe znamenalo súcasne zaciatok nového odvetvia astronómie -
astrofyziky, ktorá pomocou známych fyzikálnych zákonov umožnila vysvetlit stavbu,
zloženie a vlastnosti nebeských telies.
Metódu, ktorou sa dajú získat fotografické snímky na kovové dosky, objavil roku 1839
Francúz Louis Jacques Mandé Daguerre (1789-1851): obraz zachytený optickým
systémom na striebornú platnu, na ktorú pôsobili jódové pary, stáva sa trvalo
viditelným pomocou ortutových pár. Tento vynález - dagerotypia - stal sa základom
neskoršej fotografickej techniky. Podmienkou na získanie kvalitného obrazu však bola
dokonalá optika. Zdokonalením dagerotypie a konštrukciou bezchybných fotografických
objektívov sa zaoberal vo Viedni slovenský fyzik Jozef Maximilián Petzval (1807-1891),
narodený v Spišskej Belej. Roku 1840 skonštruoval achromatický trojšošovkový
objektív s velkou svetelnostou na základe vlastného teoretického výpoctu.
Dagerotypia sa zacala ihned využívat na astronomické pozorovania. Prvú kvalitnú
fotografiu Slnka urobili roku 1845 v Paríži Arnaud Hippolite Louis Fizeau (1819-1896) a
Jean Bernard Léon Foucault (1819-1868). Na Harvardskom observatóriu vyfotografoval
William Cranch Bond (1789-1859) ako prvý roku 1850 hviezdu Vega. Jeho syn George
Philip Bond (1825-1865) dosiahol roku 1850 velmi kvalitný obraz Mesiaca a roku 1857
prvú fotografiu dvojhviezdy (Mizar). August Ludwig Busch (1804-1855) prvý
vyfotografoval slnecnú korónu pri zatmení Slnka roku 1851, prvé fotografie slnecných
protuberancií sa získali roku 1858.
Súbežne s rozvojom fotografických metód sa konštruovali väcšie a kvalitnejšie
dalekohlady. Roku 1845 írsky astronóm lord Rosse (sir William Parsons, 1800-1867)
uviedol do cinnosti svoj velký reflektor s kovovým zrkadlom priemeru 183 cm. Objavil
ním prvú známu špirálovú hmlovinu M 51 v Polovných psoch (1845), zistil prstencový
tvar planetárnych hmlovín a preskúmal tvar Krabej hmloviny (1848).
Americký optik Alvan Graham Clark (1832-1897) vybrúsil roku 1862 46 cm šošovku
pre refraktor observatória v Chicagu a pri jej skúške objavil roku 1862 Síriovho
sprievodcu, ktorého teoreticky predpovedal Besnel už roku 1844 na základe analýzy
nepravidelností v pohybe Síria. Anglický samouk Thomas Cook zhotovil roku 1868
refraktor so 63 cm šošovkou. Do konca 19. storocia skonštruoval A. G. Clark ešte
väcšie refraktory, napr. pre Pulkovské observatórium (76 cm, 1883), pre Lickovo
observatórium na Mount Hamiltone (91 cm, 1888) a pre Yerkesovo observatórium (102
cm, 1897). Z hladiska astronomickej fotografie mali ešte väcší význam nové velké
reflektory s postriebreným skleným zrkadlom, ktoré mali ovela vyššiu svetelnost. Medzi
týmito prístrojmi vynikol najmä 120 cm reflektor, ktorý zhotovil roku 1875 francúzsky
optik Martin a mechanik Eichens pre parížske observatórium. Vynikajúci reflektor s
priemerom 90 cm zhotovili roku 1879 Anglicania Calver a Common. Tento dalekohlad
bol neskôr presunutý na Lickovo observatórium, kde ním dosiahol výborné fotografie
hmlovín riaditel observatória James Edward Keeler (1857-1899). Common zhotovil
roku 1891 ešte väcší, 153 cm reflektor; optické kvality tohto prístroja však zaostali za
predchádzajúcim 90 cm reflektorom.
Úspech využívania fotografických metód v spojení s výkonnými dalekohladmi bol velký
vo všetkých oblastiach astronómie. Fotografické metódy sa stali ešte úcinnejšími, ked
anglický astronóm amatér Warren de la Rue (1815-1889) zaviedol do astronomickej
praxe mokré fotografické dosky. Svojou metódou získal velmi dobré fotografie Mesiaca
a od roku 1858 zaviedol na observatóriu v Kew pravidelné denné fotografovanie
povrchu Slnka (od roku 1872 sa tento program presunul do observatória v
Greenwichi); roku 1860 pocas zatmenia Slnka získal fotografie protuberancií a dokázal,
že sú slnecnými útvarmi. V rokoch 1876-1882 zacal sir William Huggins (1824-1910)
používat s velkým úspechom ovela citlivejšie suché fotografické dosky na
fotografovanie komét, hviezd a hmlovín. V rokoch 1886-1892 zmerali v Oxforde
fotografickou metódou vzdialenosti 30 hviezd; coskoro nato v Groningene urcil Jacobus
Cornelius Kapteyn (1851-1922) fotograficky vzdialenosti 250 hviezd (1900).
Fotografická metóda sa velmi výhodne uplatnila aj pri objavovaní nových vesmírnych
telies. Max Wolf (1863-1932) objavil roku 1891 prvýkrát fotograficky novú planétku. O
rok neskôr objavil Edward Emerson Barnard (1857-1923) fotograficky kométu. Roku
1889 J. E.
Keeler získal na Lickovom observatóriu velký pocet fotografií rôznych oblastí oblohy s
množstvom neznámych, zväcša špirálových hmlovín; na viacerých doskách boli stá
takýchto hmlovín a dalo sa odhadnút, že na celej oblohe je v dosahu 90 cm reflektora
Lickovho observatória prinajmenej stotisíc takýchto objektov. Nedozerné možnosti
poskytla fotografia na mapovanie oblohy. Už roku 1896 vyšla prvá cast fotografického
atlasu Mesiaca, zhotoveného na parížskom observatóriu. Roku 1900 bol uverejnený
katalóg presných polôh 454 875 hviezd južnej oblohy Cape Photographic
Durchmusterung. Polohy hviezd na observatóriu v Kapskom Meste fotograficky získal
anglický astronóm David Gill a na fotografických doskách zmeral holandský astronóm J.
C. Kapteyn. Tento katalóg doplnil predchádzajúci katalóg polôh 323 198 hviezd
severnej oblohy Bonner Durchmusterung, ktorý zostavil namáhavými vizuálnymi
pozorovaniami nemecký astronóm Friedrich Wilhelm August Argelander (1799 až 1875)
v rokoch 1855-1862.
Vlastný astrofyzikálny výskum sa však zacal objavom spektrálnej analýzy; podnietili ho
viaceré pozorovania slnecného spektra. Už roku 1802 anglický chemik a fyzik William
Hyde Wollaston (1766-1828) objavil v spektre Slnka neurcité tmavé ciary.
Systematickému výskumu slnecného spektra Sa Venoval Joseph Von Fraunhofer
(1787-1826). Zdokonalenou pozorovacou metódou roku 1814 objavil v spektre Slnka
567 tmavých, ostro ohranicených ciar (Fraunhoferove ciary). Najvýraznejšie ciary
oznacil dosial používanými písmenami. Fotografickú metódu použili na štúdium
slnecného spektra roku 1842 fyzik Alexandre Edmond Becquerel (1820-1891) a chemik
John William Draper (1811-1882); Fraunhoferove ciary objavili aj v ultrafialovej oblasti
spektra. Ich pôvod vysvetlil roku 1859 Gustav Robert Kirkhoff (1824-1887) a Robert
Wilhelm Bunsen (1811-1899) na základe Kirchhoffovho zákona žiarenia, ktorý dáva do
vzájomného vztahu pomer medzi absorpciou a emisiou žiarenia pri urcitej vlnovej dlžke
s absolútnou teplotou prostredia. Kirchhoff s Bunsenom dokázali, že Fraunhoferove
ciary patria známym prvkom: sodíku, železu, vápniku a dalším nachádzajúcim sa v
slnecnej atmosfére v plynovom stave. Položili tak základ spektrálnej analýzy, ktorá
umožnuje skúmat fyzikálne a chemické vlastnosti vesmírnych telies pozorovaniami ich
spektra. Spektrálna analýza sa zacala využívat hned po jej objave. Anders Jöns
Angström (1814-1874) premeral v slnecnom spektre vlnové dlžky 1000 ciar a na
základe Kirchhoffovej analýzy v nom dokázal prítomnost vodíka (1862). Pri zatmení
Slnka roku 1868 Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920) a Pierre Jules César Janssen
(1824-1907) nezávisle od seba objavili v slnecnom spektre jasnožltú ciaru dovtedy
neznámeho prvku hélia.
Velmi kvalitné spektrum Slnka získal roku 1898 fotograficky Henry Augustus Rowland
(1848-1901 ); zmeral v nom až 23 000 spektrálnych ciar a spektrálnou analýzou v nich
identifikoval ciary velkého poctu známych chemických prvkov.
Zakladatelom hviezdnej spektroskopie sa stal W. Huggins, ktorý spektrálnym
výskumom dokázal plynový charakter niektorých hmlovín (1864) a prítomnost
uhlíkových zlúcenín v kométach (1868). V tomto období dokázal taliansky astronóm
Giovanni Virginio Schiaparelli (1835-1910) spojitost medzi kométami a meteorickými
rojmi, ktorú krátko predtým teoreticky predpovedal Daniel Kirkwood (1814-1895).
Medzi prvých moderných astrofyzikov zaoberajúcich sa spektrálnym výskumom hviezd
patrí Angelo Secchi (1818-1878), ktorý zaviedol roku 1868 prvú spektrálnu klasifikáciu
hviezd. Aj v spektrách hviezd sa dokázala prítomnost vodíka a dalších známych prvkov.
Prvú fotografiu spektra hviezdy (Vegy) získal roku 1872 Henry Draper (1837-1882).
Edward Charles Pickering (1864-1919) objavil roku 1889 prvú spektroskopickú
dvojhviezdu Mizar; roku 1890 vydal so svojimi spolupracovníkmi z Harvardského
observatória katalóg spektier 10 351 hviezd (Draper Memorial Catalogue). Hviezdnym
spektrám sa na Harvardskom observatóriu venovala najmä astronómka Williamine
Flemingová (1857-1911), Antonia Caetana Mauryová (1866-1952) a Annie Jump
Cannonová (1863-1941). Výsledkom ich práce je upravená, presnejšia klasifikácia
hviezdnych spektier (Harvardská klasifikácia), ktorá sa používa doteraz, a najmä
rozsiahly katalóg obsahujúci spektrá 225 300 hviezd celej oblohy (Henry Draper
Catalogue, ktorého posledný, 6. zväzok vyšiel roku 1924).
Zmeranie presnej polohy spektrálnych ciar umožnuje urcit radiálnu rýchlost
pozorovaného objektu na základe vztahu, ktorý odvodil Christian Johann Doppler
(1803-1853) roku 1842 (Dopplerov jav). Vizuálnym spektroskopickým pozorovaním
urcil radiálnu rýchlost hviezd už roku 1868 W. Huggins, jeho vizuálne pozorovania však
boli zatažené znacnou chybou až ±23 km/s. Roku 1888 zmerali radiálne rýchlosti
hviezd fotografickou metódou Hermann Carl Vogel (1841-1907) a Julius Scheiner
(1858-1913). Už predtým Vogel urcil touto metódou rotáciu Slnka. O rozvoj techniky
merania radiálnych rýchlostí sa pricinil najmä Aristarch Apollonovic Belopoiskij
(1854-1934) v Pulkove a William Wallace Campbell (1862-1938) na Lickovom
observatóriu.
Chybu v urcení radiálnej rýchlosti znížili na ± 1 km/s.
Objav rozštiepenia spektrálnych ciar úcinkom magnetického pola (Zeemanov jav),
ktorý teoreticky predpovedal roku 1892 Hendrik Antoon Lorentz (1835-1928) a
experimentálne potvrdil roku 1896 holandský fyzik Pieter Zeeman (1865-1943 ),
umožnil roku 1908 dokázat prítomnost magnetických poli v oblasti slnecných škvrn
(George Ellery Hale, 1868-1938).
Pre astrofyziku mal zásadný význam aj rozvoj fotometrických metód na urcovanie
jasnosti hviezd. Metódu na vizuálne urcenie zdanlivej jasnosti premenných hviezd
odvodil F. W. A. Argelander. Presnú definíciu hviezdnych velkostí zaviedol roku 1856
Norman Robert Pogson (1829-1891). Prvý vizuálny hviezdny fotometer zostrojil roku
1861 Johann Karl Friedrich Zöllner (1834-1882). Presne zmerané zdanlivé jasnosti 4
260 hviezd uverejnil roku 1884 E. Ch. Pickering v katalógu Harvard Photometry.
Potsdamer Pkotometrische Durchmusterung, velmi presný fotometrický katalóg 14 199
hviezd, zostavil v rokoch 1894-1907 Gustaw Müller (1851-1925) a Paul Kempf
(1856-1936). Zrevidovaný a doplnený harvardský katalóg E. H. Pickeringa vyšiel roku
1908 s názvom Harvard Revised Photometry; obsahuje zdanlivé jasnosti všetkých
hviezd oblohy do 6,5 magnitúdy (9 110 hviezd) a dalších 36 682 slabších hviezd.
Presnú fotografickú metódu urcenia jasnosti hviezd meraním hustoty scernenia obrazov
hviezd na negatíve vynašiel riaditel observatória v Göttingene Karl Schwarzschild
(1873-1916). Jeho katalóg fotografických zdanlivých jasností 3 689 hviezd Göttinger
Actinometrie vyšiel roku 1910. Najpresnejšiu fotoelektrickú fotometriu zaviedli pri
meraniach jasnosti premenných hviezd roku 1913 v Berlíne Paul Guthnick (1879-1947)
a v Tubingene W. F. Meyer a H. Rosenberg. Úcinnost tejto fotoelektrickej metódy sa
podstatne zvýšila objavom fotonásobica roku l940. Na dosiahnutie jednotnej
fotometrickej škály zdanlivých jasností hviezd navrhol Frederik H. Seares(1873-1964)
používal velmi presne zmerané magnitúdy hviezd z oblasti severného svetového pólu.
Searesov katalóg velmi presne zmeraných fotografických jasností 617 hviezd do 20.
magnitúdy a fotovizuálnych jasností 339 hviezd do 18. magnitúdy z oblasti severného
svetového pólu (severná polárna sekvencia, NPS) prijala roku 1922 Medzinárodná
astronomická únia za štandardnú fotometrickú škálu. Moderný fotometrický UBV
systém zaviedol roku 1953 Harold Lester Johnson(1921-1980) a William Wilson Morgan
(nar. 1906) na základe svojich fotoelektrických pozorovaní.
Velmi úcinným teoretickým nástrojom modernej astrofyziky je
Hertzsprungov-Russellov diagram, vyjadrujúci vztah medzi spektrálnym typom a
svietivostou hviezd. Zostrojil ho roku 1913 Henry Norris Russell (1887-1957),
vychádzajúc z výsledkov, ktoré dosiahol dánsky astronóm Ejnar Hertzsprung
(1873-1967).
Už roku 1905 Hertzsprung zistil, že hviezdy spektrálnych typov K a M sa delia na dve
velké skupiny s velmi odlišnou svietivostou; preto vyslovil domnienku, že medzi
hviezdami treba rozlišovat' "obrov" a "trpaslíkov". H. N. Russell približne v tom case
zistil, že jestvuje výrazná korelácia medzi spektrálnym typom hviezd a ich svietivostou.
Graficky vyjadrenú závislost medzi spektrom a svietivostou hviezd zostrojil Hertzsprung
roku 1911 pre dve otvorené hviezdokopy (Plejády a Hyády) a Russell roku 1914 pre
všetky hviezdy. Z Hertzsprungovho-Russellovho diagramu vyplynulo, že väcšina hviezd
tvorí na nom hlavnú postupnost - úzky diagonálny pás, kým menšia cast hviezd sa
nachádza v širšom horizontálnom páse v oblasti vysokých svietivostí. Už roku 1914
využil Walter Sydney Adams (1876-1956) a Arnold Kohlschütter (1883-1969) rozdiely v
spektrách hviezd s vysokou svietivostou (obrov) a hviezd s nízkou svietivostou
(trpaslíkov) na odvodenie velmi dôležitej spektroskopickej metódy urcenia absolútnej
jasnosti, a tým aj vzdialenosti hviezd. Roku 1915 W. S. Adams odfotografoval spektrum
Síriovho sprievodcu a dokázal, že je to velmi malá a hustá hviezda - biely trpaslík.
Spresnený Hertzsprungov-Russellov diagram má pre modernú astronómiu rozhodujúci
význam pri štúdiu veku a vývoja hviezd.
Za svoj úspešný rozvoj vdací astrofyzika aj teoretickým prácam, ktoré exaktne
vysvetlili vznik žiarenia a spektier hviezd. Základné zákony žiarenia sformuloval už roku
1859 G. R. Kirchhoff. Na základe analýzy spektier rôznych hviezd prišiel J. N. Lockyer
roku 1887 k záveru, že hviezdy majú rôzne teploty. Roku 1893 Wilhelm Carl Werner
Wien (1864-1928) vyslovil zákon, podla ktorého vlnová dlžka maximálnej intenzity
žiarenia absolútne cierneho telesa klesá s rastúcou teplotou telesa (Wienov zákon
posunu). Teóriu žiarenia absolútne cierneho telesa vypracoval roku 1900 Max Planck
(1858-1947); vztah, ktorý Planck odvodil, umožnoval pre Lubovolnú teplotu vypocítat
rozdelenie intenzity žiarenia v spektre a z pozorovaného spektra tak urcit teplotu
hviezdy aj celkové množstvo žiarivej energie hviezdy. Teóriu žiarenia hviezd
rozpracoval K. Schwarzschild; zahrnul do nej už aj novú kvantovú teóriu stavby atómu,
ktorú vytvoril Niels Henrik David Bohr (1885-1962).
Fyzikálnej interpretácii spektrálnych ciar hviezd poskytla precízny základ ionizacná
teória, ktorú vypracoval roku I920 indický fyzik Megnad Saha (1893-1956). Ukázalo sa,
že chemické zloženie hviezd je v podstate velmi zhodné a že rozdiely v spektrách
hviezd sú spôsobené odlišnými podmienkami v atmosférach hviezd, najmä teploty a
tlaku plynu, ktoré rozhodujú o ionizácii atómov.
Fyziku hviezdnych atmosfér na základe teórie spektier vypracoval roku 1927 Marcel
Gilles Minnaert (1893-1970), Otto Struve (1897-1963) a Albrecht Otto Johannes
Unsöld (nar. 1905). Rotáciu hviezd na základe pozorovaných profilov ich spektrálnych
ciar, rozšírených Dopplerovým javom, urcil roku 1930 Grigorij Abramovic Šajn
(1892-1956), O. Struve a Christian Thomas Elvey (1899-1970).
Už v druhej polovici 19. storocia sa niektorí astronómovia zacali zaoberat otázkou
vnútornej štruktúry hviezd. Roku 1870 uverejnil prvú prácu na túto tému americký
astronóm Jonathan Homer Lane (1819-1880). Názov jeho práce O teoretickej teplote
Slnka pri predpoklade plynovej masy, ktorá udržuje svoj objem na úkor jej vnútornej
teploty a riadi sa zákonmi plynov známych z pozemských experimentov ukazuje, akým
smerom sa teória uberala. V tomto duchu uverejnil dalšiu prácu roku 1878 nemecký
fyzik Georg August Dietrich Ritter (1826-1908). Priekopníckou prácou pre teóriu
vnútornej stavby hviezd však bola až kniha Gaskugeln (Plynové gule), ktorú uverejnil
roku 1907 Robert Jacob Emden (1862-1940). Emden predpokladal, že hviezdy
pozostávajú z ideálneho plynu a preto vytvoril termodynamickú teóriu vnútornej stavby
plynových polytropných gúl. Z Lanovej i Emdenovej teórie vyplývalo, že teplota vo
vnútorných oblastiach hviezd musí dosahovat milióny stupnov. Roku 1913 polský fyzik
C. Białobrzeski dokázal, že vnútri hviezd popri tlaku plynu má závažnú úlohu aj tlak
žiarenia. Teóriu vnútornej stavby hviezd zdokonalil v rokoch 1916-1926 vynikajúci
anglický teoretik sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944). Roku 1921 vypocítal prvý
model hviezdy (štandardný model), roku 1924 objavil velmi dôležitý vztah medzi
hmotnostou a svietivostou hviezd. Výsledky teoretických prác o vnútornej stavbe
hviezd uviedol Eddington vo svojom hlavnom diele Internal Constitution of the Stars
(1926). Velkým krokom vpred v poznaní vnútornej stavby a zdroja energie hviezd bol
objav termonukleárnych procesov. Roku 1938 Hans Albrecht Bethe (nar. 1906) a Carl
Friedrich von Weizsäcker (nar. 1912) dokázali, že hlavný zdroj žiarenia hviezd spocíva
v jadrovej premene vodíka na hélium. Presné pozorovania a merania fyzikálnych
charakteristík velkého množstva hviezd a ich konfrontácia s dôkladne rozpracovanými
teóriami a modelmi hviezd, získanými vdaka modernej výpoctovej technike, umožnili
dosiahnut pomerne ucelený obraz o procese vzniku, vnútornej stavby, vývoja a zániku
hviezd, vrátane superhustých stavov v záverecných fázach vývoja hviezd vo forme
bielych trpaslíkov neutrónových hviezd a ciernych dier.
Priekopnícke práce v tomto smere vykonali Heinrich Vogt (1890-1968), Lev Davydovic
Landau (1908-1968), Viktor Amazaspovic Ambarcumian (nar. 1908), Subrahmanan
Chandrasekhar (nar. 1910), Fred Hoyle (nar. 1915), Martin Schwarzschild (nar. 1912)
a mnohí další. Podstatný pokrok v teórii stavby a vývoja hviezd sa dosiahol najmä
zavedením výpoctovej techniky do astronómie.