Výskum hviezdnych sústav

Výskum hviezdnych sústav
Stavbu našej hviezdnej sústavy, Galaxie, zacali podrobnejšie skúmat už koncom 18. a
zaciatkom 19. Storocia F. W. Herschel a jeho Syn John Frederick William Herschel (Sir
John, 1792-1871). V schéme F. W. Herschela z roku 1784, ešte celkom nepresnej, má
Galaxia sploštený tvar a Slnko je v strede celej hviezdnej sústavy. Roku 1847 vyslovil
F. G. W. Struve jasne formulovanú predstavu, že hviezdy sa koncentrujú k Mliecnej
ceste, ktorou prebieha hlavná rovina celej našej hviezdnej sústavy. Porovnaním svojho
teoretického odhadu poctu hviezd pozorovatelných dalekohladom so skutocne
pozorovaným, ovela nižším poctom hviezd dospel Struve k záveru, že medzihviezdny
priestor nemožno pokladat za absolútne priezracný. Roku 1859 sa prvýkrát zaoberal
problémom rotácie celej hviezdnej sústavy Marian Albertovic Kovalskij (1821-1884).
Švédsky astronóm Johann August Hugo Gyldén (1841-1896) objavil roku 1871
zákonitosti v pohyboch hviezd, ktoré by mohli byt dôsledkom rotácie Galaxie, a na
základe toho urcil smer stredu našej hviezdnej sústavy.
Katalógy hviezd a údaje pozorovaní, ktoré boli v tomto období k dispozícii, nestacili
ešte na definitívne vyriešenie otázky skutocnej štruktúry a rotácie Galaxie. Bolo pritom
zrejmé, že vzhladom na velký pocet hviezd nie je nádej získat obraz o štruktúre
hviezdnej sústavy meraním presných polôh a vzdialeností všetkých hviezd. V
astronomickom výskume sa tak prvý raz zacali používat štatistické metódy a štruktúra
Galaxie sa zacala skúmat na základe reprezentatívnych vzoriek hviezd z rôznych
smerov Galaxie.
Exaktné stelárno štatistické základy výskumu Galaxie vybudovali zaciatkom 20.
storocia Hugo von Seeliger (1849-1924) a J. C. Kapteyn. Ich metódy, vychádzajúce z
pozorovaného poctu hviezd do urcitej hviezdnej velkosti vo vybraných smeroch oblohy
(Kapteynove polia), definitívne potvrdili, že naša hviezdna sústava má velmi sploštený
tvar. Slnko zostávalo nadalej v strede, resp. takmer v strede hviezdnej sústavy.
Podstatný pokrok vo výskume štruktúry Galaxie dosiahol roku 1918 Harlow Shapley
(1885-1972) zistením presných vzdialeností 69 gulových hviezdokôp. Shapley dokázal,
že Slnko sa nachádza velmi daleko od centra hviezdnej sústavy, ležiaceho v smere
súhvezdia Strelec vo vzdialenosti takmer 40 000 svetelných rokov (novšie urcené
spolahlivejšie hodnoty tejto vzdialenosti sa len málo líšia od hodnoty, ktorú odvodil).
Tak sa definitívne dokázalo, že Zem, planéta Slnka, nemá nijaké výsadné postavenie
ani vo hviezdnej sústave.
V rokoch 1926-1927 švédsky astronóm Bertil Lindblad (1895-1965) a holandský
astronóm Jan Hendrik Oort (nar. 1900) objasnili kinematiku Galaxie odvodením
presných matematických vztahov galaktickej rotácie a potvrdením tejto rotácie na
základe pozorovaných vlastných pohybov a radiálnych rýchlostí hviezd. Postupne sa
ukázalo, že Slnko so svojou planetárnou sústavou obieha okolo centra Galaxie
rýchlostou 250 km/s a že jeden obeh vykoná za 230 miliónov rokov. Zo zistenej
rýchlosti rotácie sa dala prvý raz spolahlivejšie urcit aj celková hmotnost Galaxie na
približne 150 miliárd hmotností Slnka. Už predtým na základe štatistických výskumov
prišli F. H. Seares a Pieter van Rhijn (1886-1960) k záveru, že Galaxia musí mat
minimálne 30 miliárd hviezd. Roku 1930 Robert Julius Trumpler (1886-1956) potvrdil
medzihviezdnu absorpciu svetla a z pozorovaní odvodil jej velkost; dôsledkom tohto
objavu bola revízia stelárno štatistických prác o stavbe Galaxie, z ktorej vyplynula pre
hmotnost Galaxie hodnota 150 miliárd hviezd zhodne s výsledkom štúdia galaktickej
rotácie. V tom istom roku objavil americký astronóm Clyde William Tombaugh (nar.
1906) poslednú známu planétu slnecnej sústavy Pluto. Roku 1944 Walter Baade
(1893-1960) zistil, že naša hviezdna sústava je komplexom zloženým z hviezdnych
populácií rôzneho veku a štruktúry; roku 1947 V. A. Ambarcumian objavil skupiny
velmi mladých hviezd, hviezdne asociácie.
Otázka, ci je naša Galaxia jedinou hviezdnou sústavou vo vesmíre, ostávala celkom
otvorená až do dvadsiatych rokov nášho storocia. V rokoch 1916-1924 sa o tomto
probléme rozvinula rozsiahla a ostrá polemika, svedciaca o rozpornosti pozorovaných
údajov. Roku 1920 sa uskutocnila vedecká debata pred americkou Národnou
akadémiou vied medzi hlavnými predstavitelmi dvoch protichodných smerov: Heber
Doust Curtis (1872-1942) obhajoval názor o existencii mnohých galaxií ("vesmírnych
ostrovov"), H. Shapley bol zástancom (jedným z posledných) názoru o výnimocnosti a
ojedinelosti našej hviezdnej sústavy. Otázka sa definitívne vyriešila v rokoch
1924-1925, ked Edwin Powell Hubble (1889-1953) pomocou 2,5 m dalekohladu
observatória na Mount Wilsone (postaveného roku 1918) rozložil na jednotlivé hviezdy
okrajové casti niektorých špirálových hmlovín a tak dokázal ich hviezdny charakter.
Rozsiahly výskum vzdialených hviezdnych sústav umožnil potom coskoro vytvorit prvú
klasifikáciu galaxií (Hubble, 1925), ktorá sa v podstate používa dosial: eliptické,
špirálové, šošovkovité a nepravidelné galaxie.
Roku 1929 prišiel Hubble na jeden z najväcších objavov astronómie nášho storocia - na
rozpínanie vesmíru, ku ktorému dospel porovnaním vzdialeností galaxií s ich radiálnymi
rýchlostami, odvodenými z pozorovaného cerveného posunu ich spektrálnych ciar.
Radiálnu rýchlost zmeral Vesto Melvin Slipher (1875-1969) prvýkrát roku 1912 pri
galaxii M 31 a neskôr i pri viacerých dalších. Hubble sa pri svojom objave opieral o
merania Sliphera a Miltona Humasona (1891-1972). Objavom gulových hviezdokôp v
galaxiách roku 1934 dokázal Hubble podobnost medzi špirálovými galaxiami a našou
hviezdnou sústavou. Spektrálnym výskumnom galaxií sa zaoberal najmä Carl Keenan
Seyfert (1911-1960), ktorý roku 1943 objavil galaxie (pomenované po nom) s
búrlivými pohybmi plynových más v ich jadrových oblastiach; boli to prvé objavené
galaxie s aktívnymi jadrami. V urcovaní presných vzdialeností galaxií sa dosiahol
podstatný pokrok pozorovaniami na novopostavenom 5 m dalekohlade observatória na
Mount Palomare (uvedený do cinnosti roku 1948). Roku 1952 W. Baade zistil, že
jestvujú dva druhy premenných hviezd cefeíd, ktoré sa používali ako základ
fotometrického urcovania vzdialenosti galaxií. Tento objav vyvolal revíziu škály
mimogalaktických vzdialeností, a tým aj spresnenie Hubblovej konštanty, vyjadrujúcej
rýchlost rozpínania vesmíru.
Expanzia celého známeho vesmíru, zistená a neskôr definitívne potvrdená
pozorovaniami, našla svoje teoretické vysvetlenie v nestacionárnych modeloch
vesmíru, ktoré teoreticky odvodil už pred Hubblovým objavom v rokoch 1922-1924
leningradský matematik Alexandr Alexandrovic Fridman (1888-1925) na základe
všeobecnej teórie relativity, sformulovanej roku 1916 geniálnym fyzikom Albertom
Einsteinom (1879-1955). Nezávisle od Fridmana odvodil nestacionárne modely vesmíru
Georges Edouard Lemaître (1894-1966), ktorý ich navyše dal do súvisu s objavenou
expanziou vesmíru a dospel k záveru o horúcom, superhustom zaciatku vývoja nášho
vesmíru. Teóriu zaciatku vývoja vesmíru mohutnou explóziou - big bangom - teoreticky
dôkladne rozpracoval roku 1948 George Anthony Gamow (1904-1968). Náš vesmír sa
podla tejto teórie, potvrdzovanej novšími objavmi, zacal vyvíjat približne pred 15
miliardami rokov.