Astronomie počátku 20. století

Počátek dvacátého století se v astronomii kromě kosmologických teorií nesl ve znamení studia hvězného vesmíru a jednou z prvních řešených otázek byla problematika struktury a rotace naší Galaxie.

Poprvé na možnost rotace Galaxie upozornil švédský astronom Johann August Gyldén (1841 - 1896), který v roce 1871 objevil zákonitosti v pohybu hvězd, jež by mohly být důsledkem rotace Galaxie. Na základě svých pozorování se také snažil určit směr, v němž se nachází střed Galaxie.
Astronomové snažící se určit strukturu naší Galaxie se začali potýkat s tím, že není možné přesně sledovat velké množství hvězd, které jsou součástí Galaxie (na počátku století se odhadovalo, že Galaxie zahrnuje asi 30 miliard hvězd - i když ne všechny můžeme pozorovat), a tak se začátkem 20. století poprvé využívalo statistické metody a struktura Galaxie se začala zkoumat na základě vzorku hvězd. Touto metodou pracovali zejména německý astronom Hugo von Seeliger (1849 - 1924) a holandský astronom Jacobus C. Kapteyn (1851 - 1922). Oba zkoumali ve vybraných směrech oblohy hvězdy do určité hvězdné velikosti a na základě získaných poznatků dovodili, že naše Galaxie má tvar zploštělého disku. A v roce 1918 americký astronom Harlow Shapley (1885 - 1972) dokázal, že Slunce se nachází ve vzdálenosti necelých 40.000 světelných let od středu Galaxie (průměr celé Galaxie je odhadován na 100.000 světelných let). Tímto poznatkem byla naše soustava a s ní i Země odsunuta na "periferii" - první kosmologické modely stavěly Zemi do středu vesmíru, který později zabralo Slunce, a nyní se ukázalo, že žádné z těchto těles nemá nijaké mimořádné postavení ve vesmíru. A ještě v roce 1920 se na půdě americké Národní akademie věd rozvinula vědecká debata, zda je ve vesmíru více galaxií, a zda naše Galaxie má nějaké výsadní postavení. Obhájcem existence mnoha galaxií byl zejména Heber D. Curtis (1872 - 1942), jeho nejvážnějším protivníkem (a nutno dodat, že jedním z posledních) byl H. Shapley. Shapley sice připouštěl, že mlhoviny mohou být za hranicemi Galaxie, ale prohlašoval, že tyto objekty nemají charakter hvězdné soustavy. Myšlenka o mnohosti galaxií ve vesmíru se přitom ve větší míře začala šířit již koncem 19. století, když ji podporovali zejména německý astrofyzik J. Scheiner (1858 - 1913) a anglický astronom W. Maunder (1851 - 1928). Je zajímavé, že Scheiner svůj názor opíral o poznatky získané pozorováním spektra mlhoviny v Andromedě. Spor byl definitivně rozřešen v roce 1925, kdy se Edwinu P. Hubblemu (1889 - 1953) podařilo prokázat hvězdný charakter některých mlhovin. Hubble ke svým pozorováním použil reflektor observatoře Mount Wilson v Kalifornii s průměrem 254 cm, který byl uveden do provozu v roce 1917. Na fotografiích mlhovin v Andromedě, v souhvězdí Trojúhelníka a NGC 6822 se mu podařilo podařilo na vnějších částech rozlišit jednotlivé hvězdy. Hubbleho objev hvězdné struktury mlhovin se tak stal prvním krokem mimogalaktické astronomie.
V letech 1926 - 1927 potvrdili rotaci naší Galaxie, na základě pozorování vlastních pohybů a radiální rychlosti hvězd, švédský astronom Bertil Lindblad (1895 - 1965) a holandský astronom Jan H. Oort (1900 - 1992). Později bylo zjištěno, že Slunce oběhne střed Galaxie jednou za 230 miliónů roků a jeho rychlost je asi 250 km/s. Ze zjištěné rotace se poprvé dala přibližně určit hmotnost Galaxie, která je přibližně 150 miliard hmotností Slunce.
Nový pohled astrofyziky na vývoj hvězd přinesl Hertzsprungův-Russelův diagram, který sestavil v roce 1913 americký astronom Henry N. Russel (1887 - 1957) na základě poznatků získaných dánským astronomem Ejnarem Hertzsprungerem (1873 - 1967). Zjednodušeně řečeno představuje diagram vztah mezi spektrálním typem hvězdy (povrchovou teplotou) a její svítivostí (jasností). Z diagramu vyplynulo, že většina hvězd je zahrnuta v hlavním diagonálním pásu (hůlavní posloupnost) a menší část obsazuje horizontální část v oblasti vysokých svítivostí (veleobři) a v oblasti nejnižších jasností (trpaslíci); později byl diagram doplněn dalšími větvemi, které se rozkládají nad nebo pod větvemi základními. Naše Slunce přitom leží téměř ve středu hlavní posloupnosti a nejenom podle velikosti a zářivosti je průměrnou hvězdou. Hertzsprungův-Russelův diagram umožňuje graficky znázornit, jak se hvězda vyvíjí - projevuje se to jejím putováním po jednotlivých oblastech diagramu.
Další prudce se rozvíjející se oblastí bylo spektroskopické zkoumání vzdálených hvězd; první použitelné spektrogramy hvězd (fotografie spekter) pořídil v roce 1875 sir William Huggins (1824 - 1910), který začal používat suché fotografické desky. Aplikací teorie záření absolutně černého tělesa, kterou v roce 1900 vypracoval Max Planck (1858 - 1947), se dařilo vypočítat rozdělení intenzity záření ve spektru a z pozorovaného spektra bylo odvozeno celkové množství vyzářené energie a teplota hvězdy. A studium spektrálních čar hvězd umožnilo dokázat, že chemické složení hvězd je v podstatě shodné a pozorované rozdíly mají na svědomí odlišné podmínky v atmosféře jednotlivých hvězd. V roce 1930 se díky zkoumání profilů spektrálních čar podařilo určit, že hvězdy, obdobně jako naše Slunce, rotují. O tento objev se zasloužili americký astronom Christian T. Elvey (1899 - 1970) a ruský astrofyzik Grigorij A. Šajn (1892 - 1956).
Na přelomu 19. a 20. století se fyzici a astronomové začali zajímat také o vnitřní strukturu hvězd. Zřejmě první zveřejněnou prací z této oblasti je kniha švýcarského astrofyzika Roberta J. Emdena z roku 1907 s názvem "Gaskugeln" ("Plynové koule"). Jak už sám název práce ukazuje, považoval Emden hvězdy za tělesa vytvořená z ideálního plynu. Podle jeho předpokladů měla ve středech hvězd panovat teplota několika miliónů stupňů. V roce 1913 navázal na předchozí teorii polský fyzik Czeslaw Bialobrzeski (1878 - 1953), který dokázal, že uvnitř hvězd působí kromě tlaku plynu také tlak záření. K teorii vnitřního uspořádání hvězd pak přispěl v roce 1921 anglický teoretik Arthur S. Eddington (1882 - 1944), který vypočítal první model hvězdy.
Jedním z největších objevů první třetiny dvacátého století se stalo zjištění rozpínání vesmíru; v roce 1929 k tomuto závěru dospěl americký astronom Edwin P. Hubble. Ke zjištění rozpínání vesmíru ho vedlo porovnávání vzdáleností galaxií s jejich radiálními rychlostmi, jež byly určovány z červeného posunu jejich spektrálních čar. Mimochodem, poprvé se podařilo změřit radiální rychlost v roce 1912 u již zmíněné galaxie M31 ze souhvězdí Andromedy a autorem objevu byl americký astronom Vesto M. Slipher (1875 - 1969). O expanzi vesmíru ale už v roce 1924 uvažoval ruský matematik a kosmolog Alexandr A. Friedmann (1888 - 1925), který na základě všeobecné teorie relativity Alberta Einsteina (1879 - 1955) vytvořil nestacionární model vesmíru. Einstein svou všeoecnou teorii relativity zveřejnil v roce 1921, když již předtím, v roce 1905, publikoval svou speciální teorii relativity.
První třetina 20. století se nevyznačoval jen stelární (hvězdnou) astronomií. Také v rámci Sluneční soustavy došlo k významným objevům, z nichž nejznámější je nalezení planety Pluto. Devátou planetu objevil v únoru 1930 americký astronom Clyde W. Tombaugh (1906 - 1997), když zkoumal fotografie oblohy pořízené 23. a 29. ledna 1930. První odhady její velikosti hovořily o průměru 25.000 km a hmotnosti šestinásobku Země, a proto nepanovaly žádné pochybnosti o zařazení mezi planety. Později se Pluto "zmenšovalo"; joho průměr se např. v roce 1949 odhadoval na 10.000 km a současná hodnota je 2306 km. To a další skutečnosti vedly k tomu, že v srpnu 2006 rozhodla Mezinárodní astronomické unie změnit status Pluta a vyřadit jej ze souboru planet a zřídila novou kategorii - trpasličí planety. Mezi trpasličí planety pak byly ještě zařazeny Ceres (průměr 975 km), Haumea (průměr 1150 km), Makemake (průměr 1500 km) a Eris (s průměr 2400 km převyšuje velikost Pluto). Pluto tak následovalo Ceres, která byla astronomy po svém objevu 1. ledna 1801 také zařazena mezi planety a teprve později, když zjišťovali další a další objekty mezi drahami Marsu a Jupitera, uznali svůj omyl a zavedli kategorii "planetky". K tomu malá poznámka: do současnosti bylo na nejrůznějších drahách ve Sluneční soustavě pozorováno asi půl miliónu planetek a u více než dvou set tisíc byla přesně určena jejich dráha.
Poslední oblastí, jíž se dotkne tento článek, je radioastronomie (celému oboru hodlám věnovat jeden z příštích článků, protože řada objevů moderní astronomie vděčí za svůj objev právě radioastronomii). Poprvé zachytil rádiové záření přicházející z vesmíru v roce 1931 americký inženýr (českého původu) Bellových laboratoří Karl G. Jansky (1905 - 1950), když při práci na řešení úkolu dálkového telefonního spojení přes Atlantský oceán zachytil rádiový šum oblohy. O svém objevu poprvé referoval v následujícím roce a některé prameny uvádějí rok 1932 jako rok zrodu radioastronomie. Pozdější měření ulázala, že toto záření přichází ze středu naší Galaxie.
První radioteleskop s pohyblivou anténou pak byl postaven už roku 1936 a zasloužil se o to americký inženýr a amatérský astronom Grote Reber (1911 - ?). Jeho radioteleskop měl anténu o průměru 950 cm a pracoval na vlnové délce 60 cm. Radioastronomie se potom začala bouřlivě rozvíjet až po skončení druhé světové války.

HLAVNÍ PRAMENY:
[1] R. Čeman, E. Pittich: Vesmír 1 Sluneční soustava, Mapa Slovakia Bratislava 2002
[2] J. Grygar: V hlubinách vesmíru, Albatros, Praha 1975
[3] J. Grygar, Z. Horský, P. Mayer: Vesmír, Mladá fronta, Praha 1979
[4] O. Hlad, J. Pavlousek: Vesmír jistot a otazníků, Pressfoto, Praha 1978
[5] F. Martinek: Planet je už navždy osm - in: Svět speciál, Extra Publishing, Brno 2009
[6] J. G. Perel: Dějiny představ o vesmíru, Nakl. politické literatury, Praha 1964

-----
Příště: Americký raketoplán Bell X-2; plánované zveřejnění: 27.9.2011.