Nástup astrofyziky

Zmerané vzdialenosti hviezd, prevyšujúce niekoľko stotisícnásobne vzdialenosť Slnka od Zeme, dokázali správnosť predstavy, že hviezdy sú v skutočnosti vzdialené slnká. Pozornosť astronómie v polovici minulého storočia sa tak sústredila predovšetkým na výskum Slnka a hviezd. Pri astronomických pozorovaniach sa pritom začala využívať fotografia, spektroskopia a spektrálna analýza. Zavedenie týchto fyzikálnych metód do astronomickej praxe znamenalo súčasne začiatok nového odvetvia astronómie - astrofyziky, ktorá pomocou známych fyzikálnych zákonov umožnila vysvetliť stavbu, zloženie a vlastnosti nebeských telies.

Metódu, ktorou sa dajú získať fotografické snímky na kovové dosky, objavil roku 1839 Francúz Louis Jacques Mandé Daguerre (1789-1851): obraz zachytený optickým systémom na striebornú platňu, na ktorú pôsobili jódové pary, stáva sa trvalo viditeľným pomocou ortuťových 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 veľkou svetelnosťou na základe vlastného teoretického výpočtu.

Dagerotypia sa začala ihneď využívať 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 veľmi kvalitný obraz Mesiaca a roku 1857 prvú fotografiu dvojhviezdy (Mizar). August Ludwig Busch (1804-1855) prvý vyfotografoval slnečnú korónu pri zatmení Slnka roku 1851, prvé fotografie slnečných protuberancií sa získali roku 1858.

Súbežne s rozvojom fotografických metód sa konštruovali väčšie a kvalitnejšie ďalekohľady. Roku 1845 írsky astronóm lord Rosse (sir William Parsons, 1800-1867) uviedol do činnosti svoj veľký reflektor s kovovým zrkadlom priemeru 183 cm. Objavil ním prvú známu špirálovú hmlovinu M 51 v Poľovných 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. storočia skonštruoval A. G. Clark ešte väčšie 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 hľadiska astronomickej fotografie mali ešte väčší význam nové veľké reflektory s postriebreným skleným zrkadlom, ktoré mali oveľa vyššiu svetelnosť. 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 Angličania Calver a Common. Tento ďalekohľad bol neskôr presunutý na Lickovo observatórium, kde ním dosiahol výborné fotografie hmlovín riaditeľ observatória James Edward Keeler (1857-1899). Common zhotovil roku 1891 ešte väčší, 153 cm reflektor; optické kvality tohto prístroja však zaostali za predchádzajúcim 90 cm reflektorom.

Úspech využívania fotografických metód v spojení s výkonnými ďalekohľadmi bol veľký vo všetkých oblastiach astronómie. Fotografické metódy sa stali ešte účinnejšími, keď anglický astronóm amatér Warren de la Rue (1815-1889) zaviedol do astronomickej praxe mokré fotografické dosky. Svojou metódou získal veľmi 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 počas zatmenia Slnka získal fotografie protuberancií a dokázal, že sú slnečnými útvarmi. V rokoch 1876-1882 začal sir William Huggins (1824-1910) používať s veľkým úspechom oveľa citlivejšie suché fotografické dosky na fotografovanie komét, hviezd a hmlovín. V rokoch 1886-1892 zmerali v Oxforde fotografickou metódou vzdialenosti 30 hviezd; čoskoro nato v Groningene určil Jacobus Cornelius Kapteyn (1851-1922) fotograficky vzdialenosti 250 hviezd (1900). Fotografická metóda sa veľmi 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 veľký počet fotografií rôznych oblastí oblohy s množstvom neznámych, zväčša špirálových hmlovín; na viacerých doskách boli stá takýchto hmlovín a dalo sa odhadnúť, 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 časť 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 začal objavom spektrálnej analýzy; podnietili ho viaceré pozorovania slnečného spektra. Už roku 1802 anglický chemik a fyzik William Hyde Wollaston (1766-1828) objavil v spektre Slnka neurčité tmavé čiary. Systematickému výskumu slnečného spektra Sa Venoval Joseph Von Fraunhofer (1787-1826). Zdokonalenou pozorovacou metódou roku 1814 objavil v spektre Slnka 567 tmavých, ostro ohraničených čiar (Fraunhoferove čiary). Najvýraznejšie čiary označil dosiaľ používanými písmenami. Fotografickú metódu použili na štúdium slnečného spektra roku 1842 fyzik Alexandre Edmond Becquerel (1820-1891) a chemik John William Draper (1811-1882); Fraunhoferove čiary 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 vzťahu pomer medzi absorpciou a emisiou žiarenia pri určitej vlnovej dĺžke s absolútnou teplotou prostredia. Kirchhoff s Bunsenom dokázali, že Fraunhoferove čiary patria známym prvkom: sodíku, železu, vápniku a ďalším nachádzajúcim sa v slnečnej atmosfére v plynovom stave. Položili tak základ spektrálnej analýzy, ktorá umožňuje skúmať fyzikálne a chemické vlastnosti vesmírnych telies pozorovaniami ich spektra. Spektrálna analýza sa začala využívať hneď po jej objave. Anders Jöns Angström (1814-1874) premeral v slnečnom spektre vlnové dĺžky 1000 čiar a na základe Kirchhoffovej analýzy v ňom dokázal prítomnosť 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 slnečnom spektre jasnožltú čiaru dovtedy neznámeho prvku hélia.

Veľmi kvalitné spektrum Slnka získal roku 1898 fotograficky Henry Augustus Rowland (1848-1901 ); zmeral v ňom až 23 000 spektrálnych čiar a spektrálnou analýzou v nich identifikoval čiary veľkého počtu známych chemických prvkov.

Zakladateľom hviezdnej spektroskopie sa stal W. Huggins, ktorý spektrálnym výskumom dokázal plynový charakter niektorých hmlovín (1864) a prítomnosť uhlíkových zlúčenín v kométach (1868). V tomto období dokázal taliansky astronóm Giovanni Virginio Schiaparelli (1835-1910) spojitosť 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 prítomnosť vodíka a ďalších 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 čiar umožňuje určiť radiálnu rýchlosť pozorovaného objektu na základe vzťahu, ktorý odvodil Christian Johann Doppler (1803-1853) roku 1842 (Dopplerov jav). Vizuálnym spektroskopickým pozorovaním určil radiálnu rýchlosť hviezd už roku 1868 W. Huggins, jeho vizuálne pozorovania však boli zaťažené značnou 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 určil touto metódou rotáciu Slnka. O rozvoj techniky merania radiálnych rýchlostí sa pričinil najmä Aristarch Apollonovič Belopoiskij (1854-1934) v Pulkove a William Wallace Campbell (1862-1938) na Lickovom observatóriu.

Chybu v určení radiálnej rýchlosti znížili na ± 1 km/s.

Objav rozštiepenia spektrálnych čiar účinkom magnetického poľa (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 dokázať prítomnosť magnetických poli v oblasti slnečných škvŕn (George Ellery Hale, 1868-1938).

Pre astrofyziku mal zásadný význam aj rozvoj fotometrických metód na určovanie jasnosti hviezd. Metódu na vizuálne určenie zdanlivej jasnosti premenných hviezd odvodil F. W. A. Argelander. Presnú definíciu hviezdnych veľkostí 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, veľmi 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 ďalších 36 682 slabších hviezd. Presnú fotografickú metódu určenia jasnosti hviezd meraním hustoty sčernenia obrazov hviezd na negatíve vynašiel riaditeľ 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. Účinnosť tejto fotoelektrickej metódy sa podstatne zvýšila objavom fotonásobiča roku ĺ940. Na dosiahnutie jednotnej fotometrickej škály zdanlivých jasností hviezd navrhol Frederik H. Seares(1873-1964) používal veľmi presne zmerané magnitúdy hviezd z oblasti severného svetového pólu. Searesov katalóg veľmi 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.

Veľmi účinným teoretickým nástrojom modernej astrofyziky je Hertzsprungov-Russellov diagram, vyjadrujúci vzťah medzi spektrálnym typom a svietivosťou 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 veľké skupiny s veľmi odlišnou svietivosťou; preto vyslovil domnienku, že medzi hviezdami treba rozlišovať' "obrov" a "trpaslíkov". H. N. Russell približne v tom čase zistil, že jestvuje výrazná korelácia medzi spektrálnym typom hviezd a ich svietivosťou. Graficky vyjadrenú závislosť medzi spektrom a svietivosťou 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 väčšina hviezd tvorí na ňom hlavnú postupnosť - úzky diagonálny pás, kým menšia časť 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 svietivosťou (obrov) a hviezd s nízkou svietivosťou (trpaslíkov) na odvodenie veľmi dôležitej spektroskopickej metódy určenia absolútnej jasnosti, a tým aj vzdialenosti hviezd. Roku 1915 W. S. Adams odfotografoval spektrum Síriovho sprievodcu a dokázal, že je to veľmi 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 vďačí 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, podľa ktorého vlnová dĺžka maximálnej intenzity žiarenia absolútne čierneho telesa klesá s rastúcou teplotou telesa (Wienov zákon posunu). Teóriu žiarenia absolútne čierneho telesa vypracoval roku 1900 Max Planck (1858-1947); vzťah, ktorý Planck odvodil, umožňoval pre Ľubovolnú teplotu vypočítať rozdelenie intenzity žiarenia v spektre a z pozorovaného spektra tak určiť 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 čiar hviezd poskytla precízny základ ionizačná teória, ktorú vypracoval roku I920 indický fyzik Megnad Saha (1893-1956). Ukázalo sa, že chemické zloženie hviezd je v podstate veľmi 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 čiar, rozšírených Dopplerovým javom, určil roku 1930 Grigorij Abramovič Šajn (1892-1956), O. Struve a Christian Thomas Elvey (1899-1970).

Už v druhej polovici 19. storočia sa niektorí astronómovia začali zaoberať 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 ďalšiu 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 gúľ. Z Lanovej i Emdenovej teórie vyplývalo, že teplota vo vnútorných oblastiach hviezd musí dosahovať milióny stupňov. Roku 1913 poľský 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 vypočítal prvý model hviezdy (štandardný model), roku 1924 objavil veľmi dôležitý vzťah medzi hmotnosťou a svietivosťou hviezd. Výsledky teoretických prác o vnútornej stavbe hviezd uviedol Eddington vo svojom hlavnom diele Internal Constitution of the Stars (1926). Veľkým 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 spočíva v jadrovej premene vodíka na hélium. Presné pozorovania a merania fyzikálnych charakteristík veľkého množstva hviezd a ich konfrontácia s dôkladne rozpracovanými teóriami a modelmi hviezd, získanými vďaka modernej výpočtovej technike, umožnili dosiahnuť pomerne ucelený obraz o procese vzniku, vnútornej stavby, vývoja a zániku hviezd, vrátane superhustých stavov v záverečných fázach vývoja hviezd vo forme bielych trpaslíkov neutrónových hviezd a čiernych dier.

Priekopnícke práce v tomto smere vykonali Heinrich Vogt (1890-1968), Lev Davydovič Landau (1908-1968), Viktor Amazaspovič Ambarcumian (nar. 1908), Subrahmanan Chandrasekhar (nar. 1910), Fred Hoyle (nar. 1915), Martin Schwarzschild (nar. 1912) a mnohí ďalší. Podstatný pokrok v teórii stavby a vývoja hviezd sa dosiahol najmä zavedením výpočtovej techniky do astronómie.