Výskum hviezdnych sústav

Stavbu našej hviezdnej sústavy, Galaxie, začali podrobnejšie skúmať už koncom 18. a začiatkom 19. Storočia 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 Mliečnej ceste, ktorou prebieha hlavná rovina celej našej hviezdnej sústavy. Porovnaním svojho teoretického odhadu počtu hviezd pozorovateľných ďalekohľadom so skutočne pozorovaným, oveľa nižším počtom hviezd dospel Struve k záveru, že medzihviezdny priestor nemožno pokladať za absolútne priezračný. Roku 1859 sa prvýkrát zaoberal problémom rotácie celej hviezdnej sústavy Marian Albertovič Kovaľskij (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 určil smer stredu našej hviezdnej sústavy.

Katalógy hviezd a údaje pozorovaní, ktoré boli v tomto období k dispozícii, nestačili ešte na definitívne vyriešenie otázky skutočnej štruktúry a rotácie Galaxie. Bolo pritom zrejmé, že vzhľadom na veľký počet hviezd nie je nádej získať obraz o štruktúre hviezdnej sústavy meraním presných polôh a vzdialeností všetkých hviezd. V astronomickom výskume sa tak prvý raz začali používať štatistické metódy a štruktúra Galaxie sa začala skúmať na základe reprezentatívnych vzoriek hviezd z rôznych smerov Galaxie.

Exaktné stelárno štatistické základy výskumu Galaxie vybudovali začiatkom 20. storočia Hugo von Seeliger (1849-1924) a J. C. Kapteyn. Ich metódy, vychádzajúce z pozorovaného počtu hviezd do určitej hviezdnej veľkosti vo vybraných smeroch oblohy (Kapteynove polia), definitívne potvrdili, že naša hviezdna sústava má veľmi sploštený tvar. Slnko zostávalo naďalej 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 guľových hviezdokôp. Shapley dokázal, že Slnko sa nachádza veľmi ďaleko od centra hviezdnej sústavy, ležiaceho v smere súhvezdia Strelec vo vzdialenosti takmer 40 000 svetelných rokov (novšie určené spoľahlivejšie 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 vzťahov 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 rýchlosťou 250 km/s a že jeden obeh vykoná za 230 miliónov rokov. Zo zistenej rýchlosti rotácie sa dala prvý raz spoľahlivejšie určiť aj celková hmotnosť 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 veľkosť; dôsledkom tohto objavu bola revízia stelárno štatistických prác o stavbe Galaxie, z ktorej vyplynula pre hmotnosť 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 slnečnej 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 veľmi mladých hviezd, hviezdne asociácie.

Otázka, či je naša Galaxia jedinou hviezdnou sústavou vo vesmíre, ostávala celkom otvorená až do dvadsiatych rokov nášho storočia. V rokoch 1916-1924 sa o tomto probléme rozvinula rozsiahla a ostrá polemika, svedčiaca o rozpornosti pozorovaných údajov. Roku 1920 sa uskutočnila vedecká debata pred americkou Národnou akadémiou vied medzi hlavnými predstaviteľmi 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 výnimočnosti a ojedinelosti našej hviezdnej sústavy. Otázka sa definitívne vyriešila v rokoch 1924-1925, keď Edwin Powell Hubble (1889-1953) pomocou 2,5 m ďalekohľadu observatória na Mount Wilsone (postaveného roku 1918) rozložil na jednotlivé hviezdy okrajové časti niektorých špirálových hmlovín a tak dokázal ich hviezdny charakter. Rozsiahly výskum vzdialených hviezdnych sústav umožnil potom čoskoro vytvoriť prvú klasifikáciu galaxií (Hubble, 1925), ktorá sa v podstate používa dosiaľ: eliptické, špirálové, šošovkovité a nepravidelné galaxie. Roku 1929 prišiel Hubble na jeden z najväčších objavov astronómie nášho storočia - na rozpínanie vesmíru, ku ktorému dospel porovnaním vzdialeností galaxií s ich radiálnymi rýchlosťami, odvodenými z pozorovaného červeného posunu ich spektrálnych čiar. Radiálnu rýchlosť zmeral Vesto Melvin Slipher (1875-1969) prvýkrát roku 1912 pri galaxii M 31 a neskôr i pri viacerých ďalších. Hubble sa pri svojom objave opieral o merania Sliphera a Miltona Humasona (1891-1972). Objavom guľových hviezdokôp v galaxiách roku 1934 dokázal Hubble podobnosť 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 ňom) s búrlivými pohybmi plynových más v ich jadrových oblastiach; boli to prvé objavené galaxie s aktívnymi jadrami.

V určovaní presných vzdialeností galaxií sa dosiahol podstatný pokrok pozorovaniami na novopostavenom 5 m ďalekohľade observatória na Mount Palomare (uvedený do činnosti roku 1948). Roku 1952 W. Baade zistil, že jestvujú dva druhy premenných hviezd cefeíd, ktoré sa používali ako základ fotometrického určovania vzdialenosti galaxií. Tento objav vyvolal revíziu škály mimogalaktických vzdialeností, a tým aj spresnenie Hubblovej konštanty, vyjadrujúcej rýchlosť 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 Alexandrovič 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 začiatku vývoja nášho vesmíru. Teóriu začiatku vývoja vesmíru mohutnou explóziou - big bangom - teoreticky dôkladne rozpracoval roku 1948 George Anthony Gamow (1904-1968). Náš vesmír sa podľa tejto teórie, potvrdzovanej novšími objavmi, začal vyvíjať približne pred 15 miliardami rokov.