Historie astronomie › Stelární astronomie

Mezihvězdná látka

Koncem 19. století započal výzkum temných mlhovin. Největší zásluhu v propracování tohoto směru výzkumu měl americký astronom Edward Emerson Barnard (1857 - 1923). První práci o temné mlhovině v souhvězdí Střelce uveřejnil v roce 1884. Od začátku 20. století prováděl výzkum za pomoci fotografických snímků. V letech 1905 - 1916 publikoval sérii článků, v nichž popsal nejznámější temné mlhoviny severní oblohy. Na základě jejich studia objasnil, že jde o stínící prach a plyn ležící mezi pozorovatelem a vzdálenými hvězdami. Až posmrtně v roce 1927 vychází jeho celoživotní dílo A Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way česky Fotografický atlas vybraných částí Galaxie.

Problematikou mezihvězdné absorpce se zabývali astronomové od poloviny 19. století, kdy např. Struve vyzdvihl myšlenku existence absorpce světla v mezihvězdném prostoru. Jako první nalezl v roce 1904 německý astrofyzik Johannes Franz Hartmann (1865 - 1936) ve spektru dvojhvězdy $ {\delta}$ Orionis úzkou spektrální čáru K Ca II o laboratorní vlnové délce $ {\lambda} = 393,4\,$nm , která se nevyznačovala periodickými posuvy na rozdíl od ostatních proměřovaných vodíkových a heliových čar. Periodické posuvy jsou vyvolány oběhem složek kolem společného hmotného středu. Tuto skutečnost Hartmann objasnil v práci Investigations on the spectrum and orbit of $ {\delta}$ Orionis česky Výzkum spektra a dráhy $ {\delta}$ Orionis existencí vápníku v mezihvězdné látce. Následovaly objevy K čáry Ca II u dalších spektroskopických dvojhvězd. V roce 1919 byly objeveny čáry D$ _2$ a D$ _1$ Na I u hvězd raných spektrálních typů, čímž byl v mezihvězdném látce nalezen sodík. Kanadský astrofyzik John Stanley Plaskett (1865 - 1941) v dvacátých létech 20. století ukázal, že rychlost odvozená z vápníkových a sodíkových čar je u přibližně 50 hvězd zpravidla menší než odvozená z jiných čar. Tak byla původní Hartmannova myšlenka aplikována na soubor hvězd, což vedlo k definitivnímu potvrzení existence mezihvězdné látky.

K názoru, že prostor mezi hvězdami je zaplněn mezihvězdnou látkou, dospěl na základě studia statistického rozložení hvězd rovněž německý astrofyzik Franz Joseph Maxmilián Wolf (1863 - 1932).

Výzkum objevil absorpční a rozptylové vlastnosti mezigvězdné látky. Absorpce by se podle Eddingtonovy myšlenky z roku 1926 měla více projevovat u vzdálenějších hvězd. Proto americký astrofyzik ruského původu Otto von Struve (1897 - 1963) prozkoumal zhruba 2000 hvězd. Zjistil, že mezihvězdná absorpce je větší poblíž galaktického rovníku.

Existenci mezihvězdné absorpce plně prokázal v roce 1930 americký astrofyzik švýcarského původu Robert Julius Trümpler (1886 - 1956). Vycházel z výzkumu otevřených hvězdokup a analýzy změny jejich jasnosti a úhlových rozměrů se vzdáleností. Podle původní Trümplerovy práce zeslabení světla činilo průměrně zhruba 0,5 mag na 1 kpc.

K zeslabování světla při jeho průchodu mezihvězdnou látkou dochází především v důsledku rozptylu, což se projevuje v celém rozsahu vlnových délek. Jde tudíž o částice větší než atomy a molekuly, které by světlo absorbovaly jen na určitých vlnových délkách. Mezihvězdná látka je tvořena ledovými zrny kondenzovaného vodíku, kyslíku, uhlíku, železa a dalších prvků, jejichž velikost je přibližně 0,1 nm. Při tomto rozměru rozptyl závisí nepřímo úměrně na vlnové délce světla. Proto světlo některých hvězd se jeví více červenější, přesněji je více rozptylována modrá část spektra hvězd.

Jan Hendrik Oort
 Holandský astronom Jan Hendrik Oort (1900 - 1992) si roku 1932 uvědomil, že existující mezihvězdná látka se musí projevovat gravitací. Na základě pozorování pohybu hvězd v okolí Slunce a analýzy maximální výšky $ z$ nad galaktickou rovinu, kam se hvězdy při svém pohybu přesunou, stanovil velikost působící gravitační síly. Z ní odvodil rozložení hmoty a její hustotu.

V roce 1939 zkoumal dánský astronom Bengt Georg Daniel Strömgren (1908 - 1987) ionizaci a excitaci atomů mezihvězdného vodíku. Dospěl k závěru, že kolem horkých hvězd v důsledku působení ultrafialového záření se vytváří oblasti H II ionizovaného vodíku. Propočítal poloměr těchto tzv. Strömgrenových zón.


Základy stelární astronomie Rotace Galaxie