Historie astronomie › Stelární astronomie

Rotace Galaxie

Z dynamických důvodů bylo zřejmé, že naše Galaxie rotuje. Skupinové pohyby hvězd začaly být zkoumány Kapteynem roku 1904. Rozpracoval teorii, podle níž relativní vzájemné pohyby hvězd jevily pravidelnosti a představovaly dva vzájemně opačné směry pohybu hvězd tzv. Kapteynovy proudy. Byly projevem rotace Galaxie, kterou předpokládala již dříve řada astronomů, mezi nimi např. ruský astronom Marian Albertovič Kovalskij (1821 - 1884).

Z hlediska kinematiky naší hvězdné soustavy Galaxie vyslovil důležitou myšlenku německý astronom Hermann Albert Kobold (1858 - 1942). Vyzdvihl existenci přednostních směrů, kterými se pohybuje větší počet hvězd než směry jinými.

Švédský astronom Bertil Lindblad (1895 - 1965) dokázal, že vytvořený obraz hvězdných proudů je přirozeným důsledkem rotace naší Galaxie, v níž se většina hvězd pohybuje po téměř kruhových drahách kolem jejího středu. Podle zjednodušené teorie rotující Galaxie přímka skutečných vertexů prochází středem Galaxie.

Komplexní objasnění problematiky podal již zmiňovaný Oort, zabývající se studiem stavby a dynamiky Galaxie. V roce 1927 na základě statistického studia radiálních rychlostí a vlastních pohybů hvězd, nacházejících se ve vzdálenostech (300 - 3000) pc od Slunce, v práci Observational evidence confirming Lindblad's hypothesis of a rotation of the galactic system česky Pozorovací důkazy potvrzující Lindbladovu hypotézu o rotaci galaktického systému potvrdil hypotézu Lindblada o rotaci Galaxie kolem jejího středu. Celá soustava se skládá z několika podsystémů hvězd, každý z nich má svůj tvar a obíhá střed Galaxie s určitou rychlostí. Oort prokázal, že vnitřní část rotuje jako tuhé těleso, s rostoucí vzdáleností od středu se zmenšuje rychlost rotace. Stanovil koeficienty určující diferenciální rotaci, tzv. Oortovy konstanty. Propočetl rychlost rotace Galaxie v okolí Slunce na $250\,$km$\cdot$s$^{-1}$ s oběžnou dobou 220 milionů roků. Položil tak základy ke studiu dynamiky Galaxie.

Pracemi Lindblada a Oorta byl potvrzen model Galaxie Shapleyho a vyvrácen Kapteynův, vycházející z nesprávných předpokladů neexistence mezihvězdné absorpce světla a konstantní hodnoty funkce svítivosti v celé Galaxii, která je ve skutečnosti neměnná pouze v blízkém okolí Slunce.

V důsledku objevu mezihvězdné absorpce byly v roce 1930 poopraveny představy o velikosti Galaxie, odhad jejího průměru byl přibližně 3krát zmenšen na zhruba 30 kpc, jak vyplývalo mimo jiné z výpočtů Oorta. Ten detailně zkoumal úlohu mezihvězdné látky v kinematice a dynamice Galaxie a v roce 1932 určil hustotu mezihvězdné látky pomocí složky rychlosti hvězd kolmé k rovině Galaxie. Roku 1938 Oort ukázal, že velká část absorbující látky v Galaxii je soustředěna ve vrstvě s tloušťkou do 200 pc v galaktické rovině, prostorová hustota hvězd roste ve směru ke galaktickému středu, Slunce leží v oblasti s nízkou hustotou hvězd.

Německý astronom žijící od roku 1931 v USA Walter Baade (1893 - 1960) na základě pozorování nejbližších galaxií, zejména M 31, vypracoval ve čtyřicátých létech a publikoval roku 1944 koncepci různých typů hvězdných populací v galaxiích. Navrhl rozdělení hvězd do dvou populací, populace I obsahuje mladé hvězdy rozložené podél galaktického rovníku, které těsně souvisí s mezihvězdnou látkou a zúčastňují se pravidelné rotace galaxií a populace II, kterou tvoří červení obři, hvězdy kulových hvězdokup a některé typy proměnných hvězd. Tyto hvězdy jsou sféricko symetricky koncentrovány ke středu galaxií, tvoří tzv. halo a centrální zhuštění. V dalších letech byla Baadeova klasifikace zdokonalena a rozšířena. Rozlišení hvězd na dva typy populací bylo důležitým krokem k pochopení naší a dalších galaxií, což mělo velký význam jak pro studium struktury galaxie, tak pro teorie vzniku a vývoje hvězd.

Spirální struktura Galaxie byla prokázána v padesátých létech výzkumy v optickém oboru amerických astronomů Donalda Edwarda Osterbrocka (1924 - 2007), Stewarta Sharplesse (1926) a Williama Wilsona Morgana (1906 - 1994), kteří publikovali mapu zářících oblastí ionizovaného vodíku. Ještě důležitější však bylo v roce 1951 potvrzení existence spektrální čáry na vlnové délce 21,1 cm v rádiovém oboru, zjištěné v Austrálii, Holandsku a USA. Hypotézy o existenci záření vodíku v oblastech H I ve spirálních ramenech Galaxie vyslovili roku 1944 holandský astrofyzik Hendrik Christoffel van der Hulst (1918 - 2000) a nezávisle na něm roku 1948 sovětský astrofyzik Josif Samujlovič Šklovskij (1916 - 1985). V roce 1954 Hulst a Oort na základě údajů rádiové astronomie vytvořili obraz rozdělení neutrálního vodíku ve spirálních ramenech. Celkovou mapu rozložení neutrálního vodíku v Galaxii publikovali roku 1958 již zmiňovaný Oort, dále narozený v Anglii, studující a působící v Austrálii a USA astronom Frank John Kerr (1918 - 2000) a Gart Westerhout (1927) holandský astronom žijící v USA.

Mezihvězdná látka

Studium hvězdných soustav