Fraunhoferovy čáry ve spektru Slunce
V přímé závislosti na vývoji fyziky se od druhé poloviny 19. století začala rozvíjet astrofyzika, zabývající se fyzikálním a chemickým složením kosmických těles. Rozvoj fyziky a chemie v průběhu první poloviny 19. století vedl k rozpracování nových pozorovacích metod, jejichž aplikace umožnila studium fyzikálních a chemických vlastností kosmických těles. Byl to především rozvoj spektroskopie, objev spektrální analýzy a zákonů záření černých těles, které daly možnost získávat hlubší informace o zkoumaných kosmických tělesech.
Počátky rozpracování metody spektrální analýzy spadají do 17. století, rozklad paprsků světla hranolem kromě jiných popsal roku 1666 i I. Newton. Roku 1802 William Hyde Wollaston (1766 - 1828) zjistil ve slunečním spektru temné čáry. Jejich pozorování a zakreslení provedl Joseph Fraunhofer (1787 - 1826) v roce 1814. Pomocí spektroskopu připojeného k dalekohledu roku 1817 pozoroval spektra některých jasnějších hvězd, přičemž objevil jejich rozdílný vzhled. Tento závěr publikoval roku 1823.
Studiem spekter různých chemických prvků se kolem poloviny 19. století zabývali fyzikové a dospěli k zjištění, že každému prvku přísluší určité spektrum. Hlavní zásluha na vytvoření základů metody spektrální analýzy náleží Gustavu Kirchhoffovi (1824 - 1887) a Robertu Wilhelmu Bunsenovi (1811 - 1889), kteří v Kirchhoffových zákonech formulovali zákony spektrální analýzy v publikaci z roku 1860 Chemische Analyse durch Spectralbeobachtungen česky Chemická analýza z pozorování spektra. Vyložili příčinu vzniku temných absorpčních čar ve slunečním spektru. V něm objevili spektrální čáry, jejichž vlnové délky odpovídaly laboratorním vlnovým délkám pozorovaným v pozemských laboratořích. To umožnilo v druhé polovině 19. století v atmosféře Slunce identifikovat řadu chemických prvků.
Metoda spektrální analýzy se začala široce používat pro studium kosmických těles všech typů. Pro pochopení podstaty spekter měly velký význam práce již zmiňovaného Hugginse, který roku 1860 sestrojil zdokonalený spektroskop spojený s dalekohledem a pozoroval spektra kosmických těles. Při jejich studiu objevil řadu čar pozorovaných rovněž ve spektru Slunce, identifikoval nejnápadnější čáry ve spektrech Siria a Vegy s některými čarami ve spektru atomu vodíku. Roku 1864 Huggins zjistil, že spektra galaxií jsou složená především z absorpčních čárových spekter a liší se od spekter plynných mlhovin, jež jsou tvořena emisními čárovými spektry. Dnes víme, že spektra galaxií jsou vytvářena především spektry hvězd. Na základě Dopplerova principu formulovaného roku 1842 vypracoval a v roce 1866 poprvé použil pro hvězdu Sirius metodu určování radiálních rychlostí z posuvu spektrálních čar.
Dopplerův princip byl objeven rakouským fyzikem Christianem Dopplerem (1803 - 1853) za jeho působení v Praze roku 1842. Výklad jevu byl podán v publikaci Ueber das farbige Licht der Doppelsterne und einiger anderer Gestirne des Himmels česky O barevném světle dvojhvězd a některých dalších nebeských těles. V ní autor podává správný výklad změny frekvence světla při pohybu zdroje. Při aplikaci jevu na dvojhvězdy se však dopustil nesprávností, přecenil velikosti radiálních rychlostí hvězd, nevzal v úvahu intenzitu ultrafialové a infračervené oblasti spojitého spektra a hvězdám připsal libovolném barvy.
Časově pozdější aplikace interpretace posuvu spektrálních čar prostřednictvím Dopplerova jevu na jiná kosmická tělesa vedla k určování rychlostí slunečních erupcí, oběžných rychlostí dvojhvězd a Saturnových prstenců, rychlostí pohybu galaxií atd. Roku 1890 uskutečnil přesná měření radiálních rychlostí mlhoviny v Orionu a 13 planetárních mlhovin americký astronom J. E. Kiler (1857 - 1900).
Rozvoj spektroskopie umožnil v druhé polovině 19. století systematizaci spekter hvězd podle charakteristických rysů. První návrh rozdělení spekter jasných hvězd na tři typy podal roku 1862 americký astronom Lewis Morris Rutherfurd (1816 - 1892). Podrobnější klasifikaci na základě studia tří set spekter hvězd vypracoval italský astronom Angelo Secchi (1818 - 1878) v letech 1863 - 1868. Rozlišoval čtyři základní typy spekter. První patřil hvězdám, v jejichž spektru se nacházely výrazné intenzivní absorpční čáry, podle barvy to byly bílé hvězdy, příkladem byla Vega. Početnými úzkými čarami kovů se vyznačoval druhý typ, byly to žluté hvězdy, příkladem bylo Slunce. Třetí typ zahrnoval červené hvězdy s pásy ve spektrech, například Antares. Pokud existovaly u hvězd široké pásy ve spektru, podmíněné absorpcí sloučenin uhlíku, byly zařazeny jako tzv. čtvrtý typ.
Výše uvedené klasifikace byly prvními pokusy o systematizaci hvězdných spekter. Byly založeny na shodnosti spekter podle vnějšího vzhledu, podle určitých charakteristických znaků, například přítomnosti čar a širokých pásů v určité oblasti spektra.
Další rozpracování spektrální klasifikace hvězd již na teplotním základě provedl německý astronom Hermann Carl Vogel (1841 - 1907), který rozdělil hvězdy podle vzhledu spekter do tří tříd:
Vogel společně s německým astronomem G. Millerem (1851 - 1925) uveřejnil roku 1883 první spektroskopický katalog hvězd pod názvem Spectroskopische Beobachtungen der Sterne bis einschliesslich 7,5 česky Spektroskopická pozorování hvězd do hvězdné velikosti 7,5 mag. Autoři vizuálně prostudovali přes 4000 spekter hvězd. Od roku 1888 začal Vogel systematicky určovat radiální rychlosti hvězd za pomocí fotografování hvězdných spekter, sestavil katalog radiálních rychlostí padesáti dvou hvězd.
Vedle spektroskopie a v kombinaci s ní se v druhé polovině 19. století začaly používat další fyzikální a chemické metody, fotometrie a fotografie. Průkopníkem využívání fotografických postupů v astronomii byl již zmiňovaný americký astronom Henry Draper, který roku 1872 získal první fotografie spekter hvězd, na nichž byly zachyceny absorpční čáry. Pomocí suché fotografické emulze získával spektra jasných hvězd od roku 1879. Základní práce ve spektroskopii a fotometrii při sestavování fotometrických a spektroskopických katalogů Harvardské observatoře vedl americký astronom Edward Charles Pickering (1846 - 1919).
Zdokonalil metodiku vizuální fotometrie, zavedl standardy - vhodné hvězdy pro stanovení škály hvězdných velikostí. V osmdesátých létech 19. století přistoupil Pickering k hromadnému používání fotografie, pro získávání spektrogramů hvězd používal objektivní hranol. Roku 1884 byl zveřejněn katalog Harvardské fotometrie, původně obsahoval údaje o čtyřech tisících hvězdách, později byl doplňován, roku 1913 soubor katalogů již obsahoval údaje o více než dvou miliónech hvězd pozorovaných na celé obloze. V letech 1886 - 1889 byl sestaven a roku 1890 vydán tzv. HD katalog hvězdných spekter na paměť Henryho Drapera, jenž obsahoval spektra 10351 hvězd ze severní oblohy. Pro jejich rozlišování byla v katalogu používána Secchiho klasifikace, která byla dále rozvedena. Původní čtyři základní typy spekter byly dály rozčleněny na celkem 19 tříd. Počátkem století v roce 1901 došlo k omezení počtu tříd, některé byly vzájemně spojeny. Byla zavedena spektrální klasifikace (W) - O - B - A - F - G - K - M a relativně méně se vyskytující třídy R, N, S.
Společně s americkou astrofyzičkou Annie Jump Cannon (1863 - 1941) připravil Pickering fundamentální Harvardský katalog hvězdných spekter, který byl vydán v letech 1918 - 1924 a obsahoval spektra téměř dvě stě třiceti tisíc hvězd ze severní a jižní oblohy. Při studiu spekter objevil Pickering roku 1889 existenci spektroskopických dvojhvězd.
Pro spektroskopii byl důležitý objev série čar vodíku učiněný Johannem Jacobem Balmerem (1825 - 1898) roku 1885 v práci Notiz über die Spectrallinien des Wasserstoffes česky Poznámky k spektrálním čarám vodíku. Vodíkové čáry Balmerovy série sehrály důležitou roli při tvorbě spektrální klasifikace, neboť je můžeme pozorovat v optické oblasti spektra.
Záření hvězd bylo nejprve studováno u Slunce, neboť jde o jedinou hvězdu, jejíž povrch může být detailně zkoumán. První teorie stavby atmosfér a spekter hvězd vznikly právě na základě výzkumu Slunce. S menšími změnami byly následně aplikovány pro další hvězdy. Anglický astrofyzik Ralph Allen Sampson (1866 - 1939) v roce 1893 uveřejnil myšlenku, že přenos energie zářením může převyšovat přenos energie konvekcí. Tento závěr převzal později německý astrofyzik působící v Anglii Arthur Schuster (1851 - 1934). V publikacích z let 1902 - 1905 ideu dále rozpracoval. Předpokládal, že ve vnějších vrstvách hvězd záření přicházející z nitra je jednak pohlcováno atomy a jednak částečně izotropně vyzařováno na stejné vlnové délce procesem rozptylu. Také je částečně vyzařováno na všech vlnových délkách v souladu s Plackovým zákonem - proces pravé absorpce. Zásadní význam má Schusterova práce z roku 1905 Radiation through a foggy atmosphere česky Záření procházející přes mlžnou atmosféru.
Schuster společně s Schwarzschildem vypracovali počátkem 20. století teorii stavby atmosfér a původu spektra hvězd. Mimo jiné vyložili vznik Fraunhoferových čar ve spektru Slunce. Roku 1906 zavedl Schwarzschild koncepci zářivé rovnováhy v atmosférách hvězd, podle níž se přenos energie v atmosférách uskutečňuje především zářením, přenos energie konvekcí je zanedbatelný.
První kvantitativní měření teplot hvězd uskutečnili němečtí astronomové Johannes Wilsing (1856 - 1943) a Julius Scheiner (1858 - 1914) a francouzský astronom Charles Nordmann (1881 - 1940) v roce 1909. Porovnávali závislosti mezi vyzařováním hvězd na různých vlnových délkách s teoretickými křivkami propočítanými z Planckova zákona záření černých těles.
Další rozvoj teorie hvězdných atmosfér byl umožněn vývojem atomové fyziky, Boltzmannovou teorií excitace a Bohrovým modelem stavby atomu z roku 1913. Schwarzschild v roce 1914 rozpracoval fyzikální rozlišení mezi rozptylovými a absorpčními procesy, nalezl elegantní řešení integrální rovnice přenosu záření. Norský fyzik Johan Peter Holtsmark (1894 - 1975) publikoval první studie rozšíření vodíkových čar tlakem, který je podstatný pro hvězdné atmosféry hvězd hlavní posloupnosti.
V letech 1920 - 1921 indický fyzik a astrofyzik Megnad Saha (1893 - 1956) objasnil závislost stupně ionizace na teplotě a tlaku. Nejprve zkoumal sluneční fotosféru a chromosféru, nalez stupeň ionizace vápníku, který se vyznačuje intenzivními čarami. Následně v dalším roce aplikoval teorii ionizace na harvardskou posloupnost spektrálních tříd v práci z roku 1921 On a physical theory of stellar spectra česky O fyzikální teorii hvězdných spekter. Vypracovanou teorii ionizace aplikoval na studium hvězdných atmosfér, stupeň ionizace v atmosférách je podle Sahovy rovnice funkcí teploty a tlaku.
Sahova teorie umožňovala kvantitativní propočet intenzity spektrálních čar, která je určována fyzikálními podmínkami ve hvězdných atmosférách. Vyložila intuitivně dříve sestavenou spektrální posloupnost předchozích astronomů pozorovatelů. Podrobnější výsledky při určování intenzity spektrálních čar ve hvězdách Sahovou metodou dosáhli angličtí astrofyzici Ralph Howard Fowler (1889 - 1944) a Edward Arthur Milne (1896 - 1950). Posledně uvedený v letech 1921 - 1928 zkoumal zářivou rovnováhu v hvězdných atmosférách a odvodil mnoho důležitých výsledků týkajících se rozdělení teploty a vznikajícího spektra pro idealizovaný případ šedé atmosféry za předpokladu lokální termodynamické rovnováhy. Jeho závěry matematicky zpřesnil a detailně propočítal německý matematik Heinz Hopf (1894 - 1971). Pro studium přenosu záření zavedl střední hodnotu opacity norský fyzik Stein Rosseland (1894 - 1985), dnes hovoříme o Rosselandově střední opacitě, zavedené v práci z roku 1924 Note on the absorption of radiation within a star česky Poznámka k absorpci záření z hvězdy.
Pro analýzu profilů spektrálních čar měla zásadní význam Milneho publikace z roku 1928 The theoretical contours of absorption lines in stellar atmospheres česky Teoretické profily absorpčních čar v hvězdných atmosférách.
V letech 1930 - 32 pokračoval Hopf v hledání exaktního řešení zářivé rovnováhy v šedé atmosféře. Roku 1931 irský matematik a astronom William Hunter McCrea (1904 - 1999) vytvořil první model hvězdných atmosfér přímou numerickou integrací příslušných diferenciálních rovnic. Chandrasekhar v letech 1935 - 1937 rozpracoval problém pokrývkového jevu spektrálních čar.
Německý astrofyzik Albrecht Unsöld (1905 - 1995) roku 1928 potvrdil na základě analýzy profilů spektrálních čar vodíku, že se jedná o nejrozšířenější prvek ve Slunci. Později počátkem čtyřicátých let začal studovat stavbu atmosfér prostřednictvím modelů atmosfér vycházejících z předpokladu platnosti lokální termodynamické rovnováhy, za pomoci srovnání teoretických čárových profilů s profily získanými proměřováním vysoce disperzních spekter. Chandrasekhar a další vytvořili metodu diskrétních souřadnic k řešení rovnice přenosu.
V třicátých létech belgický astronom žijící v Holandsku Marcel Gilles Josef Minnaert (1893 - 1970) použil ke kvantitativnímu stanovení chemického složení hvězd křivky růstu. Užitím Chandrasekharových teoretických výsledků americký astrofyzik Marshall Wrubel (1924 - 1968) propočítal exaktní křivky růstu pro absorpční čáry v působící v Anglii zjednodušeném Milneově -Eddingtonově modelu vzniku spektrálních čar.
První určení obsahu chemických prvků na Slunci provedl roku 1929 Russell v práci On the composition of the Sun's atmosphere česky O složení atmosféry Slunce. Stanovil množství vodíku a helia mnohem vyšší než ostatních prvků, což se nepředpokládalo. V roce 1933 Russell provedl podrobnou teoretickou analýzu Fraunhoferových čar se započtením změn koeficientu absorpce s vlnovou délkou.
Prostřednictvím aplikace teorie excitace a ionizace atomů studovala fyzikální podmínky v hvězdných atmosférách americká astrofyzička původem z Anglie Cecilie Helene Payen-Gaposchkin (1900 - 1979). Při srovnání obsahu chemických prvků u velkého počtu hvězd a Slunce dospěla k závěru, že relativní obsah prvků je zhruba konstantní a příliš se neodlišuje od chemického složení zjištěného u Slunce. Základní význam pro teorii hvězdných atmosfér měly její práce Stellar Atmospheres česky Hvězdné atmosféry z roku 1925 a Stars of High Luminosity česky Hvězdy vysoké svítivosti publikované v roce 1930.
Identifikace čar ve spektrech kosmických těles se podstatně zlepšila zásluhou teoretického studia a laboratorního výzkumu stavby atomů a energetických hladin. Úspěchem bylo objasnění intenzivních zelených emisních čar pozorovaných ve spektrech plynných mlhovin a rovněž intenzivních emisních čar sledovaných ve spektru sluneční koróny. Byly připisovány neznámým chemickým prvkům - nebuliu v plynných mlhovinách a koróniu v koróně Slunce. Po přepočtu vlnových délek patřících zakázaným spektrálních čarám v extrémně zředěném prostředí zjistil americký astrofyzik Ira Sprague Bowen (1898 - 1973), že v případě ,,nebulia`` jde o čáry především O II, O III, N II a dalších ionizovaných atomů. Obdobně německý astrofyzik Walter Robert Wilhelm Grotrian (1890 - 1954) roku 1941 propočítal, že čáry připisované neznámému prvku koróniu patří Fe X, Fe XIV a dalším ionizovaným atomů například Ni, Cd.
 Výzkum Slunce |
Historie H - R diagramu |
