Historie astronomie › Extragalaktická astronomie a kosmologie

Extragalaktická astronomie

Myšlenka, že Galaxie je jednou ze spirálních mlhovin, byla vyzdvižena již v polovině 19. století. Astronomická fakta však pro její prokázání chyběla, neboť nebyly přesně známy metody určování vzdáleností hvězdokup a mlhovin.

Jako jedna z prvních se jimi zabývala americká astrofyzička původem ze Skotska Williamina Paton Fleming (1857 - 1911), která pochopila význam proměnných hvězd - cefeid pro stanovení vzdáleností. Od roku 1901 prováděla jejich výzkum fotografickou metodou, v roce 1907 uveřejnila v práci A Photographic Study of Variable Stars česky Fotografická studie proměnných hvězd měření proměnnosti 222 cefeid.

Henrietta Swan Leavitt
 Na její výsledky navázala roku 1908 americká astrofyzička Henrietta Swan Leavitt (1868 - 1921), která studovala cefeidy v Magellanových mračnech. Výsledky shrnula v práci 1777 variables in the Magellanic Clouds česky 1777 proměnných hvězd v Magellanových oblacích. Roku 1912 stanovila společně s Pickeringem závislost perioda - zářivý výkon pro cefeidy v publikaci Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud česky Perioda 25 proměnných hvězd v Malém Magellanově oblaku. Za předpokladu, že absolutní hvězdná velikost obdobných typů cefeid, tedy i těch v Malém Magellanově oblaku je stejná, byla Hertzsprungem v roce 1913 stanovena vzdálenost této galaxie.

Od roku 1912 již zmiňovaný americký astrofyzik Slipher systematicky určoval ze spekter radiální rychlosti v tehdejší terminologii extragalaktických mlhovin (galaxií). Zjistil rychlosti stovky až tisíce kilometrů ze sekundu, při čemž téměř všechny objekty se od nás vzdalovaly. To vyvolalo pozornost dalších astrofyziků, jmenujme americké astrofyziky Miltona Humasona (1891 - 1972) a již zmiňovaného Mayalla.

Pro definitivní pochopení podstaty vnějších mlhovin měla zásadní význam tzv. Velká debata v dubnu 1920 ve Washingtonu. Hlavními jejími protagonisty byli Heber Doust Curtis (1872 - 1942) a Harlow Shapley (1885 - 1972).

Posledně jmenovaný výzkumem hvězd RR Lyra, krátkoperiodických cefeid s periodou pulsace (0,2 - 1,2) dne, stanovil vzdálenosti více než devadesáti kulových hvězdokup, ve kterých se nacházely. Interval určovaných vzdáleností dosahoval (6 - 50) kpc, jejich prostorové rozložení vytvářelo sféricky symetrickou soustavu. Střed této soustavy ležící ve směru souhvězdí Střelce, byl podle Shapleyho totožný se středem celé naší Galaxie, Slunce leželo vzdáleno od jejího středu 15 kpc. K přecenění rozměrů Galaxie Shapleym došlo v důsledku chybného předpokladu přibližně 4krát větší jasnosti krátkoperiodických cefeid, než mají ve skutečnosti. Rovněž nesprávná byla jeho myšlenka, že spirální mlhoviny se neskládají z hvězd, nýbrž mají plynnou povahu, představují pouze okrajové objekty.

Naopak Curtis zpochybňoval stanovení vzdáleností kulových hvězdokup, neboť pozorované žluté a červené hvězdy v nich považoval za trpaslíky hlavní posloupnosti, nikoliv krátkoperiodické cefeidy. Curtis se spíše přikláněl ke Kapteynově modelu Galaxie, ve kterém Slunce leželo v blízkosti středu Galaxie. Představy Curtise o podstatě spirálních mlhovin a jejich analogii s naší hvězdnou soustavou však byly velmi blízké reálné skutečnosti.

Na základě tehdy dostupných astronomických informací nebylo možné jednoznačně rozhodnout o správnosti řady přednesených tvrzení.

Edwin Powell Hubble
 Podstata spirálních mlhovin byla definitivně odhalena americkým astrofyzikem Edwinem Powellem Hubblem (1889 - 1953) v polovině dvacátých let našeho století. Hubble se zabýval extragalaktickými mlhovinami, jeho disertace Photographia Investigation of Faint Nebulae česky Fotografický výzkum slabých mlhovin byla publikována roku 1920. V říjnu roku 1923 s dalekohledem o průměru 2,5 m na Mount Wilsonu nalezl klasickou cefeidu na fotografických deskách galaxie M 31. Stanovil její světelnou křivku a odtud i periodu. V dopise z února 1924 Shapleymu uvádí: ,,Bude pro Vás zajímavé slyšet, že jsem objevil cefeidu v mlhovině Andromedy (M 31). V této sezóně jsem pozoroval mlhovinu tak často, jak to dovolovalo počasí a za posledních pět měsíců jsem objevil devět nov a dvě proměnné hvězdy...`` K citovanému dopisu přiložil kopii světelné křivky cefeidy, s periodou 31,415 dne, čemuž odpovídá absolutní hvězdná velikost $ M = -5\,$mag - viz obr. Pozorované amplitudy změn zářivého výkonu odpovídaly známému vztahu pro klasické cefeidy v Galaxii a v Magellanových oblacích. Ze získaných údajů Hubble určil vzdálenost galaxie M 31 na 300 kpc a dokázal, že jde o spirální mlhovinu - hvězdnou soustavu nacházející se mimo Galaxii.

Hubble se zaměřil na studium galaxií, jejich složení a obecnou strukturu, rozložení v prostoru a pohyby, stal se zakladatelem extragalaktické astronomie. Roku 1925 navrhl klasifikaci galaxií podle jejich tvaru a strukturních prvků. Jeho morfologická klasifikace se stala základem pro další klasifikace.

V nejbližších galaxiích Hubble nalezl a studoval novy, cefeidy, kulové hvězdokupy, modré a červené obry, plynné mlhoviny. S jejich pomocí určil vzdálenosti vnějších galaxií, vytvořil první škálu extragalaktických vzdáleností. Vypracoval řadu kritérií pro určování vzdáleností galaxií. Roku 1929 srovnával hodnoty radiálních rychlostí galaxií získaná astrofyziky Humasonem a Slipherem s jejich vzdáleností a nalezl mezi nimi lineární závislost, tzv. Hubbleův zákon ,,A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae`` česky Vztah mezi vzdáleností a radiální rychlostí extragalaktických mlhovin. Celkem použil hodnoty radiálních rychlostí čtyřicet čtyř galaxií s rychlostmi nepřesahujícími $ 1\,200 \,$km$ \cdot$s$ ^{-1}$ při vzdálenostech do 2 Mpc.


Původní verze Hubbleova diagramu
Ve výše uvedené publikaci Hubble vyjádřil nalezený zákon: ,,Výsledek stanovuje přibližně lineární vztah mezi rychlostmi a vzdálenostmi mlhovin, pro které byly dříve publikovány radiální rychlosti...Za účelem zkoumání problému pro mnohem větší vzdálenostní škály, Humason na Mount Wilsonu inicioval program stanovení rychlostí nejvzdálenějších mlhovin dostupných pro pozorování.``

Hubbleův objev se stal pozorovacím základem koncepce expandujícího vesmíru. Nové poznatky o vnějších galaxiích jsou shrnuty v jeho monografiích The Realm of the Nebulae česky Svět mlhovin z roku 1935 a The Observational Approach to Cosmology česky Pozorovací přístup ke kosmologii z roku 1936. Hubbleův přínos k extragalaktické astronomii v letech 1922 - 1936 lze shrnout - návrh klasifikace galaxií, definitivní potvrzení jejich hvězdné povahy, důkaz homogenního rozmístění galaxií ve vesmíru a objev, že rychlost vzdalování galaxií je přímo úměrná jejich vzdálenosti.

Astrofyzici postupně objevovali galaxie s většími hodnotami rudého posuvu $ z$ , např. kupy galaxií ve Velké medvědici či ve Vlasech Bereniky.

Škálu mezigalaktických vzdáleností poopravil, prakticky zdvojnásobil, Baade roku 1952. Na optických snímcích dalekohledu o průměru pět metrů na Mount Palomar studoval hvězdy v galaxii M 31. Nalezl pouze nejjasnější klasické cefeidy ve spirálních ramenech - hvězdy populace I, zatímco krátkoperiodické cefeidy RR Lyrae v kulových hvězdokupách - hvězdy populace II, pozorovatelné nebyly. Baade objevil existenci hvězd dvou populací.

Podle původní závislosti perioda - zářivý výkon měly dosahovat krátkoperiodické cefeidy s periodou 0,5 dne RR Lyrae pozorovanou hvězdou velikost $ m = 22,5\,$mag při absolutní hvězdné velikosti $ M = 0\,$mag . Přestože použitý dalekohled se vyznačoval limitní hvězdnou velikostí 23 mag, žádné hvězdy RR Lyrae na snímcích zjištěny nebyly. Jejich hvězdná velikost dosahuje ve skutečnosti pouze 24 mag, jak bylo zjištěno po následném provedení korekce nulového bodu závislosti perioda - zářivý výkon.

Baade tak k určení vzdálenosti M 31 použil pozorovatelné červené obry typu Mira Ceti - dlouhoperiodické cefeidy s periodou pulsace blízkou k dvěma stům dnům, jejichž absolutní hvězdná velikost dosahuje $ M = -1,5\,$mag . Prokázal, že modul vzdálenosti určený podle absolutní hvězdné velikosti nejjasnějších červených obrů je o 1,5 mag větší než modul vzdálenosti stanovený dříve pomocí cefeid.

Hubbleovu klasifikaci galaxií doplnil počátkem šedesátých roků minulého století Sandage. V roce 1957 američtí astronomové Morgan a Mayall navrhli na základě studia spekter galaxií jejich třetí klasifikaci, která vycházela ze stupně koncentrace jasnosti ke středu.

Dále astrofyzika řešila otázku vzniku a rotace spirálních ramen galaxií. Proměřování změn poloh detailů v galaxiích, podle kterých lze stanovit směr rotace, nebylo možné využít, neboť rotace jsou velmi pomalé. Můžeme využít Dopplerova jevu, natočit štěrbinu spektrografu podél velké osy galaxie, čímž získáme sklon spektrálních čar. Okraj galaxie, jenž se k nám přibližuje, bude mít modrý posuv, zatímco vzdalující se červený. Tuto metodu lze použít například u galaxie M 31. Nevíme však, který z okrajů je k nám bližší.

Neméně obtížnou bylo tvorba teorie objasňující vznik spirálních ramen. Weizsäcker v letech 1947 - 1951 objasňoval tvar spirálních ramen jako výsledek turbulentních vírů různých měřítek v mezihvězdném plynu. Hypotéza vyložila tvar spirálních ramen, nikoliv však další pozorovaná fakta, příkladně proč pozorované galaxie mají pouze dvě spirální ramena atd.

V letech 1948 - 1958 Lindblad podrobně rozpracoval fyzikální teorii vzniku spirálních ramen založenou na zákonitostech hvězdné dynamiky. Dokázal, že v galaxiích majících tvar rotačního elipsoidu může vzniknout zóna, oblast mechanické nestability, v jejímž důsledku proběhne výron skupin hvězd vzhůru. Stimulem k takovému pohybu může být přílivové gravitační působení další blízké galaxie, zvláště v případech těsných přiblížení galaxií.

Lindbladova teorie nedostatečně vysvětlovala zjištěná hvězdná složení spirálních ramen. V nich se nacházejí mladé hvězdy, obři a veleobři s vysokými teplotami. Takové hvězdy nemohly být vyvrženy z jader galaxií, kde převládá populace II. Obecný předpoklad ,,rozvíjení se`` spirálních ramen nebyl pozorováními potvrzen. Práce Lindblada znamenaly přínos k dynamice hvězdných soustav, byly aplikovatelné při řešení částečných úloh.

Nejobtížnější částí teorie spirálních ramen je objasnění jejich stálosti při diferenciální rotaci. Lindblad navrhl myšlenku, že spirální ramena mají vlnový původ. Američtí astrofyzici čínského původu Lin Chia Chiao (1916) a Shu Frank Hsia (1943) rozvinuli Linbladovu myšlenku roku 1964 v práci On Spiral Structure of Disk Galaxies česky O spirální struktuře disku galaxií. Podle jejich teorie spirální ramena jsou místa zvýšené hustoty, která nejsou tvořena stejnými hvězdami, ale představují hustotní vlny. Hvězdy obíhají středy galaxií větší úhlovou rychlostí než spirální ramena. Prostorem mezi rameny procházejí hvězdy rychleji, zatímco v nich se zdrží delší dobu.

V roce 1943 americký astrofyzik Carl Keenan Seyfert (1911 - 1960) publikoval soupis 12 galaxií, které se vyznačovaly velmi jasnými jádry, jejichž jasnost byl proměnná. Později byly v jejich spektrech zjištěny široké emisní čáry, což ukazovalo na vysoký stupeň excitace vyzařujících atomů. Anomálně velká šířka vodíkových čar dosvědčovala přítomnost plynu pohybujícího se rychlostmi až několik tisíc kilometrů za sekundu. Vyvrhování plynných oblaků o hmotnostech $ (10^2- 10^{3}) \,$M$ _$S svědčí o tom, že doba trvání této aktivity nepřevyšuje $ 10^{8}\,$let . Seyfertovy galaxie tvoří novou třídu galaxií s aktivními jádry - AGN, které se projevují ve všech spektrálních oborech, zejména vyzařují rtg. a gama záření.

Počátkem šedesátých let byla zkoumána aktivní galaxie M 82 nacházející se ve vzdálenosti 3,6 Mpc. Jde o nepravidelnou galaxii, z jejíhož jádra probíhá expanze vodíku. V roce 1961 americký astrofyzik C. R. Lynds ztotožnil neznámý rádiový zdroj s touto galaxií, roku 1962 Sandage pořídil snímek galaxie ve světle čáry H$ _{\alpha}$ a Lynds pořídil spektrum. Zjistil široké emisní čáry vodíku, kyslíku, dusíku a síry. Určená rychlost rozpínání vláknité struktury plynu byla $ 1\,000\,$km$ \cdot$s$ ^{-1}$ . Odhad uvolněné energie dosahoval $ 10^$50$ \,$J .

Dalšími objekty zájmu astrofyziků se v padesátých létech minulého století staly rádiové zdroje na obloze. Pomocí dalekohledu na Mount Palomar Baade a Rudolph Leo Bernhard Minkowski (1895 - 1976) identifikovali jednotlivé galaxie vyzařující v rádiovém oboru - radiogalaxie: M 87, NGC 5128, NGC 4486.


Extragalaktická astronomie a kosmologie Kosmologie