Historie astronomie › Extragalaktická astronomie a kosmologie

Kosmologie

Objevem Newtonových pohybových zákonů a zákona všeobecné gravitace byl koncem 17. století položen základ prvnímu kosmologickému modelu vesmíru podloženému fyzikálními zákony. Newtonovská kosmologie vycházela z představy vesmíru jako trojrozměrného euklidovského nekonečného absolutního prostoru, který je nehybný vzhledem k pohybujícím se v něm kosmickým tělesům. Vesmír jako celek se podle Newtona nevyvíjí, pouze se v něm střídají generace kosmických těles stejného typu.

V rámci Newtonova stacionárního modelu vesmíru nebylo možné vyložit tzv. kosmologické paradoxy - gravitační, fotometrický. Teprve obecná teorie relativity německého fyzika Alberta Einsteina (1879 - 1955), jejíž počátky spojujeme s publikací z roku 1916 Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie česky Základy obecné teorie relativity, umožnila výklad kosmologických paradoxů.

Albert Einstein
 Dva roky po vzniku obecné teorie relativity vytvořil Einstein první kosmologický model vesmíru v publikaci Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie česky Kosmologické úvahy k obecné teorii relativity. Z matematických rovnic obecné teorie relativity a na základě platnosti kosmologických principů izotropie a homogennosti ve velkých měřítcích, vypracoval Einstein roku 1917 model vesmíru, který představoval uzavřený trojrozměrný prostor, jehož objem byl konečný a neměnil se s časem, model vesmíru byl stacionární a homogenní. Diskusi volby hraničních podmínek a interpretaci kosmologické konstanty podává práce holandského matematika a astronoma Willena de Sittera (1872 - 1934) z roku 1917 On Einstein's theory of gravitation, and its astronomical consequences česky O Einsteinově teorii gravitace a jejích matematických důsledcích.

V letech 1922 - 1924 ruský matematik Alexandr Alexandrovič Friedman (1888 - 1925) v publikacích Über die Krümmung des Raumes česky O křivosti prostoru z roku 1922 a Über die Möglichkeit einer Welt mit konstanternegativer Krümmung des Raumes česky O možnosti světa s konstantní zápornou křivostí roku 1924 položil základy teorie nestacionárních modelů vesmíru. Astronomická pozorování potvrdila vývojový charakter vesmíru, v roce 1929 bylo Hubblem objeveno, jak jsme již uvedli, rozpínání vesmíru. Nestacionární modely vesmíru rozpracoval nezávisle na Friedmanovi koncem dvacátých let belgický fyzik a astronom George-Henri Lemaître (1894 - 1966), připomínáme jeho práci Un univers homogene de masse constante et de rayon croissant, redant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactoqies česky Homogenní vesmír o konstantní hmotnosti a rostoucím poloměru se započítáním radiálních rychlostí extragalaktických mlhovin.

Později v roce 1965 američtí radiofyzikové Arno Allan Penzias (1933) a Robert Woodrow Wilson (1938) detekovali teplotní záření, odpovídající záření černého tělesa o jimi zjištěné teplotě $ (3,5 {\textpm} 1)\,$K , první sdělení bylo v práci A measurement of excess antenna temperature at 4080 MHz česky Měření přebytku anténní teploty na frekvenci 4080 MHz. Upřesněná měření opravily hodnotu na 2,7 K. Objevené reliktní záření se stalo observačním důkazem správnosti teorie horkého modelu vesmíru.

Maarten Schmidt
 Úvahy o existenci teploty vesmírného prostoru probíhaly již mnohem dříve. Francouzsko - švýcarský fyzik Charles Édouard Guillaume (1861 - 1941) v roce 1896 na základě rozboru záření hvězd propočetl teplotu ve vesmíru na $ (5 - 6)\,$K . Obdobný výpočet Eddingtona v roce 1926 vedl k odhadu teploty na 3,2 K. Z dalších osobností zabývajících se tématem vyberme výsledky německého chemika Walthera Hermanna Nernsta (1864 - 1941) z roku 1938 zkoumajícího kosmologický rudý posuv a absorpci záření s odhadem teploty 0,75 K. Na základě spektroskopické analýzy molekul CN v mezihvězdném prostoru roku 1941 německý fyzik žijící od roku 1935 v Kanadě Gerhard Herzberg (1904 - 1999) určil teplotu 2,3 K. Fyzikálně - kosmologické příčiny existence teploty záření ve vesmíru nejpřesněji zdůvodnil již zmiňovaný Gamov v roce 1948, vypočetl teplotu záření na 5 K.

Počátkem šedesátých roků astronomové objevili na obloze objekty zcela nového typu, které vyzařovaly mnohem více energie než jiné objekty. Jejich projevy aktivity byly zjištěny především mimo optický obor, proto nebyly dříve zaznamenávány. Až teprve přechod k vševlnovému pozorování umožnil jejich sledování. Rozvoj rádiové astronomie, zvýšení přesnosti určení souřadnic a úhlových velikostí umožnil výzkum nových objektů. Rozlišovací schopnost rádiových teleskopů pracujících interferometricky na základnách zhruba deset tisíc kilometrů převýšil rozlišovací schopnosti optických dalekohledů. V letech 1962 - 1963 byla upřesněna podstata nově pozorovaných objektů - kvasarů. Zákryt s Měsícem umožnil stanovit polohu objektu 3C 273, což popsali Cyril Hazard a John Bolton v práci Investigation of the Radio Source 3C 273 by the Method of Lunar Occultations česky Výzkum rádiového zdroje 3C 273 metodou zákrytu Měsícem. Ukázalo se, že zdroj rádiového záření je dvojitý, se vzdálenostmi mezi složkami 19″ při průměru každého zdroje menším než 10″. Následně získal na dalekohledu na Mount Palomar spektrum objektu Maarten Schmidt (1929), původem holandský astronom žijící od roku 1959 v USA. Při identifikaci širokých emisních čar je ztotožnil s Balmerovými čarami H$ _{\beta}$ až H $ _{\varepsilon}$ , dále v čárovém spektru objektu identifikoval posunuté čáry Mg II a O III. Stanovil hodnotu $ z = 0,158$ a nalezením vzdálenosti potvrdil mimogalaktický původ objektu. Výsledky shrnul v práci 3C 273: A Star-like Object with Large Red-shift česky 3C 273: hvězdě podobný objekt s velkým rudým posuvem. Spektra objektů - kvasarů se ukázala podobná spektrům seyfertových galaxií.

Při zákrytu objektu 3C 273 Měsícem roku 1963 C. Hazard, M. B. Mackey, A. J. Shimmins velmi přesně stanovili jeho souřadnice v publikaci Investigation of the Radio Source 3C 273 By The Method of Lunar Occultations česky Výzkum rádiového zdroje 3C 273 metodou zákrytu Měsícem.


Extragalaktická astronomie Historický vývoj astronomie u nás