Na konci 17. storočia ľudia prišli na to, že Zem nie je stredom vesmíru a s Newtonovou prácou začína existovať fyzika tak, ako ju poznáme teraz. Prešli ďalšie dve storočia, kým ľudia zistili, čo sú tie svetielka na oblohe a ako je vo vesmíre usporiadaná hmota.
Pri pohľade na nočnú oblohu za jasnej bezmesačnej noci vidíme okrem množstva hviezd a hviezdičiek aj biely pás, ktorý sa naprieč ňou ťahá. Čo je tento pás a akú úlohu v ňom hrá naše Slnko a jeho planetárna sústava?
Antické predstavy
Ak ste čítali predchádzajúce články tejto série, bude pre vás nasledujúci príbeh veľmi dobre známy. Antickí filozofi mali o povahe tohto pásu veľa rôznych predstáv, z ktorých sa niektoré ukázali byť blízke skutočnosti. Keď však Aristoteles (384 – 322 pred n. l.) určil smerovanie antickej filozofie, mnohé z jeho postojov sa veľmi silno zakorenili, no nie vždy správne. Grécky filozof Démokritos (450 – 370 pred n. l.) vyslovil myšlienku, že pás na oblohe by mohol byť v skutočnosti tvorený veľkým množstvom veľmi vzdialených hviezd. Aristoteles však dal v diele Meteorologika podobným myšlienkam červenú. Podľa neho v atmosfére horí materiál, ktorý na Zem dopadá zo sféry stálic, takže išlo o atmosférický úkaz. Na rozdiel od existencie atómov a predstavy o Slnečnej sústave sa významné problémy v Aristotelovom vysvetlení povahy Mliečnej cesty objavili oveľa skôr. Filozof Olympiodorus mladší (asi 495 – 570) si uvedomil, že keby mal mliečny pás na oblohe ozaj pôvod v atmosfére, mal by z rôznych miest na Zemi vyzerať inak a medzi stálicami meniť polohu. Perzskí astronómovia sa na prelome tisícročí neúspešne pokúšali zmerať túto zmenu polohy Mliečnej cesty, ktorej všeobecne hovoríme paralaxa. Viacerí z nich preto vyslovili hypotézu, že ide o veľmi veľa hviezd, ktoré sa nedajú voľným okom rozlíšiť. Na dôkaz tejto myšlienky sme si však museli počkať až do 17. storočia.
Kyklos galaktikos
Na začiatku 17. storočia taliansky polyhistor Galileo Galilei (1564 – 1642) prvý raz obrátil k oblohe ďalekohľad. Uvidel v ňom množstvo objektov a úkazov, ktoré voľným okom nie sú viditeľné. Jednou z týchto vecí bola bodkovaná štruktúra bieleho pásu na oblohe. Definitívne tak dokázal Démokritovu, takmer dvetisíc rokov starú hypotézu. Myšlienka, že hviezdy sú uložené v priestore do tenkého disku a biely pás na oblohe je dôsledkom toho, že sa Slnečná sústava nachádza v ňom, je veľmi prirodzená. Ako prvý s ňou prišiel anglický astronóm Thomas Wright (1711 – 1786) v roku 1750. Disk dostal názov podľa gréckeho pomenovania mliečneho kruhu – kyklos galaktikos, teda galaxia. Keby sa podarilo určiť, koľko hviezd vidíme v Mliečnej ceste v rôznych smeroch, mali by sme byť, za predpokladu rovnomerného rozdelenia hviezd, schopní určiť polohu Slnečnej sústavy v jej disku. Na to sa podujal v druhej polovici 18. storočia anglický astronóm William Herschel (1738 – 1822), jeden z najvýznamnejších astronómov svojich čias. Prišiel k záveru, že hviezdy sú vo všetkých smeroch rozdelené približne rovnako, a teda že Slnečná sústava sa nachádza v strede našej Galaxie. Teraz už vieme, že je to veľmi ďaleko od pravdy. Okrem nedostatočnej presnosti vtedajších prístrojov to spôsobil medzihviezdny prach a plyn, ktoré sa v Galaxii nachádzajú a veľa hviezd tienia, o čom Herschel nevedel. Hypotézu, že hviezdy v Mliečnej ceste obiehajú okolo stredu disku podobne, ako planéty obiehajú okolo Slnka, tiež vyslovil T. Wright vo svojej práci z roku 1750. Malo to hlavne vysvetliť, prečo gravitačné priťahovanie medzi hviezdami nevedie k zrážke všetkých hviezd v jednom bode. Na dôkaz tejto hypotézy si však veda tiež musela počkať viac ako storočie.
Nové objekty
Na oblohe sa toho nachádza oveľa viac ako len planéty a hviezdy. Už v antických časoch boli medzi hviezdami známe rozmazané objekty, ktoré boli skôr obláčikmi svetla ako jasnými bodkami. Jeden taký obláčik bol známy už perzským astronómom v súhvezdí Andromedy. Veľmi rýchlo po začiatku používania ďalekohľadov sa astronómom podarilo nájsť ďalšie objekty, ktoré sa nepodobali na bodové hviezdy, ale boli skôr hmlovinami svetla. So zdokonaľovaním ďalekohľadov bolo týchto objektov objavených čoraz viac a na prelome 18. a 19. storočia mal katalóg hmlovín, ktorý bol dielom W. Herschela, viac ako dva a pol tisíca záznamov. Na konci 19. storočia bolo jasné, že v dosahu vtedajších teleskopov sú ich stovky tisícov. Idea, že aspoň niektoré z týchto hmlovín sú nezávislé útvary, vzdialené galaxie podobné tej našej, je veľmi prirodzená. V roku 1734 s ňou prišiel švédsky filozof Emanuel Swedenborg (1688 – 1772), nezávisle od neho aj už spomínaný T. Wright a v nadväznosti na oboch ju rozpracoval v roku 1755 aj nemecký filozof Immanuel Kant (1724 – 1804). Myšlienka získala na popularite o sto rokov neskôr, keď sa pomocou dokonalejších teleskopov podarilo zistiť, že medzi hmlovinami sú značné rozdiely a veľa z nich, napríklad aj tá Andromede, má tvar disku.
Ako ďaleko sú hviezdy?
Ešte vždy však neboli zodpovedané jedny z najdôležitejších otázok: Aké sú typické vzdialenosti v Mliečnej ceste? Sú hviezdy našimi blízkymi spoločníkmi podobne ako planéty, alebo sa nachádzajú veľmi ďaleko? Aká veľká je samotná Galaxia? Pre astronómiu sa stal kľúčový rok 1832, v ktorom sa trom vedcom podarilo zmerať vzdialenosť k trom rôznym hviezdam. Nemec Friedrich Bessel (1784 – 1846) k dvojhviezde 61 Cygni, ďalší Nemec – Friedrich von Struve (1793 – 1864) k hviezde Vega a Škót Thomas Henderson (1798 – 1844) k hviezde Alpha Centauri. Všetky tri hviezdy sú k Slnku, v porovnaní s ostatnými hviezdami, relatívne blízko – niekoľko svetelných rokov, čo sú však stovky tisícov vzdialeností medzi Zemou a Slnkom. Tieto výsledky teda ukázali, že vzdialenosti medzi vesmírnymi telesami sú v porovnaní s rozmermi Slnečnej sústavy veľmi veľké. Všetky tri astronómami zmerané vzdialenosti sa získali vďaka paralaxe študovaných hviezd. Pohyb Zeme okolo Slnka spôsobí drobnú zmenu polohy hviezdy a zo známej vzdialenosti medzi Slnkom a Zemou sa dá vypočítať vzdialenosť k hviezde. Polomer zemskej dráhy rovnakou metódou, ale z pozorovaní Marsu na dvoch vzdialených miestach na Zemi, určil ešte v roku 1672 taliansky astronóm Giovanni Cassini (1625 – 1712). Touto metódou sa dajú nájsť vzdialenosti k hviezdam, ktoré nie sú od Slnka priveľmi ďaleko. Pre vzdialenejšie objekty však bolo treba rátanie inou metódou.
Ak chcete mať prístup aj k exkluzívnemu obsahu pre predplatiteľov alebo si objednať tlačenú verziu časopisu Quark, prihláste sa alebo zaregistrujte.
Mgr. Juraj Tekel, PhD.
Katedra teoretickej fyziky FMFI
UK v Bratislave
Foto Pixabay
