Vytajte na stránke: www.ovesmire.estranky.sk

 Z dejín astronómie

Astronómia je jedna z najstarších vied. Stopy začiatkov astronómie nachádzame v záznamoch najstarších civilizácií. Ako prírodná veda v dnešnom chápaní začala sa rozvíjať až v 16. storočí prácami M. Kopernika, neskôr G. Galileiho, J. Keplera a I. Newtona. Závažnú úlohu v kopernikovskej revolúcii astronómie mal objav ďalekohľadu. Začiatky modernej astronómie siahajú do polovice 19. storočia, keď sa pri astronomických pozorovaniach začali využívať spektroskopické a fotografické metódy. Prudký rozvoj modernej astronómie nastal po zavedení rádioastronomických metód v štyridsiatych rokoch nášho storočia. Kozmický výskum za hranicami zemskej atmosféry, umožňujúci pozorovať kozmické objekty v celom rozsahu spektra, sa začal po vypustení prvej umelej družice Zeme. Výsledky tohto kozmického výskumu prinášajú astronómii každoročne nesmierne množstvá nových informácií s nedozernými dôsledkami pre jej ďalší rozvoj.

Začiatky astronómie

Najstaršie svedectvá o pozorovaniach nebeských telies, ako aj prvé nesporné astronomické poznatky nachádzame u starých kultúrnych národov, akými boli v Ázii Sumeri, Babylončania a Číňania, v Afrike Egypťania, v Amerike Mayovia, v Európe Briti. Obrábanie pôdy a pestovanie poľnohospodárskych plodín si vyžiadali usadlý spôsob života a veľmi skoro aj snahu pochopiť a predvídať pravidelne sa opakujúce javy prírody a oblohy.

Pravdepodobne už v 5. tisícročí pred n. l. sa začal používať na astronomické merania gnómon, jeden z najstarších prístrojov astronómie. Približne 4000 rokov pred n. l. mali Sumeri už celkom presnú predstavu o štyroch svetových stranách. Egypťania v tom čase už vedeli, že rok trvá 365 dní, že každoročne tesne pred záplavami Nílu sa ukáže na rannej oblohe hviezda Sírius (Sotis), a to približne po 70-dňovom období neviditeľnosti (19. júla, heliaktický východ Síria). Na 15. februára 3379 pred n. l. pripadá písomná správa Mayov o zatmení Mesiaca, ide však zrejme o spätný výpočet zatmenia z oveľa neskoršej mayskej kultúry. V Egypte už v 3. tisícročí pred n. l. používali na meranie času cez deň slnečné hodiny. V období 2700-2400 pred n. l. využívali Egypťania astronomickú orientáciu podľa pyramíd. Na rok 2461 pred n. l. pripadá prvá zaznamenaná konjunkcia planét v čínskych análoch; je však možné, že aj tu išlo len o spätne vypočítaný jav. Podobne treba vysvetliť i prvý záznam v čínskom katalógu o pozorovaných kométach, ktorý pripadá na rok 2296 pred n. l. Babylončania už v období 2400-2200 pred n. l. poznali päť "blúdivých hviezd" - planét, mali určitú predstavu o ekliptike a hviezdnu oblohu rozdelili na súhvezdia s názvami, ktorých väčšina sa zachovala dodnes. Vypracovanú mali aj teóriu pohybu Slnka, Mesiaca a planét s predstavou ôsmich sfér, uprostred ktorých je Zem. Približne 2000 rokov pred n. l. starí Číňania poznali pohyb Slnka už tak presne, že mohli predpovedať zatmenia Slnka a Mesiaca. Na chybu vo svojich výpočtoch zatmenia Slnka doplatili životom roku 2137 pred n. l. v Číne cisársky dvorní astronómovia Hi a Ho, lebo nesplnili svoju povinnosť ohlásiť zatmenie Slnka vopred. Z obdobia 1900 pred n. l. pochádza monumentálna kamenná stavba Stonehenge pri Salisbury v juhozápadnom Anglicku, ktorú používali Briti nielen na náboženské obrady, ale nesporne aj na astronomické pozorovania.

Roku 1361 pred n. l. v Číne prvýkrát pozorovali zatmenie Mesiaca, z roku 1216 pred n. l. pochádzajú celkom nesporné čínske pozorovania zatmenia Slnka. Okolo roku 1100 pred n. l. čínsky vedec Ču Kong určil s obdivuhodnou presnosťou sklon ekliptiky k svetovému rovníku. V tom čase Číňania už používali kalendár, založený na poznatku, že rok trvá 365,25 dňa a že Mesiac vystrieda svoje fázy za 29,5 dňa.

V Mezopotámii bola v 8. storočí pred n. l. zavedená pravidelná astronomická pozorovacia služba, ktorá sa udržala až do polovice 3. storočia pred n. l. Najstaršie spoľahlivo datované pozorovanie úplného zatmenia Slnka v Mezopotámii sa uskutočnilo 15. júna 763 pred n. l., z roku 721 pred n. l. pochádza prvá správa o pozorovaní zatmenia Mesiace v mezopotámskej oblasti. Babylonskí astronómovia vyvinuli veľké úsilie na dosiahnutie čo najväčšej presnosti astronomických pozorovaní. Polohu nebeských telies vedeli určiť s presnosťou na 6 minút, čas s presnosťou na 0,75 minúty. Zistili, že synodický mesiac trvá 29 dní 12 hodín 44 minút 7,5 sekundy, čo sa len o niekoľko sekúnd odlišuje od moderne určenej hodnoty tejto veličiny. Najväčším úspechom babylonskej astronómie bol objav a presné určenie periodicity zatmení Slnka a Mesiaca (Saros; trvanie 223 synodických mesiacov = 18 rokov 11,3 dňa).

Približne zo 7. storočia pred n. l. pochádza najstaršia známa učebnica astronómie Mul apin. Vznikla v Mezopotámii v období najväčšieho rozmachu babylonskej astronómie. Obsahuje zoznamy dvojíc hviezd, z ktorých jedna vychádza v čase západu druhej. Uvádzajú sa v nej aj dátumy heliaktických východov hviezd a súčasne i zoznamy hviezd, ktoré sa práve v tom čase nachádzajú v zenite. Učebnica obsahuje aj časové intervaly medzi heliaktickými východmi niektorých hviezd. Usudzuje sa, že prvá časť učebnice pochádza z obdobia približne 3000 rokov pred n. l. Prvý známy hviezdny katalóg, obsahujúci pomerne presné polohy 809 hviezd, bol zostavený v 4. storočí pred n. l. v Číne. Hlavná redakcia tohto katalógu sa pripisuje čínskemu astronómovi Ši Šenovi; spracovaniu katalógu predchádzalo veľké množstvo pozorovaní a meraní polôh hviezd. Zo 4. storočia pred n. l. pochádza aj čínska kniha Ken-Š'sing-ting (Základy určovania hviezd).

V úsilí spresniť kalendár zaviedli v Mezopotámii už v 6. storočí pred n. l. prestupný mesiac, ktorým sa vyrovnávali diferencie medzi používanou dĺžkou roka 360 dní (12 mesiacov po 30 dňoch) a skutočnou, vtedy už dobre známou dĺžkou roka 365,25 dňa. Od roku 383 pred n. l. sa zaviedol 19-ročný prestupný cyklus, počas ktorého bolo 7 prestupných mesiacov. V Egypte mali v tom čase už rok s 365 dňami. V Číne zaviedli reformu kalendára v období 140-86 pred n. l.

Aj z uvedených stručných informácií je zrejmé, že začiatky astronómie vychádzali z praktických potrieb vtedajšieho človeka, ale súčasne aj zo snahy poznať nepoznané a vniknúť do zákonitostí prírody. Vtedajší astronómovia sa zameriavali prevažne na určovanie pravidelností v pohyboch Slnka, Mesiaca, planét a hviezd, na zisťovanie periodicity ročných období a na zavedenie čo najvhodnejšieho kalendára.

Ptolemaiov geocentrizmus

Aj keď Babylončania a ostatné dávne národy veľmi prispeli k rozvoju astronómie, až Gréci priviedli astronómiu na kvalitatívne vyššiu úroveň. Prudký rozvoj astronómie v Grécku nastal v 6. storočí pred n. l. Významnou črtou gréckej astronómie bol prechod od pozorovania a registrovania javov na oblohe k hľadaniu ich príčin a k pokusom o ich systematický, vedecký výklad.

Gréckej astronómie vďačíme za významných astronómov a za utvorenie geocentrického (po gr. geos - Zem) svetového systému. Táles z Milétu (asi 625-547 pred n. l.) pozoroval 18. mája 603 pred n. l. veľké zatmenie Slnka a úspešne ho predpovedal na deň 28. mája 585 pred n. l. Dokazoval, že hviezdy svietia svojím vlastným svetlom, kým Mesiac iba odrazeným svetlom Slnka. Zem ešte stále pokladal za plochú dosku plávajúcu na vodách. Anaximandros (asi 611-546 pred n. l.) ako prvý jasnejšie formuloval geocentrickú predstavu, podľa ktorej Zem je centrálnym telesom celého viditeľného sveta. Pytagoras (asi 580-500 pred n. l.) podľa všetkého ako prvý vyslovil myšlienku, že Zem je guľa nachádzajúca sa v strede vesmíru. Rozličné vlastnosti hmoty sa snažil objasniť pomocou čísel. Anaxagoras (500-428 pred n. l.) predpokladal, že Slnko je žeravý kameň, väčší ako Peloponéz; za spis o príčinách zatmenia Mesiaca mu údajne hrozila smrť. Ďalší pytagorovec Filolaos (2. polovica 5. storočia pred n. l.) sformuloval svetový systém s centrálnym ohňom v strede vesmíru, okolo ktorého obieha Zem, hypotetická protizem presne na opačnej strane ohňa (ktorú preto nikdy nemožno zo Zeme vidieť), Slnko, Mesiac a všetky planéty. Vyslovil myšlienku, že Zem sa otáča okolo svojej osi.

Demokritos (asi 460-370 pred n. l.) učil, že vesmír je nekonečný a že je v ňom nekonečné množstvo svetov. Mliečnu cestu v podstate správne vysvetlil ako súbor veľkého množstva hviezd. Eudoxos z Knidu (408-355 pred n. l.), žiak gréckeho filozofa Platóna (427-347 pred n. l.), ktorý poznal nepravidelnosti zdanlivého pohybu planét, položil vedecké základy astronómie. Utvoril prvú geocentrickú teóriu pohybu Slnka, Mesiaca, planét a hviezd okolo Zeme. Predpokladal, že sú pripevnené na pevných, koncentrických sférach otáčajúcich sa okolo Zeme.

Ďalší rozvoj astronómie v starom Grécku a neskôr aj v celej Európe veľmi výrazne ovplyvnili myšlienky génia staroveku Aristotela (384-322 pred n. l.). Tento grécky filozof systematicky usporiadal všetky dovtedajšie poznatky o vesmíre a o pohybe telies. Z pozorovaní tieňa Zeme pri zatmení Mesiaca ako prvý experimentálne odvodil guľový tvar Zeme. Do svojho geocentrického svetového systému skĺbil zovšeobecnené empirické poznatky so svojimi filozofickými predstavami. Nehybná Zem je v jeho systéme centrom celého vesmíru.

Okolo Zeme obiehajú po dokonalých kruhových dráhach na koncentrických pevných sférach Mesiac, Slnko, päť vtedy známych planét (Merkúr, Venuša, Mars, Jupiter a Saturn), každá z nich vždy na ďalšej sfére. Najďalej od Zeme je sféra "nehybných hviezd". Aristoteles rozlišoval sublunárnu oblasť (od Zeme po sféru Mesiaca) a supralunárnu oblasť (nad sférou Mesiaca). Sublunárnu oblasť tvorili podľa jeho predstavy štyri základné elementy: oheň, vzduch, voda a zem; supralunárnu oblasť tvoril absolútne beztiažový éter, z ktorého pozostáva Slnko i každá z hviezd. Kométy považoval za krátkodobé atmosferické javy a Mliečnu cestu za éterické výpary, vyvolané rýchlym pohybom hviezd okolo Zeme. Pohyb Zeme vo vesmíre Aristoteles kategoricky popieral. Jeho argumentom bol fakt, že vesmírny pohyb Zeme by sa musel prejaviť v zdanlivom protismernom pohybe hviezd, čomu vtedajšie pozorovania odporovali. Aristotelove názory ovplyvnili astronómiu takmer na dve tisícročia.

Aristotelov svetový systém s jednoduchými kruhovými dráhami planét okolo Zeme nebol schopný vysvetliť pozorované pohyby planét na oblohe. Herakleides z Pontu (asi 388-315 pred n. l.) sa preto usiloval utvoriť takú svetovú sústavu, ktorá by bola v lepšom súlade s pozorovaniami. Jeho sústava sa odlišuje od Aristotelovej najmä tým, že v nej Merkúr a Venuša obiehajú okolo Slnka a spolu s ním aj okolo Zeme. Vyslovil tézu o rotácii Zeme. Aristarchos zo Samosu (320-250 pred n. l.), jeden z najvýznamnejších astronómov antického sveta, vyslovil prvý heliocentrickú predstavu, že Zem sa pohybuje okolo nehybného Slnka (po gr. Helios). Často sa preto nazýva Kopernikom staroveku. Aristarchos určil meraniami pomerné rozmery a vzájomné vzdialenosti Slnka, Mesiaca a Zeme. Dokázal, že Slnko je 19-násobne vzdialenejšie než Mesiac, a teda aj oveľa väčšie. Slnko je podľa jeho meraní 6,75-násobne väčšie ako Zem, Mesiac 2,8-násobne menší ako Zem. Aristarchove heliocentrické predstavy sa však neujali; bol to jeden z negatívnych dôsledkov Aristotelovej veľkej autority. Predstavy vtedajších astronómov uviedol vo svojom spise Psammit (Pieskový počet) grécky matematik, fyzik a astronóm Archimedes (287-212 pred n. l.) zo Syrakúz takto: "Pod slovom svet väčšina astronómov rozumeli guľu, ktorej stred je totožný so stredom Zeme a ktorej polomer sa rovná vzdialenosti Slnka a Zeme."

Po rozpade ríše Alexandra Veľkého na menšie štáty v druhej polovici 4. storočia pred n. l. rozvinutá grécka astronómia pokračovala v Alexandrii, hlavnom meste helénskeho Egypta. Začiatkom 3. storočia pred n. l. bolo v Alexandrii založené vedecké stredisko Musseion s bohatou knižnicou (koncom svojej existencie mala knižnica 700 000 zväzkov). Stredisko bolo v činnosti až do konca 4. storočia n. l. Pôsobilo v ňom veľa vynikajúcich vedcov.

Veľkým úspechom alexandrijskej astronómie bolo pomerne presné určenie rozmerov Zeme. Uskutočnil ho okolo roku 240 pred n. l. Eratosténes z Kyrény (276-194 pred n. l.) na základe pozorovaní rozdielnej výšky Slnka na poludnie a Alexandrii a v Syene (Asuán), položenej 850 km južnejšie. Do tohto obdobia spadá i zavedenie prestupného 366-dňového roka každý štvrtý rok, ktoré nariadil Ptolemaios III. výnosom zo 7. marca 238 pred n. l. Okolo roku 200 pred n. l. Apolónius z Pergé (asi 262-125 pred n. l.) vynašiel astroláb, prístroj na meranie výšky hviezd, a vypracoval teóriu epicyklov. Vynikajúcim alexandrijským astronómom bol Hipparchos z Nikaie (190-125 pred n. l.), ktorý sa často nazýva "otcom astronómie. Hipparchos zostrojil nové, presnejšie meracie prístroje a sám bol neúnavným a presným pozorovateľom. Zostavil hviezdny katalóg (850 hviezd), ktorého presnosť až v 16. storočí. Na určenie jasnosti hviezd zaviedol stupnicu hviezdnych veľkostí používanú doteraz. S presnosťou na desať percent určil vzdialenosť Mesiaca od Zeme; s presnosťou na šesť minút vypočítal dĺžku roka; objavil precesiu - pomalý posun svetového pólu po kružnici, a teda i posun priesečníka ekliptiky so svetovým rovníkom. Mimoriadne významným Hipparchovým príspevkom bolo zavedenie predstavy o pohybe planét po excentrických dráhach: planéty sa podľa neho pohybujú síce po kružniciach, ale stred týchto kružníc je mierne odchýlený od stredu Zeme. Na vysvetlenie jemnejších diferencií v pozorovaných pohyboch planét zaviedol Hipparchos predstavu pohybu planét po doplnkových malých kružniciach - epicykloch, ktorých stredy sa pohybujú okolo Zeme po mierne excentrických veľkých kružniciach - deferentoch. Medzi významných alexandrijských astronómov sa zaraďuje aj Sosigenes, ktorý na príkaz G. Julia Caesara roku 46 pred n. l. vypracoval na základe egyptských astronomických poznatkov nový, juliánsky kalendár. Vyslovil názor, že planéta Merkúr obieha okolo Slnka.

Vyvrcholením alexandrijskej astronómie bolo utvorenie pomerne dokonalej teórie pohybu planét v rámci geocentrickej svetovej sústavy. Podrobný výklad podal Klaudios Ptolemaios (asi 85-166 n. l.) v diele Almagest (pôvodný názov Megalé syntaxis - Veľká stavba, v arabčine Al Magest, v latinčine Almagestum). Toto dielo možno oprávnene pokladať za encyklopédiu celej antickej astronómie. Pozostáva z 13 kníh: prvá kniha rozoberá základy sférickej astronómie a Ptolemaiovu sústavu, druhá rieši problémy sférického trojuholníka vo vzťahu k pólu, tretia rozoberá pohyb Slnka, štvrtá obsahuje základy teórie Mesiaca a Slnka, piata opisuje používanie a konštrukciu astronomických meracích prístrojov: astrolábu, kvadrantu, armilárnej sféry a triquetra, šiesta obsahuje tabuľky Mesiaca a zatmení, siedma a ôsma sa zaoberajú hviezdami, precesiou, Mliečnou cestou, východom a západom Slnka a uvádzajú katalóg 1025 hviezd pre 48 súhvezdí s polohami pre epochu 138,0 n. l., deviata kniha obsahuje výklad poradia sfér planét a pohybu Merkúra, desiata rozoberá pohyb Venuše a Marsu, jedenásta pohyb Jupitera a Saturna s tabuľkami planét, dvanásta kniha vysvetľuje retrográdny pohyb planét a trinásta kniha rozoberá problém ich šírky. Ptolemaios prijal vo svojom diele Aristotelov názor o výsadnom postavení Zeme vo vesmíre, ako aj Hipparchovu predstavu o pohybe planét po epicykloch. Základné tvrdenia Ptolemaiovej geocentrickej svetovej sústavy: 1. Zem je guľa; 2. Zem je v strede nebeskej sféry; 3. Zem nevykonáva nijaký postupný pohyb; 4. všetky nebeské telesá sa pohybujú tak, že ich pozorovaný pohyb možno vysvetliť radom kruhových pohybov; 5. planéty sa pohybujú po epicykloch, ktorých stredy obiehajú okolo Zeme po väčších kružniciach - deferentoch; 6. stredy obežných epicyklov Merkúra a Venuše sa pohybujú vždy v smere Slnka, pričom obehnú okolo Zeme po deferentoch za rovnaký čas ako Slnko; 7. Mars, Jupiter a Saturn vykonajú obeh po svojich epicykloch práve za jeden rok, pričom ich poloha na epicykle je orientovaná vždy tým istým smerom vzhľadom na stred epicyklu, ako je orientovaný smer Slnka od Zeme; 8. dráha Slnka a Mesiaca je vzhľadom na stred Zeme položená excentricky.

Na vysvetlenie všetkých pozorovaných nepravidelností v pohybe planét musel Ptolemaios zaviesť vo svojom systéme až 40 epicyklov (neskôr sa ich počet ešte zvýšil). Tabuľky polôh planét zostavené podľa Ptolemaiovho systému pomerne dobre zodpovedali pozorovaným polohám planét. Ptolemaios pritom nepoznal vzdialenosti planét, ba ani vzájomné vzťahy týchto vzdialeností. Na základe pozorovaní však mohol metódou postupných priblížení odvodiť pomer medzi polomerom epicyklu a deferentu pre jednotlivé planéty. Dostal tak hodnoty: Merkúr 0,376, Venuša 0,720, Mars 0,658, Jupiter 0,172, Saturn 0,103. Tieto údaje spolu so známymi obežnými dobami planét mu umožnili vypočítať polohu planét na oblohe v ľubovoľnom čase. S malými úpravami a spresneniami epicyklov pretrvala Ptolemaiova geocentrická sústava až do 16. storočia.

Astronómia stredoveku

Po zániku alexandrijského vedeckého strediska roku 391 n. l. mnohí alexandrijskí vedci emigrovali do Sýrie a Iránu. Grécke astronomické diela sa začínali prekladať do sýrskeho jazyka a prenikať do arabskej oblasti. Pokračovateľmi Ptolemaiovho diela sa stali nestoriáni v Sýrii, ale najmä Arabi v Bagdade a neskôr i v Strednej Ázii. Prostredníctvom nestoriánov sa dostal v 6. storočí do arabskej kultúrnej oblasti Ptolemaiov spis Megalé syntaxis. V Bagdade, hlavnom meste arabského kalifátu, bolo roku 829 založené na dvore kalifa al-Mamúna astronomické observatórium. Práve tu v rokoch 829-830 Al-Hajjaj Ibn Jusuf preložil Almagest zo sýrskeho textu. A tak sa toto dielo stalo známym aj v arabskom svete. Bagdadské observatórium bolo vybavené väčšími a dokonalejšími prístrojmi tohto typu, aké sa predtým používali v Alexandrii. Arabskí učenci zhotovili aj ďalšie astronomické prístroje, napr. torquetum. Sextant, ktorý sa používal na astronomické pozorovania na bagdadskom observatóriu v 10. storočí, mal polomer až 17 metrov.

Predstavy arabských astronómov o vesmíre ovplyvnila najmä Ptolemaiova geocentrická svetová sústava. Komentár k arabskému prekladu Ptolemaiovho Almagestu napísal Tabit Ben Korr (835-901). V tomto období vzniklo v arabskom svete veľa zbierok tabuliek pre astronómov - zídži; z obdobia 8.-15. storočia sa ich zachovalo okolo 100 exemplárov. Porovnaním vlastných, veľmi presných pozorovaní s údajmi Almagestu určil Al-Battání (850-929) pomerne presnú hodnotu precesie (55") a sklonu ekliptiky. Zostavil aj veľmi presné tabuľky pohybu Slnka a Mesiaca. Al-Sufi (903-986) uskutočnil revíziu Hipparchovho katalógu hviezd a na základe nových pozorovaní určil presnejšie zdanlivú jasnosť hviezd. Abul Vefa (940-998) objavil variácie v pohybe Mesiaca. Arabský astronóm z Egypta Ibn Junis (950-1009) zostavil nové tabuľky pohybu planét (Hakemitské tabuľky) na základe dvestoročných arabských pozorovaní. V stredoázijskom Chorasáne určil Abu Ar-Rajchan Al-Birúní (973-1048) novou, originálnou metódou rozmery Zeme, opísal zmeny farby Mesiaca počas jeho zatmení a uplatňoval heliocentrickú myšlienku o rotácii Zeme a o jej obehu okolo Slnka. Tadžický učenec Abu Ali Ibn Síná (Avicenna, 980-1037) hlásal večnosť a nezničiteľnosť hmoty. Ďalší tadžický vedec Omar Chajjám (1048-1123) zreformoval kalendár zavedený roku 1079.

V západnom arabskom svete utvorili roku 961 vysokú školu v Córdobe (córdobský kalifát), na ktorej sa prednášala aj astronómia. Vynikol tam najmä Ibn Al-Zakárlí (Arzachel, 1028-1087), ktorý riadil zostavovanie Toledských tabuliek, dlho používaných v praktickej astronómii.

Rozvoj astronómie pokračoval aj v Číne. I Siň (683-727) uskutočnil rozsiahle pozorovania polôh hviezd pomocou bronzovej armilárnej sféry a na ich základe vyslovil názor o vlastnom pohybe hviezd o tisíc rokov skôr, než ich definitívne objavil E. Halley. Na observatóriu Kai-feng zaznamenal čínsky astronóm Jang Wei-T 4. júla 1054 vzplanutie supernovy, ktorej pozostatkom je Krabia hmlovina a pulzar NP0532. Začiatkom 14. storočia čínsky astronóm a matematik Kuo Šou-Ting (1231-1316) zorganizoval rozsiahlu sieť astronomických observatórií a zostavil kalendár s dĺžkou roka 365,2425 dňa (Šouši Li), zavedený v Číne roku 1281; svojou kvalitou sa vyrovnal neskoršej gregoriánskej reforme.

V arabskom svete sa pozorovateľská astronómia začala opäť rozvíjať až v 13. storočí, a to v Strednej Ázii. Najlepšími prístrojmi bolo vybavené observatórium v Marághe (iránsky Azerbajdžan), ktoré s podporou mongolského chána Hülägüho založil a viedol astronóm Nasr-Eddin (Násír Ad-Dín Mohammed-Ibn-Hassan, 1201-1274). V observatóriu zostavili vynikajúce tabuľky pohybu planét (Ilchanské tabuľky) a vydali hviezdny katalóg. Nasr-Eddin odvodil hodnotu precesie 51", ktorá sa iba nepatrne odlišuje od súčasnej hodnoty 50,26". V prvej polovici 15. storočia dosiahlo vysokú úroveň observatórium v Samarkande. Vynikli v ňom najmä uzbeckí astronómovia Džemíd-Al-Káší (asi 1350-1436) a zakladateľ observatória Ulugbeg (1394-1449). Pozorovania veľkými prístrojmi observatória v Samarkande vynikali vysokou presnosťou. Tabuľky planét a hviezdny katalóg tohto observatória sa dostali až do Európy a ich presnosť nebola prekonaná až do čias Tycha Braheho.

V Európe bola astronomická aktivita v tomto období veľmi nízka. Až po prvých križiackych výpravách v polovici 12. storočia spoznali na západe Ptolemaiovo dielo Megalé syntaxis, a to najmä z prác arabských astronómov. Niektoré astronomické diela preložil z arabčiny do latinčiny Hermann z Dalmácie (12. storočie). Ptolemaiov Almagest preložil v Tolede roku 1175 Gherardo de Cremona (1114-1187); z gréckeho originálu preložil toto dielo do latinčiny už roku 1160 neznámi sicílsky autor, preklad však upadol do zabudnutia a zachoval sa iba preklad až z 15. storočia. Almagest a komentáre k nemu boli hlavným prameňom učebníc astronómie v celom západnom svete. Prvou takou učebnicou bol Tractatus de Sphaera. Napísal ju Angličan Ioannes de Sacrobosco (okolo 1200-1256), ktorý až do svojej smrti prednášal astronómiu na univerzite v Paríži. Toto dielo sa používalo na univerzitách Galileiho čias.

Za hlavné poslanie astronómie sa v tomto období pokladalo zostavovať čoraz presnejšie tabuľky pohybu planét, pričom sa dôsledne vychádzalo z Ptolemaiovej predstavy svetovej geocentrickej sústavy. Po oslobodení španielskych krajín od Arabov v polovici 13. storočia na príkaz kráľa Alfonza X. Kastílskeho (1226-1284) boli zostavené nové astronomické tabuľky - Alfonzínske tabuľky (1252), ktoré sa používali v Európe celé dve storočia. K spresneniu astronomických pozorovaní prispeli mechanické hodiny; v Európe sa objavili okolo roku 1300.

Vzrastajúce rozpory medzi tabuľkovými a pozorovanými polohami planét si vyžadovali z času na čas revíziu nielen tabuliek, ale aj Ptolemaiovho systému deferentov a epicyklov zavádzaním ďalších korekčných epicyklov. Tak sa nakoniec utvorila veľmi zložitá schéma obehu planét, Slnka a Mesiaca okolo Zeme; vyžadovala si až 80 kružníc epicyklov a deferentov. Roku 1310 uverejnil Pietro D'Abano spis Lucidator astronomicae, v ktorom vyslovil názor, že nebeské telesá nie sú upevnené na sférach, ale že sa pohybujú voľne v priestore. Roku 1440 sa pokúsil Mikuláš Kusánsky (Cusanus, 1401-1464) v spise De docta ignorantia o vývojový obraz vesmíru a o riešenie problematiky konečného a nekonečného; veľmi jasne formuloval aj svoje pochybnosti o správnosti tradičného geocentrického učenia.

O spresnenie geocentrickej svetovej sústavy sa zaslúžili nemeckí astronómovia Georg von Peuerbach (Purbach, 1423-1461), a najmä jeho žiak Johann Müller (Regiomontanus, 1436-1476), ktorý krátko pôsobil aj v Bratislave (Academia Istropolitana). Ich Norimberské tabuľky Ephemerides Astronomicae (1474) boli vrcholom a súčasne aj posledným úspechom astronómie pred M. Kopernikom.

Kopernikov heliocentrizmus

Celkom nový pohľad na vesmír, ktorý sa definitívne rozchádzal s Ptolemaiovým geocentrickým systémom, uverejnil roku 1543 poľský astronóm Nicolaus Copernicus (Mikolaj Kopernik, 1473-1543) v diele De revolutionibus orbium coelestium libri VI (O pohyboch nebeských sfér). Kopernikov heliocentrický systém (po gr. helios - Slnko) možno zhrnúť do nasledujúcich téz: 1. Zem vykonáva denný pohyb okolo svojej osi od západu na východ, čomu zodpovedá zdanlivý pohyb nebeskej sféry od východu na západ; 2. Zem vykonáva ročný pohyb okolo Slnka v smere od západu na východ, čomu zodpovedá zdanlivý pohyb Slnka v tom istom smere; 3. zemská os vykonáva ročný kónický posun okolo kolmice k ekliptike v smere od východu na západ, čomu zodpovedá pozorovaný precesný pohyb; 4. všetky planéty sa pohybujú okolo Slnka tým istým smerom, zhodným so smerom pohybu Zeme okolo Slnka; 5. všetky planéty sa pohybujú celkom rovnomerne po kružniciach, ktorých stredy sú mierne excentricky položené vzhľadom na stred Slnka; 6. stredy excentrických kruhových dráh planét vykonávajú okolo stredu Slnka epicyklické pohyby. (Tento predpoklad musel Kopernik zaviesť, ak chcel vysvetliť pozorovaný nerovnomerný pohyb planét pri zachovaní predstavy rovnomerného pohybu planét po kruhových dráhach. Tým ukázal, ktoré zdanlivé pohyby planét sú reálne a ktoré sú dôsledkom pohybu pozorovateľa.)

Kopernik podal prvý v histórii v zásade správnu schému slnečnej sústavy, často sa preto pokladá za objaviteľa slnečnej sústavy. Veľmi presne určil aj pomerné vzdialenosti planét, pričom si zvolil za jednotku vzdialenosti dnešnú astronomickú jednotku (stredná vzdialenosť Zeme od Slnka). Kopernikove relatívne vzdialenosti planét od Slnka sa veľmi málo odlišujú od hodnôt modernej astronómie.

Aj keď bol Kopernikov výklad pohybu planét okolo Slnka z vecného hľadiska v podstate správny, z formálneho hľadiska Ptolemaiovu sústavu s množstvom epicyklov a deferentov ani veľmi nezjednodušil: na zladenie svojej teórie s pozorovaným nerovnomerným pohybom planét musel do svojej heliocentrickej sústavy zaviesť až 48 epicyklov. V pôvodnej Ptolemaiovej sústave ich bolo 40, zdokonalenej 80. Ako sa ukázalo až neskôr, príčina tejto vynútenej zložitosti Kopernikovej sústavy nespočívala v podstate jeho heliocentrickej sústavy, ale v tom, že v otázke tvaru dráh planét zostal aj Kopernik verný aristotelovskej predstave, podľa ktorej jedine možným pohybom nebeských sfér je dokonalý pohyb, za ktorý sa pokladal iba pohyb po kružnici. Až šesťdesiatpät rokov po Kopernikovej smrti Kepler dokázal, že planéty sa nepohybujú po kruhových dráhach.

Kopernikov heliocentrický vyvolal na dlhý čas ostré kontroverzie, ba i represálie a popravy. Príčina odmietavého prístupu spočívala jednak vo vtedajších filozofických a náboženských predstavách o svete, jednak v úrovni vtedajšej fyziky, ba i v samej pozorovateľskej astronómii. Z filozofického a náboženského hľadiska Kopernik vyvracal vžitý antropocentrický pohľad na svet sa Zemou a človekom ako centrom celého vesmíru; spochybňoval dovtedy neotrasiteľnú Aristotelovu autoritu, ba aj spoľahlivosť biblie, ktorá sa považovala za bezvýhradný a neomylný prameň všetkého poznania. Najvášnivejší odpor proti Kopernikovmu dielu vyšiel preto z filozofických a náboženských kruhov. Martin Luther (1483-1546) neskrýval svoje rozhorčenie nad Kopernikovým učením o pohybe Zeme, protirečiacom biblii: "Ja verím Písmu svätému, lebo Jozue zastavil Slnko, a nie Zem." Kardinál Robert Bellarmin (1542-1621), ktorý stál na čele cirkevnej kongregácie indexu zakázaných kníh, vyjadril ešte zreteľnejšie stanovisko cirkvi ku Kopernikovmu dielu: Kopernikovo tvrdenie, že nie Zem, ale Slnko je stredom sveta, a že Zem obieha okolo Slnka, vyhlásil za "veľmi nebezpečné stanovisko, ktoré musí pobúriť nielen všetkých scholastických filozofov a teológov, ale je aj urážkou našej svätej viery, lebo odporuje Písmu". Všetky diela, ktoré obsahovali Kopernikovu náuku, dostali sa roku 1616 na cirkevný index zakázaných kníh a zostali na ňom až do roku 1833.

Z prírodovedeckého hľadiska mali proti Kopernikovmu učeniu vážne výhrady mnohí poprední vedci, lebo toto učenie bolo v zásadnom rozpore s vtedy uznávanou aristotelovskou fyzikou. Z astronomického hľadiska mal zásadné výhrady proti Kopernikovmu systému vynikajúci dánsky astronóm Tycho Brahe (1546-1601), najlepší pozorovateľ všetkých čias až do objavu ďalekohľadu (presnosť jeho pozičných pozorovaní dosahovala 1'). Svoje pozorovania robil Tycho Brahe najmä z hvezdárne Uranieborg na ostrove Hveen (dnes Ven), ktorú začal budovať roku 1576. Posledné dva roky života pracoval v Prahe. Tycho Brahe odmietal Kopernikov systém preto, že svojimi presnými pozorovaniami nemohol zistiť nijaký náznak zdanlivého paralaktického pohybu hviezdna oblohe, ktorý by sa mal pri pohybe Zeme okolo Slnka prejaviť. Z jeho pozorovaní vyplývalo, že ak by sa Zem skutočne pohybovala, potom zdanlivo nehybné hviezdy by museli by od Zeme až 1000-násobne vzdialenejšie ako Slnko. Takéto veľké vzdialenosti hviezd Tycho Brahe, verný aristotelovskej fyzike, kategoricky odmietal. Utvoril preto nový svetový systém, uverejnený roku 1588, ktorý bol kompromisom medzi Ptolemaiovým geocentrickým systémom a Kopernikovým heliocentrickým systémom: planéty podľa tohto systému obiehajú síce okolo Slnka, ale spolu s ním obiehajú okolo nepohyblivej Zeme, nachádzajúcej sa v strede vesmíru. Svetový systém Tycha Braheho bol určitý čas populárny v Anglicku, čoskoro však stratil svojich prívržencov. Presné pozorovania planét, ktoré Tycho Brahe po sebe zanechal, stali sa pre Keplera východiskovým materiálom na nesporný dôkaz správnosti Kopernikovej heliocentrickej sústavy.

Blízkym priateľom Tycha Braheho bol Tadeáš Hájek z Hájku (1525-1600), ktorý roku 1574 vydal spis Dialexis de Novae Stellae Apparitione o svojom pozorovaní supernovy v súhvezdí Kasiopeja (Tychova hviezda). Spolu s Tychom Brahem podal dôkaz, že kométy sú translunárnymi nebeskými telesami, a vyvrátil tak jednu z tradičných téz aristotelovskej scholastickej astronómie. Vynikajúcim pozorovateľom tých čias bol aj ďalší spolupracovník Tycha Braheho a Tadeáša Hájka z Hájku David Fabricius (1564-1617), ktorý sa po Tychovi Brahem pokladá sa najlepšieho pozorovateľa obdobia pred zavedením ďalekohľadov. Roku 1596 objavil prvú známu premennú hviezdu Mira Ceti. V tomto období vyšla v Banskej Bystrici prvá tlačená kniha s astronomickou tematikou na Slovensku Tractatus de Cometa (1578). Napísal ju banskobystrický rodák Jakub Pribicer (zomrel okolo roku 1582).

Medzi propagátorov Kopernikovho učenia sa natrvalo zaradil taliansky mních Giordano Bruno (1548-1600), ktorý v porovnaní s Kopernikom navyše správne tvrdil, že ani Slnko nie je stredom vesmíru, ale len jednou hviezdou z nekonečného množstva hviezd, z ktorých mnohé môžu mať aj svoje planetárne sústavy s obývanými svetmi. Bruno uverejnil svoje názory roku 1584, neskôr ho inkvizícia odsúdila ako kacíra a 17. marca 1600 ho upálili na Kvetnom námestí v Ríme.

Záznamy skvelých pozorovaní Tycha Braheho zdedil jeho blízky spolupracovník Johannes Kepler (1571-1630). Kepler veľmi dobre vedel o diferenciách medzi pozorovanými polohami planét a ich polohami vypočítanými podľa Kopernikovej teórie; v prípade Marsu dosahovali 1° i viac. Kepler sa rozhodol zistiť príčiny týchto rozdielov na základe pozorovaní Tycha Braheho, ktoré obsahovali najviac informácií práve o pohybe Marsu. Metóda, ktorú Kepler po viacerých neúspešných pokusoch použil, bola v podstate jednoduchá.

Z bohatého pozorovacieho materiálu vybral všetky dvojice pozorovaní Marsu, ktoré sa časovo líšili o 687 dní, čo je práve obežná doba Marsu okolo Slnka. Tak dostal pozorovania Marsu na určitom mieste jeho dráhy vždy z dvoch rôznych bodov zemskej dráhy. Preložením priamok cez príslušnú polohu Zeme podľa pozorovaných smerov polohy Marsu dostal priesečník priamok, ktorý zodpovedal skutočnej polohe Marsu v priestore. Na základe veľkého počtu takto určených polôh Kepler dospel k celkom nečakanému poznatku, že Mars sa nepohybuje po kruhovej dráhe, ani po epicykloch, ale po celkom jednoduchej elipse. Keď spracoval pozorovania ešte ďalších planét, objavil základný zákon ich pohybu: Planéty obiehajú okolo Slnka po elipsách a Slnko je v ich spoločnom ohnisku (1. Keplerov zákon). Čoskoro potom objavil aj ďalší zákon pohybu planét: Plochy opísané sprievodičmi planét za rovnaký čas sú rovnaké (2. Keplerov zákon). Objavené zákony pohybu planét uverejnil roku 1609 v diele Astronomia nova. Neskôr objavil ešte jeden zákon pohybu planét: Druhé mocniny obežných dôb planét sú úmerné tretím mocninám veľkých polosí ich dráh (3. Keplerov zákon). Uverejnil ho roku 1619 v diele Harmonices mundi. Objavom zákonov pohybu planét sa potvrdila zásadná správnosť Kopernikovej heliocentrickej sústavy a súčasne sa aj podstatne zjednodušila celá teória pohybu planét. Rozdiel medzi kruhovou a eliptickou dráhou dosahuje maximálne 8' v polohe planéty; prejaviť sa mohol iba vo veľmi presných pozorovaniach, aké získal Tycho Brahe. "Práve týchto osem oblúkových minút zapríčinilo úplný obrat v astronómii," povedal Kepler. Nové astronomické poznatky Kepler opísal v prvej modernej učebnici astronómie Epitome astronomicae Copernicanae libri I-VII (1618-1622), ktorá sa dostala ihneď na index zakázaných kníh. Kepler urobil veľmi cenné práce i v teórii optiky (výpočet optických plôch ďalekohľadu, Keplerov ďalekohľad). Roku 1627 vyšli Keplerove astronomické tabuľky Tabulae Rudolphinae, ktoré sa stali na dlhý čas základom výpočtu dráh planét.

Medzi veľkých obhajcov nového Kopernikovho systému sa zaradil zakladateľ modernej prírodovedy Galileo Galilei (1564-1642). Krátko po objavení ďalekohľadu Hansom Lippersheym (1560-1619) skonštruoval Galilei trojnásobne zväčšujúci ďalekohľad (1609) a neskôr i ďalšie, zväčšujúce tridsaťnásobne (1610). Svojimi ďalekohľadmi veľmi skoro objavil štyri mesiace Jupitera (nový dôkaz, že jestvujú nebeské telesá, ktoré neobiehajú okolo Zeme), fázy Venuše, potvrdzujúce obeh Venuše okolo Slnka (ďalší dôkaz v prospech heliocentrizmu), škvrny na Slnku (dôkaz, že Slnko nepozostáva z dokonale čistého, aristotelovského éteru), pohoria a roviny na Mesiaci, ako aj veľký počet hviezd v Mliečnej ceste (dôkaz, že zdanlivá sféra hviezd je oveľa rozsiahlejšia dokonca aj oproti Kopernikovým predstavám). Svoje objavy uverejnil Galilei už roku 1610 v diele Sidereus nuntius (Hviezdny posol).

Galilei vynaložil veľa úsilia, aby dokázal správnosť heliocentrizmu a aby presvedčil odporcov tohto učenia o bezdôvodnosti ich postoja. Všemožne sa snažil zabrániť aj hroziacemu oficiálnemu cirkevnému zákazu heliocentrizmus, ale napriek jeho úsiliu,objavom a zisteným zákonom pohybu planét okolo Slnka osobitná komisia pápeža Pavla V. heliocentrický názor zavrhla a zakázala. Galileimu súčasne zakázali heliocentrický názor obhajovať. Galilei sa prechodne odmlčal, ale roku 1632 uverejnil dielo Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo, tolamaico e copernicano, v ktorom uviedol presvedčivé argumenty v prospech Kopernikovho heliocentrického systému. Krátko nato ho inkvizícia odsúdila a slávnostnou prísahou postupne donútila potvrdiť, že sa zrieka Kopernikovho "bludného učenia" o pohybe Zeme (1633). Posledné roky života strávil Galilei v domácom väzení v Arcetri pri Florencii, ani tam sa však nevzdal svojej vedeckej práce. Pokračoval v štúdiu zákonov mechaniky (už predtým objavil zákon voľného pádu a sformuloval princíp nezávislosti pohybov); zistil zákony kyvadlového pohybu, šikmého vrhu, sformuloval zákon zotrvačnosti pohybu. Svoje hlavné výsledky uverejnil v Holandsku v diele Discorsi e dimonstrazioni matematiche intorno a due nove scienze attenenti alla mecanica ed i movimenti locali (1638), ktoré obsahovalo základy mechaniky a fyzikálnu obhajobu heliocentrizmu. Na konci života Galilei oslepol; zomrel roku 1642. O rok neskôr sa narodil veľký pokračovateľ jeho diela I. Newton.

V tom čase sa začali šíriť Kopernikove myšlienky aj na území Slovenska. David Fröhlich (1595-1648), narodený v Kežmarku, vydal roku 1632 v Levoči spis Anatomae revolutionibus mundanae, v ktorom obhajoval Kopernikov názor o rotácii Zeme okolo svojej osi, súčasne však pokladal Zem za stred vesmíru.

Rozkvet pozorovacej techniky

Po Tychovi Brahem sa o rozvoj pozorovacej astronómie veľkou mierou zaslúžil poľský astronóm Johannes Hevelius (1611-1687). Podrobne opísal najmä tvary a detaily mesačného povrchu v diele Selenografia (1647). V rokoch 1654-1668 uverejnil súborný prehľad o dovtedajších pozorovaniach komét a vyslovil názor, že kométy sa pohybujú po parabolických dráhach; zostavil katalóg presných polôh 1564 hviezd (vyšiel po jeho smrti roku 1690). Ďalší poľský astronóm Stanislaw Lubieniecki (1623-1675) vydal veľmi podrobný spis o kométach Theatrum Cometicum (1667), v ktorom zhromaždil všetky dostupné údaje o objavoch 415 komét od roku 2312 pred n. l. do roku 1665.

Medzi prvých významných astronómov, ktorí boli po Galileim začali využívať ďalekohľady na astronomické pozorovania, patrili: Simon Marius (1573-1624), ktorý nezávisle od Galileiho objavil Jupiterove mesiace a roku 1612 Veľkú hmlovinu v Androméde; Christoph Scheiner (1573-1650), ktorý nezávisle od Galileiho objavil roku 1611 slnečné škvrny a po dlhoročných pozorovaniach napísal o nich prvé systematické dielo Rosa Ursina (1631), hoci jeho výklad slnečných škvŕn nebol správny; Johann Baptist Cysat (Cysatus, 1586-1657), ktorý roku 1619 objavil Veľkú hmlovinu v Orióne; Nicolas-Claude Fabri de Peiresc (1580-1637), ktorý uverejnil prvú mapu Mesiaca (1636).

Zásadný význam pre ďalší rozvoj astronómie malo zhotovenie nových výkonných ďalekohľadov a kvalitných meracích prístrojov. Zdokonaľovanie astronomických ďalekohľadov rozhodujúco ovplyvnil objav zákona lomu svetelných lúčov na rozhraní dvoch optických prostredí. Dospel k nemu roku 1937 veľký zástanca Kopernikovho heliocentrického systému René Descartes (1596-1650). Prvý vláknový mikrometer (umiestený v okulárovej časti ďalekohľadu), ktorý umožňoval merať pozície s presnosťou na 1" (dovtedy 1'), zostrojil William Gascoigni (1612-1644). Kyvadlové hodiny s izochrónnym kyvadlom na presné meranie času skonštruoval roku 1657 Christian Huygens (1629-1695). Na základe optických pozorovaní zhotovil Isaac Newton (1643-1727) prvý zrkadlový ďalekohľad Newtonovho typu (1668). Robert Hooke (1635-1703) skonštruoval roku 1674 zrkadlový ďalekohľad nového typu podľa schémy, ktorú navrhol James Gregory (1638-1675) vo svojom spise Optica promota (1661). Dánsky astronóm Olaf Christensen Römer (1644-1710) vynašiel pasážnik (1689). Koncom 17. storočia sa začali zakladať veľké a kvalitne vybavené observatóriá: v Paríži (1667), v Greenwichi (1675), o niečo neskôr v Kodani a v Berlíne.

Výkonné ďalekohľady a presné meracie prístroje umožnili množstvo nových, nečakaných objavov. Ch. Huygens objavil roku 1655 najväčší Saturnov mesiac Titan a hneď potom aj Saturnov prstenec (1655-1656). Taliansky astronóm Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), riaditeľ parížskeho observatória, objavil ďalšie štyri Saturnove mesiace (1671-1684) a z pozorovaní Marsu určil na základe tretieho Keplerovho zákona pomerne presnú hodnotu astronomickej jednotky (1672). O niekoľko rokov neskôr na parížskom observatóriu určil O. Ch. Römer rýchlosť svetla na základe pozorovania zatmení Jupiterových mesiacov (1676). Na Greenwichskom observatóriu zostavil John Flamsteed (1646-1719) hviezdny katalóg Historia Coelestis Britannica s presnými polohami 2866 hviezd, odvodenými z jeho dlhoročných pozorovaní (katalóg vyšiel po jeho smrti roku 1725). James Bradley (1693-1762) objavil roku 1725 aberáciu svetla hviezd a roku 1747 nutáciu zemskej osi s periódou 19 rokov. Nicolas Louis de la Caille (1713-1762) a Joseph Jérôme de la Français Lalande (1732-1807) súčasnými meraniami z mysu Dobrej nádeje a z Berlína roku 1751 spresnili dennú paralaxu Slnka a roku 1752 určili dennú paralaxu Mesiaca. Veľmi presnú hodnotu slnečnej paralaxy odvodil roku 1769 Nevil Maskelyne (1732-1811) z pozorovaní prechodu Venuše pred Slnkom. Roku 1756 začalo svoju činnosť observatórium na univerzite v Trnave, ktoré bolo vybudované podľa návrhov Maximiliána Hella (1720-1792). Observatórium bolo vybavené veľmi kvalitnými ďalekohľadmi, skonštruované miestnym profesorom F. Kerim (1702-1768). Pod vedením Františka Weisa (1717-1785), narodeného v Trnave, vydávalo vlastnú ročenku Observationes Astronomicae (1757-1770), ktorá bola prvým prírodovedným periodikom v celom Uhorsku. Trnavské observatórium zaniklo roku 1777, keď univerzitu preložili z Trnavy do Budapešti.

Rozvoj nebeskej mechaniky

Už za Galileiho boli známe účinky zemskej príťažlivosti na pozemské telesá i na Mesiac. Známe boli aj účinky príťažlivosti Slnka na Zem. J. Kepler predpokladal, že príťažlivá sila sa mení priamo úmerne so vzdialenosťou. Ismael Boulliau (Bulliardus, 1605-1694) vo svojom diele Astronomia Philolaica (1645) vyslovil ako prvý tézu, že príťažlivosť telies klesá so štvorcom vzdialenosti.

Otázku, akým zákonom sa riadi príťažlivosť telies, definitívne vyriešil geniálny astronóm a fyzik I. Newton. Objavil tým zákon všeobecnej gravitácie, platný pre všetky telesá vesmíru: Príťažlivá sila medzi dvoma ľubovoľnými telesami je priamo úmerná súčinu ich hmotností a nepriamo úmerná štvorcu vzdialenosti medzi ich hmotnými stredmi. Newton presne matematicky sformuloval aj základné zákony pohybu. Spojením gravitačného zákona so zákonom sily odvodil presné zákony pohybu nebeských telies. Dokázal, že z týchto zákonov vyplývajú aj Keplerove zákony pohybu nebeských telies. Dokázal, že z týchto zákonov vyplývajú aj Keplerov zákony pohybu planét. Ukázal pritom, že telesá môžu obiehať okolo Slnka nielen po elipsách, ale všeobecne po ľubovoľnej kužeľosečke (parabole, hyperbole). Tento záver použil Newton na vysvetlenie pohybu komét: dokázal, že kométy sa pohybujú po dráhach, ktoré sa len málo líšia od paraboly. Newton okrem toho dokázal, že Zem musí byť pri svojich póloch sploštená v dôsledku vlastnej gravitácie a rotácie a že práve týmto javom možno objasniť aj dávno známy efekt precesie.

Svojimi teoretickými prácami sa stal Newton zakladateľom nebeskej mechaniky. Jej základné zákony uverejnil roku 1687 vo svojom hlavnom diele Philosophiae naturalis principia mathematica; druhé latinské vydanie diela vyšlo roku 1726. Do angličtiny bol spis preložený roku 1729, do francúzštiny roku 1756. Výsledky, ktoré Newton dosiahol, ovplyvnili prinajmenej na dve storočia ďalší rozvoj astronómie a podnietili množstvo teoretických prác i objavov. Nebeská mechanika umožňovala nielen presne vypočítať dráhy nebeských telies na základe ich pozorovaného pohybu, ale aj podstatne zvýšiť presnosť teoreticky vypočítaných polôh Mesiaca, planét, komét a neskôr i ďalších telies slnečnej sústavy, a to na ľubovoľne dlhý časový úsek vopred.

O rozvoj nebeskej mechaniky sa veľmi zaslúžil vynikajúci anglický astronóm Edmund Halley (1656-1742). Ako prvý vypočítal roku 1705 Newtonovou metódou dráhy 24 komét na základe jestvujúcich, dostatočne presných pozorovaní. Medzi nimi bola i jasná kométa z roku 1682, ktorej návrat úspešne predpovedal na rok 1758 (Halleyho kométa). Už predtým sa potvrdila Newtonova predpoveď o sploštení Zeme, vyplývajúca z jeho gravitačnej teórie. Parížska akadémia vied zorganizovala rozsiahle merania zemepisných súradníc v rokoch 1736-1748 v Peru a v Laponsku. Merania jednoznačne potvrdili, že Zem je na póloch sploštená, a potvrdili tak správnosť Newtonovej gravitačnej teórie.

V rozvíjaní nebeskej mechaniky pokračovali: v Rusku Leonhard Euler (1707-1783), vo Francúzsku Alexis Claude Clairaut (1713-1765) a Jean Baptiste d' Alembert (1717-1783). Immanuel Kant (1724-1804) uverejnil svoju mechanickú teóriu vzniku planetárnej sústavy (1755) a Michail Vasilievič Lomonosov (1711-1765) vyslovil svoju základnú tézu o stálom vývoji Zeme a celého vesmíru. Problémom rušivých vplyvov tretieho telesa na pohyb planét a komét (problém troch telies) sa zaoberal Joseph Louis Lagrange (1736-1813); problém vyriešil roku 1788 pre špeciálne prípady. Metódu výpočtu parabolických dráh komét podstatne zjednodušil roku 1797 brémsky lekár a samouk v nebeskej mechanike Heinrich Wilhelm Mathäus Olbers (1758-1840). Súborné päťzväzkové dielo o nebeskej mechanike Traité de mécanique céleste vydal v rokoch 1799-1825 Pierre Simon Laplace (1749-1827); už predtým sformuloval svoju nebulárnu teóriu vzniku planetárnej sústavy (1796), ktorá vychádzala z Kantových predstáv.

Vtedy sa už stali predmetom systematických výskumov aj hviezdy. Dosah Newtonovej gravitačnej teórie sa čoskoro prejavil i v tejto oblasti. Roku 1718 objavil E. Halley vlastné pohyby troch hviezd: Síria, Aldebarana a Arktúra. Do konca 178. storočia bolo známych už takmer 100 hviezd so zmeraným vlastným pohybom, ktorý určil Johann Tobias Mayer (1723-1762) a Nevil Maskelyne (1732-1811). Štúdiom vlastných pohybov hviezd sa dôkladne zaoberal Friedrich Wilhelm Herschel (sir William, 1738-1822). Roku 1783 objavil pohyb Slnka medzi hviezdami; roku 1784 vydal katalóg 711 dvojhviezd; roku 1803 zistil, že obidve hviezdy v dvojhviezde Castor zo súhvezdia Blíženci obiehajú okolo spoločného ťažiska po eliptických dráhach podobne ako planéty okolo Slnka. Z pozorovaného pohybu zložiek dvojhviezd sa dala neskôr určiť hmotnosť hviezd na základe tretieho Keplerovho zákona, zovšeobecneného Newtonom.

V ďalšom období nasledovalo mnoho významných astronomických objavov. Roku 1781 objavil Herschel planétu Urán, prvú z planét slnečnej sústavy okrem oddávna známych piatich planét. Mladý John Goodricke (1764-1786), od narodenia hluchonemý, preskúmal premennú hviezdu Algol a roku 1783 ako 19-ročný správne vysvetlil príčiny jej premennosti. Takmer v tom istom čase vydal Charles Messier (1730-1817) svoj známy katalóg hmlovín (1784). Ernst Lorenz Friedrich Chladni (1756-1827) poukázal roku 1794 na kozmický pôvod meteoritov. Heinrich Wilhelm Brandes (1777-1834) a Johann Friedrich Benzenberg (1777-1846) určili roku 1798 súčasným pozorovaním z dvoch vzdialených miest výšku meteorov. [p] Roku 1801 objavil Giuzeppe Piazzi (1746-1826) prvú planétku Ceres na obežnej dráhe medzi Marsom a Jupiterom. Čoskoro po ňom objavili tri ďalšie planétky H. W. M. Olbers a Karl Ludwig Harding (1765-1834).

Problém určenia eliptických dráh asteroidov z niekoľkých pozorovaní dokonale vyriešil a v diele Theoria motus corporum coelestium uverejnil roku 1809 vynikajúci astronóm a matematik Karl Friedrich Gauss (1777-1855). Roku 1819 vypočítal Johann Franz Encke (1791-1865) dráhu kométy s najkratšou obežnou dráhou (Enckeho kométa), ktorú objavil roku 1818 známy "lovec komét", objaviteľ 30 komét Jean Louis Pons (1761-1831). Encke Odvodil hmotnosť Merkúra a Jupitera z ich gravitačných účinkov na dráhu kométy.

Najväčším úspechom nebeskej mechaniky bol objav planéty Neptún. Planétu teoreticky predpovedali na základe výpočtu porúch v dráhe Urána Urbain-Jean-Joseph Leverrier (1811-1877) a John Couch Adams (1819-1892). Neptún objavil roku 1846 Johann Gottfried Galle (1812-1910) takmer presne na mieste teoreticky vypočítanom Levertierom.

Pokroky nebeskej mechaniky inšpirovali čoraz presnejšie merania polôh nebeských telies. O pozičnú astronómiu sa zaslúžil najmä Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846), jeden z najväčších astronómov minulého storočia. Svojimi meraniami spresnil viaceré astronomické konštanty. Roku 1838 prvýkrát v histórii zmeral trigonometrickou metódou vzdialenosť hviezdy (61 Cygni). Takmer súčasne s ním zmeral v Pulkove vzdialenosť hviezdy Vega Friedrich Georg Wilhelm von Struve (1793-1864) a na myse Dobrej nádeje vzdialenosť hviezdy Alfa Centauri škótsky astronóm Thomas Henderson (1798-1844).

Nástup astrofyziky

Zmerané vzdialenosti hviezd, prevyšujúce niekoľko stotisícnásobne vzdialenosť Slnka od Zeme, dokázali správnosť predstavy, že hviezdy sú v skutočnosti vzdialené slnká. Pozornosť astronómie v polovici minulého storočia sa tak sústredila predovšetkým na výskum Slnka a hviezd. Pri astronomických pozorovaniach sa pritom začala využívať fotografia, spektroskopia a spektrálna analýza. Zavedenie týchto fyzikálnych metód do astronomickej praxe znamenalo súčasne začiatok nového odvetvia astronómie - astrofyziky, ktorá pomocou známych fyzikálnych zákonov umožnila vysvetliť stavbu, zloženie a vlastnosti nebeských telies.

Metódu, ktorou sa dajú získať fotografické snímky na kovové dosky, objavil roku 1839 Francúz Louis Jacques Mandé Daguerre (1789-1851): obraz zachytený optickým systémom na striebornú platňu, na ktorú pôsobili jódové pary, stáva sa trvalo viditeľným pomocou ortuťových pár. Tento vynález - dagerotypia - stal sa základom neskoršej fotografickej techniky. Podmienkou na získanie kvalitného obrazu však bola dokonalá optika. Zdokonalením dagerotypie a konštrukciou bezchybných fotografických objektívov sa zaoberal vo Viedni slovenský fyzik Jozef Maximilián Petzval (1807-1891), narodený v Spišskej Belej. Roku 1840 skonštruoval achromatický trojšošovkový objektív s veľkou svetelnosťou na základe vlastného teoretického výpočtu.

Dagerotypia sa začala ihneď využívať na astronomické pozorovania. Prvú kvalitnú fotografiu Slnka urobili roku 1845 v Paríži Arnaud Hippolite Louis Fizeau (1819-1896) a Jean Bernard Léon Foucault (1819-1868). Na Harvardskom observatóriu vyfotografoval William Cranch Bond (1789-1859) ako prvý roku 1850 hviezdu Vega. Jeho syn George Philip Bond (1825-1865) dosiahol roku 1850 veľmi kvalitný obraz Mesiaca a roku 1857 prvú fotografiu dvojhviezdy (Mizar). August Ludwig Busch (1804-1855) prvý vyfotografoval slnečnú korónu pri zatmení Slnka roku 1851, prvé fotografie slnečných protuberancií sa získali roku 1858.

Súbežne s rozvojom fotografických metód sa konštruovali väčšie a kvalitnejšie ďalekohľady. Roku 1845 írsky astronóm lord Rosse (sir William Parsons, 1800-1867) uviedol do činnosti svoj veľký reflektor s kovovým zrkadlom priemeru 183 cm. Objavil ním prvú známu špirálovú hmlovinu M 51 v Poľovných psoch (1845), zistil prstencový tvar planetárnych hmlovín a preskúmal tvar Krabej hmloviny (1848). Americký optik Alvan Graham Clark (1832-1897) vybrúsil roku 1862 46 cm šošovku pre refraktor observatória v Chicagu a pri jej skúške objavil roku 1862 Síriovho sprievodcu, ktorého teoreticky predpovedal Besnel už roku 1844 na základe analýzy nepravidelností v pohybe Síria. Anglický samouk Thomas Cook zhotovil roku 1868 refraktor so 63 cm šošovkou. Do konca 19. storočia skonštruoval A. G. Clark ešte väčšie refraktory, napr. pre Pulkovské observatórium (76 cm, 1883), pre Lickovo observatórium na Mount Hamiltone (91 cm, 1888) a pre Yerkesovo observatórium (102 cm, 1897). Z hľadiska astronomickej fotografie mali ešte väčší význam nové veľké reflektory s postriebreným skleným zrkadlom, ktoré mali oveľa vyššiu svetelnosť. Medzi týmito prístrojmi vynikol najmä 120 cm reflektor, ktorý zhotovil roku 1875 francúzsky optik Martin a mechanik Eichens pre parížske observatórium. Vynikajúci reflektor s priemerom 90 cm zhotovili roku 1879 Angličania Calver a Common.

Tento ďalekohľad bol neskôr presunutý na Lickovo observatórium, kde ním dosiahol výborné fotografie hmlovín riaditeľ observatória James Edward Keeler (1857-1899). Common zhotovil roku 1891 ešte väčší, 153 cm reflektor; optické kvality tohto prístroja však zaostali za predchádzajúcim 90 cm reflektorom.

Úspech využívania fotografických metód v spojení s výkonnými ďalekohľadmi bol veľký vo všetkých oblastiach astronómie. Fotografické metódy sa stali ešte účinnejšími, keď anglický astronóm amatér Warren de la Rue (1815-1889) zaviedol do astronomickej praxe mokré fotografické dosky. Svojou metódou získal veľmi dobré fotografie Mesiaca a od roku 1858 zaviedol na observatóriu v Kew pravidelné denné fotografovanie povrchu Slnka (od roku 1872 sa tento program presunul do observatória v Greenwichi); roku 1860 počas zatmenia Slnka získal fotografie protuberancií a dokázal, že sú slnečnými útvarmi. V rokoch 1876-1882 začal sir William Huggins (1824-1910) používať s veľkým úspechom oveľa citlivejšie suché fotografické dosky na fotografovanie komét, hviezd a hmlovín. V rokoch 1886-1892 zmerali v Oxforde fotografickou metódou vzdialenosti 30 hviezd; čoskoro nato v Groningene určil Jacobus Cornelius Kapteyn (1851-1922) fotograficky vzdialenosti 250 hviezd (1900). Fotografická metóda sa veľmi výhodne uplatnila aj pri objavovaní nových vesmírnych telies. Max Wolf (1863-1932) objavil roku 1891 prvýkrát fotograficky novú planétku.

O rok neskôr objavil Edward Emerson Barnard (1857-1923) fotograficky kométu. Roku 1889 J. E. Keeler získal na Lickovom observatóriu veľký počet fotografií rôznych oblastí oblohy s množstvom neznámych, zväčša špirálových hmlovín; na viacerých doskách boli stá takýchto hmlovín a dalo sa odhadnúť, že na celej oblohe je v dosahu 90 cm reflektora Lickovho observatória prinajmenej stotisíc takýchto objektov. Nedozerné možnosti poskytla fotografia na mapovanie oblohy. Už roku 1896 vyšla prvá časť fotografického atlasu Mesiaca, zhotoveného na parížskom observatóriu. Roku 1900 bol uverejnený katalóg presných polôh 454 875 hviezd južnej oblohy Cape Photographic Durchmusterung. Polohy hviezd na observatóriu v Kapskom Meste fotograficky získal anglický astronóm David Gill a na fotografických doskách zmeral holandský astronóm J. C. Kapteyn. Tento katalóg doplnil predchádzajúci katalóg polôh 323 198 hviezd severnej oblohy Bonner Durchmusterung, ktorý zostavil namáhavými vizuálnymi pozorovaniami nemecký astronóm Friedrich Wilhelm August Argelander (1799 až 1875) v rokoch 1855-1862.

Vlastný astrofyzikálny výskum sa však začal objavom spektrálnej analýzy; podnietili ho viaceré pozorovania slnečného spektra. Už roku 1802 anglický chemik a fyzik William Hyde Wollaston (1766-1828) objavil v spektre Slnka neurčité tmavé čiary. Systematickému výskumu slnečného spektra Sa Venoval Joseph Von Fraunhofer (1787-1826). Zdokonalenou pozorovacou metódou roku 1814 objavil v spektre Slnka 567 tmavých, ostro ohraničených čiar (Fraunhoferove čiary). Najvýraznejšie čiary označil dosiaľ používanými písmenami. Fotografickú metódu použili na štúdium slnečného spektra roku 1842 fyzik Alexandre Edmond Becquerel (1820-1891) a chemik John William Draper (1811-1882); Fraunhoferove čiary objavili aj v ultrafialovej oblasti spektra. Ich pôvod vysvetlil roku 1859 Gustav Robert Kirkhoff (1824-1887) a Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) na základe Kirchhoffovho zákona žiarenia, ktorý dáva do vzájomného vzťahu pomer medzi absorpciou a emisiou žiarenia pri určitej vlnovej dĺžke s absolútnou teplotou prostredia. Kirchhoff s Bunsenom dokázali, že Fraunhoferove čiary patria známym prvkom: sodíku, železu, vápniku a ďalším nachádzajúcim sa v slnečnej atmosfére v plynovom stave. Položili tak základ spektrálnej analýzy, ktorá umožňuje skúmať fyzikálne a chemické vlastnosti vesmírnych telies pozorovaniami ich spektra.

Spektrálna analýza sa začala využívať hneď po jej objave. Anders Jöns Angström (1814-1874) premeral v slnečnom spektre vlnové dĺžky 1000 čiar a na základe Kirchhoffovej analýzy v ňom dokázal prítomnosť vodíka (1862). Pri zatmení Slnka roku 1868 Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920) a Pierre Jules César Janssen (1824-1907) nezávisle od seba objavili v slnečnom spektre jasnožltú čiaru dovtedy neznámeho prvku hélia. Veľmi kvalitné spektrum Slnka získal roku 1898 fotograficky Henry Augustus Rowland (1848-1901 ); zmeral v ňom až 23 000 spektrálnych čiar a spektrálnou analýzou v nich identifikoval čiary veľkého počtu známych chemických prvkov.

Zakladateľom hviezdnej spektroskopie sa stal W. Huggins, ktorý spektrálnym výskumom dokázal plynový charakter niektorých hmlovín (1864) a prítomnosť uhlíkových zlúčenín v kométach (1868). V tomto období dokázal taliansky astronóm Giovanni Virginio Schiaparelli (1835-1910) spojitosť medzi kométami a meteorickými rojmi, ktorú krátko predtým teoreticky predpovedal Daniel Kirkwood (1814-1895). Medzi prvých moderných astrofyzikov zaoberajúcich sa spektrálnym výskumom hviezd patrí Angelo Secchi (1818-1878), ktorý zaviedol roku 1868 prvú spektrálnu klasifikáciu hviezd. Aj v spektrách hviezd sa dokázala prítomnosť vodíka a ďalších známych prvkov. Prvú fotografiu spektra hviezdy (Vegy) získal roku 1872 Henry Draper (1837-1882). Edward Charles Pickering (1864-1919) objavil roku 1889 prvú spektroskopickú dvojhviezdu Mizar; roku 1890 vydal so svojimi spolupracovníkmi z Harvardského observatória katalóg spektier 10 351 hviezd (Draper Memorial Catalogue). Hviezdnym spektrám sa na Harvardskom observatóriu venovala najmä astronómka Williamine Flemingová (1857-1911), Antonia Caetana Mauryová (1866-1952) a Annie Jump Cannonová (1863-1941). Výsledkom ich práce je upravená, presnejšia klasifikácia hviezdnych spektier (Harvardská klasifikácia), ktorá sa používa doteraz, a najmä rozsiahly katalóg obsahujúci spektrá 225 300 hviezd celej oblohy (Henry Draper Catalogue, ktorého posledný, 6. zväzok vyšiel roku 1924).

Zmeranie presnej polohy spektrálnych čiar umožňuje určiť radiálnu rýchlosť pozorovaného objektu na základe vzťahu, ktorý odvodil Christian Johann Doppler (1803-1853) roku 1842 (Dopplerov jav). Vizuálnym spektroskopickým pozorovaním určil radiálnu rýchlosť hviezd už roku 1868 W. Huggins, jeho vizuálne pozorovania však boli zaťažené značnou chybou až ±23 km/s. Roku 1888 zmerali radiálne rýchlosti hviezd fotografickou metódou Hermann Carl Vogel (1841-1907) a Julius Scheiner (1858-1913). Už predtým Vogel určil touto metódou rotáciu Slnka. O rozvoj techniky merania radiálnych rýchlostí sa pričinil najmä Aristarch Apollonovič Belopoiskij (1854-1934) v Pulkove a William Wallace Campbell (1862-1938) na Lickovom observatóriu. Chybu v určení radiálnej rýchlosti znížili na ± 1 km/s.

Objav rozštiepenia spektrálnych čiar účinkom magnetického poľa (Zeemanov jav), ktorý teoreticky predpovedal roku 1892 Hendrik Antoon Lorentz (1835-1928) a experimentálne potvrdil roku 1896 holandský fyzik Pieter Zeeman (1865-1943 ), umožnil roku 1908 dokázať prítomnosť magnetických poli v oblasti slnečných škvŕn (George Ellery Hale, 1868-1938).

Pre astrofyziku mal zásadný význam aj rozvoj fotometrických metód na určovanie jasnosti hviezd. Metódu na vizuálne určenie zdanlivej jasnosti premenných hviezd odvodil F. W. A. Argelander. Presnú definíciu hviezdnych veľkostí zaviedol roku 1856 Norman Robert Pogson (1829-1891). Prvý vizuálny hviezdny fotometer zostrojil roku 1861 Johann Karl Friedrich Zöllner (1834-1882). Presne zmerané zdanlivé jasnosti 4 260 hviezd uverejnil roku 1884 E. Ch. Pickering v katalógu Harvard Photometry. Potsdamer Pkotometrische Durchmusterung, veľmi presný fotometrický katalóg 14 199 hviezd, zostavil v rokoch 1894-1907 Gustaw Müller (1851-1925) a Paul Kempf (1856-1936). Zrevidovaný a doplnený harvardský katalóg E. H. Pickeringa vyšiel roku 1908 s názvom Harvard Revised Photometry; obsahuje zdanlivé jasnosti všetkých hviezd oblohy do 6,5 magnitúdy (9 110 hviezd) a ďalších 36 682 slabších hviezd. Presnú fotografickú metódu určenia jasnosti hviezd meraním hustoty sčernenia obrazov hviezd na negatíve vynašiel riaditeľ observatória v Göttingene Karl Schwarzschild (1873-1916). Jeho katalóg fotografických zdanlivých jasností 3 689 hviezd Göttinger Actinometrie vyšiel roku 1910. Najpresnejšiu fotoelektrickú fotometriu zaviedli pri meraniach jasnosti premenných hviezd roku 1913 v Berlíne Paul Guthnick (1879-1947) a v Tubingene W. F. Meyer a H. Rosenberg. Účinnosť tejto fotoelektrickej metódy sa podstatne zvýšila objavom fotonásobiča roku ĺ940. Na dosiahnutie jednotnej fotometrickej škály zdanlivých jasností hviezd navrhol Frederik H. Seares(1873-1964) používal veľmi presne zmerané magnitúdy hviezd z oblasti severného svetového pólu. Searesov katalóg veľmi presne zmeraných fotografických jasností 617 hviezd do 20. magnitúdy a fotovizuálnych jasností 339 hviezd do 18. magnitúdy z oblasti severného svetového pólu (severná polárna sekvencia, NPS) prijala roku 1922 Medzinárodná astronomická únia za štandardnú fotometrickú škálu. Moderný fotometrický UBV systém zaviedol roku 1953 Harold Lester Johnson(1921-1980) a William Wilson Morgan (nar. 1906) na základe svojich fotoelektrických pozorovaní.

Veľmi účinným teoretickým nástrojom modernej astrofyziky je Hertzsprungov-Russellov diagram, vyjadrujúci vzťah medzi spektrálnym typom a svietivosťou hviezd. Zostrojil ho roku 1913 Henry Norris Russell (1887-1957), vychádzajúc z výsledkov, ktoré dosiahol dánsky astronóm Ejnar Hertzsprung (1873-1967). Už roku 1905 Hertzsprung zistil, že hviezdy spektrálnych typov K a M sa delia na dve veľké skupiny s veľmi odlišnou svietivosťou; preto vyslovil domnienku, že medzi hviezdami treba rozlišovať' "obrov" a "trpaslíkov". H. N. Russell približne v tom čase zistil, že jestvuje výrazná korelácia medzi spektrálnym typom hviezd a ich svietivosťou. Graficky vyjadrenú závislosť medzi spektrom a svietivosťou hviezd zostrojil Hertzsprung roku 1911 pre dve otvorené hviezdokopy (Plejády a Hyády) a Russell roku 1914 pre všetky hviezdy. Z Hertzsprungovho-Russellovho diagramu vyplynulo, že väčšina hviezd tvorí na ňom hlavnú postupnosť - úzky diagonálny pás, kým menšia časť hviezd sa nachádza v širšom horizontálnom páse v oblasti vysokých svietivostí. Už roku 1914 využil Walter Sydney Adams (1876-1956) a Arnold Kohlschütter (1883-1969) rozdiely v spektrách hviezd s vysokou svietivosťou (obrov) a hviezd s nízkou svietivosťou (trpaslíkov) na odvodenie veľmi dôležitej spektroskopickej metódy určenia absolútnej jasnosti, a tým aj vzdialenosti hviezd. Roku 1915 W. S. Adams odfotografoval spektrum Síriovho sprievodcu a dokázal, že je to veľmi malá a hustá hviezda - biely trpaslík. Spresnený Hertzsprungov-Russellov diagram má pre modernú astronómiu rozhodujúci význam pri štúdiu veku a vývoja hviezd.

Za svoj úspešný rozvoj vďačí astrofyzika aj teoretickým prácam, ktoré exaktne vysvetlili vznik žiarenia a spektier hviezd. Základné zákony žiarenia sformuloval už roku 1859 G. R. Kirchhoff. Na základe analýzy spektier rôznych hviezd prišiel J. N. Lockyer roku 1887 k záveru, že hviezdy majú rôzne teploty. Roku 1893 Wilhelm Carl Werner Wien (1864-1928) vyslovil zákon, podľa ktorého vlnová dĺžka maximálnej intenzity žiarenia absolútne čierneho telesa klesá s rastúcou teplotou telesa (Wienov zákon posunu). Teóriu žiarenia absolútne čierneho telesa vypracoval roku 1900 Max Planck (1858-1947); vzťah, ktorý Planck odvodil, umožňoval pre Ľubovolnú teplotu vypočítať rozdelenie intenzity žiarenia v spektre a z pozorovaného spektra tak určiť teplotu hviezdy aj celkové množstvo žiarivej energie hviezdy. Teóriu žiarenia hviezd rozpracoval K. Schwarzschild; zahrnul do nej už aj novú kvantovú teóriu stavby atómu, ktorú vytvoril Niels Henrik David Bohr (1885-1962).

Fyzikálnej interpretácii spektrálnych čiar hviezd poskytla precízny základ ionizačná teória, ktorú vypracoval roku I920 indický fyzik Megnad Saha (1893-1956). Ukázalo sa, že chemické zloženie hviezd je v podstate veľmi zhodné a že rozdiely v spektrách hviezd sú spôsobené odlišnými podmienkami v atmosférach hviezd, najmä teploty a tlaku plynu, ktoré rozhodujú o ionizácii atómov. Fyziku hviezdnych atmosfér na základe teórie spektier vypracoval roku 1927 Marcel Gilles Minnaert (1893-1970), Otto Struve (1897-1963) a Albrecht Otto Johannes Unsöld (nar. 1905). Rotáciu hviezd na základe pozorovaných profilov ich spektrálnych čiar, rozšírených Dopplerovým javom, určil roku 1930 Grigorij Abramovič Šajn (1892-1956), O. Struve a Christian Thomas Elvey (1899-1970).

Už v druhej polovici 19. storočia sa niektorí astronómovia začali zaoberať otázkou vnútornej štruktúry hviezd. Roku 1870 uverejnil prvú prácu na túto tému americký astronóm Jonathan Homer Lane (1819-1880). Názov jeho práce O teoretickej teplote Slnka pri predpoklade plynovej masy, ktorá udržuje svoj objem na úkor jej vnútornej teploty a riadi sa zákonmi plynov známych z pozemských experimentov ukazuje, akým smerom sa teória uberala. V tomto duchu uverejnil ďalšiu prácu roku 1878 nemecký fyzik Georg August Dietrich Ritter (1826-1908). Priekopníckou prácou pre teóriu vnútornej stavby hviezd však bola až kniha Gaskugeln (Plynové gule), ktorú uverejnil roku 1907 Robert Jacob Emden (1862-1940). Emden predpokladal, že hviezdy pozostávajú z ideálneho plynu a preto vytvoril termodynamickú teóriu vnútornej stavby plynových polytropných gúľ. Z Lanovej i Emdenovej teórie vyplývalo, že teplota vo vnútorných oblastiach hviezd musí dosahovať milióny stupňov. Roku 1913 poľský fyzik C. Białobrzeski dokázal, že vnútri hviezd popri tlaku plynu má závažnú úlohu aj tlak žiarenia. Teóriu vnútornej stavby hviezd zdokonalil v rokoch 1916-1926 vynikajúci anglický teoretik sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944). Roku 1921 vypočítal prvý model hviezdy (štandardný model), roku 1924 objavil veľmi dôležitý vzťah medzi hmotnosťou a svietivosťou hviezd. Výsledky teoretických prác o vnútornej stavbe hviezd uviedol Eddington vo svojom hlavnom diele Internal Constitution of the Stars (1926). Veľkým krokom vpred v poznaní vnútornej stavby a zdroja energie hviezd bol objav termonukleárnych procesov. Roku 1938 Hans Albrecht Bethe (nar. 1906) a Carl Friedrich von Weizsäcker (nar. 1912) dokázali, že hlavný zdroj žiarenia hviezd spočíva v jadrovej premene vodíka na hélium. Presné pozorovania a merania fyzikálnych charakteristík veľkého množstva hviezd a ich konfrontácia s dôkladne rozpracovanými teóriami a modelmi hviezd, získanými vďaka modernej výpočtovej technike, umožnili dosiahnuť pomerne ucelený obraz o procese vzniku, vnútornej stavby, vývoja a zániku hviezd, vrátane superhustých stavov v záverečných fázach vývoja hviezd vo forme bielych trpaslíkov neutrónových hviezd a čiernych dier. Priekopnícke práce v tomto smere vykonali Heinrich Vogt (1890-1968), Lev Davydovič Landau (1908-1968), Viktor Amazaspovič Ambarcumian (nar. 1908), Subrahmanan Chandrasekhar (nar. 1910), Fred Hoyle (nar. 1915), Martin Schwarzschild (nar. 1912) a mnohí ďalší. Podstatný pokrok v teórii stavby a vývoja hviezd sa dosiahol najmä zavedením výpočtovej techniky do astronómie.

Výskum hviezdnych sústav

Stavbu našej hviezdnej sústavy, Galaxie, začali podrobnejšie skúmať už koncom 18. a začiatkom 19. Storočia F. W. Herschel a jeho Syn John Frederick William Herschel (Sir John, 1792-1871). V schéme F. W. Herschela z roku 1784, ešte celkom nepresnej, má Galaxia sploštený tvar a Slnko je v strede celej hviezdnej sústavy. Roku 1847 vyslovil F. G. W. Struve jasne formulovanú predstavu, že hviezdy sa koncentrujú k Mliečnej ceste, ktorou prebieha hlavná rovina celej našej hviezdnej sústavy. Porovnaním svojho teoretického odhadu počtu hviezd pozorovateľných ďalekohľadom so skutočne pozorovaným, oveľa nižším počtom hviezd dospel Struve k záveru, že medzihviezdny priestor nemožno pokladať za absolútne priezračný. Roku 1859 sa prvýkrát zaoberal problémom rotácie celej hviezdnej sústavy Marian Albertovič Kovaľskij (1821-1884). Švédsky astronóm Johann August Hugo Gyldén (1841-1896) objavil roku 1871 zákonitosti v pohyboch hviezd, ktoré by mohli byt dôsledkom rotácie Galaxie, a na základe toho určil smer stredu našej hviezdnej sústavy.

Katalógy hviezd a údaje pozorovaní, ktoré boli v tomto období k dispozícii, nestačili ešte na definitívne vyriešenie otázky skutočnej štruktúry a rotácie Galaxie. Bolo pritom zrejmé, že vzhľadom na veľký počet hviezd nie je nádej získať obraz o štruktúre hviezdnej sústavy meraním presných polôh a vzdialeností všetkých hviezd. V astronomickom výskume sa tak prvý raz začali používať štatistické metódy a štruktúra Galaxie sa začala skúmať na základe reprezentatívnych vzoriek hviezd z rôznych smerov Galaxie.

Exaktné stelárno štatistické základy výskumu Galaxie vybudovali začiatkom 20. storočia Hugo von Seeliger (1849-1924) a J. C. Kapteyn. Ich metódy, vychádzajúce z pozorovaného počtu hviezd do určitej hviezdnej veľkosti vo vybraných smeroch oblohy (Kapteynove polia), definitívne potvrdili, že naša hviezdna sústava má veľmi sploštený tvar. Slnko zostávalo naďalej v strede, resp. takmer v strede hviezdnej sústavy. Podstatný pokrok vo výskume štruktúry Galaxie dosiahol roku 1918 Harlow Shapley (1885-1972) zistením presných vzdialeností 69 guľových hviezdokôp. Shapley dokázal, že Slnko sa nachádza veľmi ďaleko od centra hviezdnej sústavy, ležiaceho v smere súhvezdia Strelec vo vzdialenosti takmer 40 000 svetelných rokov (novšie určené spoľahlivejšie hodnoty tejto vzdialenosti sa len málo líšia od hodnoty, ktorú odvodil). Tak sa definitívne dokázalo, že Zem, planéta Slnka, nemá nijaké výsadné postavenie ani vo hviezdnej sústave.

V rokoch 1926-1927 švédsky astronóm Bertil Lindblad (1895-1965) a holandský astronóm Jan Hendrik Oort (nar. 1900) objasnili kinematiku Galaxie odvodením presných matematických vzťahov galaktickej rotácie a potvrdením tejto rotácie na základe pozorovaných vlastných pohybov a radiálnych rýchlostí hviezd. Postupne sa ukázalo, že Slnko so svojou planetárnou sústavou obieha okolo centra Galaxie rýchlosťou 250 km/s a že jeden obeh vykoná za 230 miliónov rokov. Zo zistenej rýchlosti rotácie sa dala prvý raz spoľahlivejšie určiť aj celková hmotnosť Galaxie na približne 150 miliárd hmotností Slnka. Už predtým na základe štatistických výskumov prišli F. H. Seares a Pieter van Rhijn (1886-1960) k záveru, že Galaxia musí mat minimálne 30 miliárd hviezd. Roku 1930 Robert Julius Trumpler (1886-1956) potvrdil medzihviezdnu absorpciu svetla a z pozorovaní odvodil jej veľkosť; dôsledkom tohto objavu bola revízia stelárno štatistických prác o stavbe Galaxie, z ktorej vyplynula pre hmotnosť Galaxie hodnota 150 miliárd hviezd zhodne s výsledkom štúdia galaktickej rotácie. V tom istom roku objavil americký astronóm Clyde William Tombaugh (nar. 1906) poslednú známu planétu slnečnej sústavy Pluto. Roku 1944 Walter Baade (1893-1960) zistil, že naša hviezdna sústava je komplexom zloženým z hviezdnych populácií rôzneho veku a štruktúry; roku 1947 V. A. Ambarcumian objavil skupiny veľmi mladých hviezd, hviezdne asociácie.

Otázka, či je naša Galaxia jedinou hviezdnou sústavou vo vesmíre, ostávala celkom otvorená až do dvadsiatych rokov nášho storočia. V rokoch 1916-1924 sa o tomto probléme rozvinula rozsiahla a ostrá polemika, svedčiaca o rozpornosti pozorovaných údajov. Roku 1920 sa uskutočnila vedecká debata pred americkou Národnou akadémiou vied medzi hlavnými predstaviteľmi dvoch protichodných smerov: Heber Doust Curtis (1872-1942) obhajoval názor o existencii mnohých galaxií ("vesmírnych ostrovov"), H. Shapley bol zástancom (jedným z posledných) názoru o výnimočnosti a ojedinelosti našej hviezdnej sústavy. Otázka sa definitívne vyriešila v rokoch 1924-1925, keď Edwin Powell Hubble (1889-1953) pomocou 2,5 m ďalekohľadu observatória na Mount Wilsone (postaveného roku 1918) rozložil na jednotlivé hviezdy okrajové časti niektorých špirálových hmlovín a tak dokázal ich hviezdny charakter. Rozsiahly výskum vzdialených hviezdnych sústav umožnil potom čoskoro vytvoriť prvú klasifikáciu galaxií (Hubble, 1925), ktorá sa v podstate používa dosiaľ: eliptické, špirálové, šošovkovité a nepravidelné galaxie. Roku 1929 prišiel Hubble na jeden z najväčších objavov astronómie nášho storočia - na rozpínanie vesmíru, ku ktorému dospel porovnaním vzdialeností galaxií s ich radiálnymi rýchlosťami, odvodenými z pozorovaného červeného posunu ich spektrálnych čiar. Radiálnu rýchlosť zmeral Vesto Melvin Slipher (1875-1969) prvýkrát roku 1912 pri galaxii M 31 a neskôr i pri viacerých ďalších. Hubble sa pri svojom objave opieral o merania Sliphera a Miltona Humasona (1891-1972). Objavom guľových hviezdokôp v galaxiách roku 1934 dokázal Hubble podobnosť medzi špirálovými galaxiami a našou hviezdnou sústavou. Spektrálnym výskumnom galaxií sa zaoberal najmä Carl Keenan Seyfert (1911-1960), ktorý roku 1943 objavil galaxie (pomenované po ňom) s búrlivými pohybmi plynových más v ich jadrových oblastiach; boli to prvé objavené galaxie s aktívnymi jadrami.

V určovaní presných vzdialeností galaxií sa dosiahol podstatný pokrok pozorovaniami na novopostavenom 5 m ďalekohľade observatória na Mount Palomare (uvedený do činnosti roku 1948). Roku 1952 W. Baade zistil, že jestvujú dva druhy premenných hviezd cefeíd, ktoré sa používali ako základ fotometrického určovania vzdialenosti galaxií. Tento objav vyvolal revíziu škály mimogalaktických vzdialeností, a tým aj spresnenie Hubblovej konštanty, vyjadrujúcej rýchlosť rozpínania vesmíru.

Expanzia celého známeho vesmíru, zistená a neskôr definitívne potvrdená pozorovaniami, našla svoje teoretické vysvetlenie v nestacionárnych modeloch vesmíru, ktoré teoreticky odvodil už pred Hubblovým objavom v rokoch 1922-1924 leningradský matematik Alexandr Alexandrovič Fridman (1888-1925) na základe všeobecnej teórie relativity, sformulovanej roku 1916 geniálnym fyzikom Albertom Einsteinom (1879-1955). Nezávisle od Fridmana odvodil nestacionárne modely vesmíru Georges Edouard Lemaître (1894-1966), ktorý ich navyše dal do súvisu s objavenou expanziou vesmíru a dospel k záveru o horúcom, superhustom začiatku vývoja nášho vesmíru. Teóriu začiatku vývoja vesmíru mohutnou explóziou - big bangom - teoreticky dôkladne rozpracoval roku 1948 George Anthony Gamow (1904-1968). Náš vesmír sa podľa tejto teórie, potvrdzovanej novšími objavmi, začal vyvíjať približne pred 15 miliardami rokov.

Moderné astronomické výskumy

Moderná astronómia vďačí za mnohé nové objavy a poznatky rádioastronómii. Rádiové žiarenie prichádzajúce z vesmíru objavil roku 1931 Karl Guthe Jansky (1905-1950). Už roku 1936 si zhotovil rádioinžinier a zanietený astronóm amatér Grote Reber (nar. 1911) prvý rádiový ďalekohľad s pohyblivou anténou priemeru 9,5 metra, pracujúci na vlne 60 cm. Po niekoľkoročných pozorovaniach sa mu podarilo zostrojiť prvú rádiovú mapu Galaxie na vlnovej dĺžke 1,87 m (1940-1942).

Rádiové žiarenie Slnka objavil roku 1942 James Stanley Hey (nar. 1909). V rokoch 1944-1949 objavili J. S. Hey, S. J. Parsons a J. W. Philips prvý rádiový zdroj na oblohe - Cygnus A v súhvezdí Labuť. Pomocou 5 m reflektora na Mount Palomare zistil roku 1953 W. Baade a Rudolf Leo Minkowski (1895-1976), že tento rádiový zdroj je totožný s eliptickou pekuliárnou galaxiou M 87. Ďalší rádiový zdroj Cassiopeia A objavil roku 1947 sir Martin Ryle (nar. 1918) a Francis Grahan Smith (nar. 1923). Minkowski ho identifikoval optickými pozorovaniami ako plynový pozostatok supernovy. Roku 1951 bolo objavené rádiové žiarenie medzihviezdneho vodíka na vlne 21 cm, ktoré teoreticky predpovedal roku 1944 Hendrik Christoffel van de Hulst (nar. 1918) a krátko po ňom s podrobným teoretickým rozborom aj Josif Samuilovič Šklovskij (1916-1985). Objav rádiového žiarenia medzihviezdneho vodíka umožnil veľmi účinne skúmať špirálovú štruktúru Galaxie na rádiových vlnách nerušených medzihviezdnou absorpciou.

Intenzívny rádioastronomický výskum v uplynulých desaťročiach podmienila konštrukcia veľkých rádiových ďalekohľadov, rádiových interferometrov a rádiová metóda apertúrovej syntézy na veľkých vzdialenostiach, ktorá umožňuje rádiové pozorovania s vysokou rozlišovacou schopnosťou. Začiatkom šesťdesiatych rokov boli zostavené prvé veľké katalógy rádiových zdrojov, medzi nimi aj známy katalóg 3C (tretí katalóg rádiového observatória v Cambridgei). Ukázalo sa, že najväčšiu časť rádiových zdrojov tvoria mimogalaktické objekty; v súčasnosti je ich známych vyše 10 000.

Pre astronómiu bola cenným prínosom aj aktívna rádioastronómia, ktorá skúma radarovými metódami telesá slnečnej sústavy (meteory pri ich lete zemskou atmosférou, Venušu, Mars). Priekopníkom v tejto oblasti bol najmä sir Alfred Charles Bernard Lovell (nar. 1913). Analýzou radarových záznamov objavil roku 1966 vysoké útvary na Marse Carl Edward Sagan (1934-1996).

Rádioastronomickými pozorovaniami sa objavili viaceré netušené kozmické objekty. Roku 1963 objavil Maarten Schmidt (nar. 1929) kvazary na základe rádiových pozorovaní zdroja 3C 273, ktoré uskutočnil roku 1962 so svojimi spolupracovníkmi C. Hazard na austrálskom rádiovom observatóriu v Parkese. Ukázalo sa, že kvazary sú najvzdialenejšími známymi objektmi vesmíru a že sú najvýraznejšou formou aktivity jadier galaxií v začiatočných fázach ich vývoja. Na základe rádiových pozorovaní na Mullardovom observatóriu v Anglicku objavil roku 1967 Antony Hewish (nar. 1924) a jeho spolupracovníci pulzary, o ktorých sa čoskoro zistilo, že sú to rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy. Roku 1963 objavil S. Weinreb medzihviezdne molekuly OH, roku 1968 J. W. Wilson a A. H. Berret žiarenie OH. infračervených hviezd. Pre kozmológiu má mimoriadny význam objav reliktového žiarenia, ktorý dosiahli roku 1965 rádiovými pozorovaniami Arno Penzias (nar. 1933) a Robert Woodrow Wilson (nar. 1936). Jestvovanie reliktového žiarenia s pozorovanou teplotou 3 K sa všeobecne pokladá za najsilnejší argument v prospech nestacionárnych modelov vesmíru so začiatočných big bangom.

Pri poznávaní fyzikálnych procesov a vývoja rozličných kozmických objektov sa stávajú čoraz neoceniteľnejšími aj pozorovania v ďalších neviditeľných oblastiach spektra. Vznikajú tak nové, búrlivo sa rozvíjajúce odvetvia astrofyziky: infračervená astronómia, ultrafialová astronómia, röntgenová astronómia, gama astronómia. Prvé infračervené pozorovania uskutočnili v rokoch 1965-1967 G. Neugebauer a R. B. Leighton. Výsledkom doterajších pozorovaní je katalóg 20 000 zdrojov infračerveného žiarenia, z ktorých asi 600 sa podarilo identifikovať ako optické objekty. Infračervená astronómia pomáha objavovať objekty - zrejme vznikajúce hviezdy, umožnila spresniť polohu centra Galaxie, podrobnejšie preskúmať kvazary a galaxie s aktívnymi jadrami, skúmať medzihviezdne molekuly. Röntgenová astronómia veľmi pokročila najmä meraniami na umelých družiciach Zeme (špecializovaná americká družica Uhuru, vypustená roku 1971; röntgenový ďalekohľad Filin na ruskej orbitálnej stanici Saľut 4 atď.). Len z družice Uhuru je známych 339 zdrojov röntgenového žiarenia, medzi ktorými sú pozostatky supernov, galaxie, kvazary, pulzary a veľmi pravdepodobne i čierna diera (Cygnus X-1). Závažné objavy dosiahla gama astronómia, napr. objav veľmi intenzívnych, krátko trvajúcich vzplanutí gama žiarenia, registrovaných prístrojmi na družiciach typu Vela.

Vo všetkých týchto oblastiach astronómie majú čoraz významnejšiu úlohu pozorovania za hranicami zemskej atmosféry pomocou prístrojov na umelých družiciach Zeme, ako napríklad HST (Hubblov vesmírny ďalekohľad). Práve tomuto kozmickému výskumu vďačíme aj za mnohé zásadné objavy vo výskume slnečnej sústavy (podrobný prieskum povrchu nášho Mesiaca sondami i ľudskými posádkami, výskum povrchu planét a ich mesiacov, objav sopečnej činnosti na mesiacoch Jupitera, prstence Urána a Jupitera atď.).