Wiek dziewiętnasty i narodziny astrofizyki

W wieku XVIII i pierwszej połowie XIX astronomia polegała właściwie na studiowaniu ruchów ciał Układu Słonecznego i tworzeniu coraz dokładniejszych i obszerniejszych katalogów gwiazd. Na przełomie tych stuleci nowe obszary badawcze wskazał William Herschel, systematycznie obserwując obiekty mgławicowe, gromady gwiazd oraz gwiazdy podwójne i próbując zrozumieć, jak one ewoluują. To dzięki Herschelowi w 1803 r. poznano pierwsze dowody na stosowalność mechaniki Newtona poza granicami Układu Słonecznego: z jego obserwacji wynikało, że gwiazdy w niektórych układach podwójne okrążają się pod wpływem wzajemnego przyciągania. Ale w XIX w. fizyka w jeszcze inny sposób zmieniła oblicze astronomii: poprzez rozwój analizy spektralnej.

Po raz pierwszy kilkaset linii absorpcyjnych w widmie Słońca dostrzegł Joseph Fraunhofer (1787–1826). W 1859 r. Robert Bunsen (1811–1899) i Gustav Kirchhoff (1824–1887) zidentyfikowali te linie, przypisując je znanym pierwiastkom chemicznym. W ten sposób człowiek mógł zacząć poznawać skład chemiczny wszechświata.

Połowa XIX w. była również świadkiem początków fotografii astronomicznej, która najpierw za cel obrała Słońce, ale już w latach 70. udało się otrzymać zdjęcia widm kilku jasnych gwiazd. W ten sposób ścisły mariaż dużych instrumentów obserwacyjnych – refraktorów i teleskopów zwierciadlanych – z kamerami fotograficznymi i spektrografami stał się nieukniony. Umożliwiło to systematyczne badania widm gwiazd, a przez to wyciąganie wniosków na temat ich składu chemicznego, temperatury i prędkości przestrzennej.

Spektroskop pozwolił Williamowi Hugginsowi (1824–1910) już w latach sześćdziesiątych XIX w. rozstrzygnąć jeden z ważniejszych problemów astronomii od czasów Herschela: czy mgławice są skupiskami gazu czy może bardzo odległymi grupkami gwiazd, których światło zlewa się w mgiełkę? Analiza widmowa dała jednoznaczną odpowiedź: istnieją dwa rozdaje mgławic – gazowe i gwiazdowe. Zestaw obiektów wypełniających wszechświat stawał się coraz ciekawszy. Czym jednak miałby być ów wszechświat i jakie mieć granice?

Już William Herschel próbował na podstawie zliczeń gwiazd w różnych obszarach nieba określić granice Drogi Mlecznej – rozumianej jako system gwiazd, w którym znajduje się Słońce. Dziś wiemy, że uzyskał błędny obraz rzeczywistości, ale późniejsze próby, aż do końca XIX w., były równie nieudane. W każdym razie astronomowie zgadzali się, że Słońce znajduje się w swego rodzaju płaskim dysku, utworzonym z gwiazd i mającym średnicę do 10 razy większą od grubości. W drugiej połowie XIX w. pojawił się dodatkowy problem, zaczęto bowiem odkrywać coraz liczniejsze mgławice spiralne (pierwszą dostrzeżono w 1845 r.). Czy należało je traktować jako systemy gwiazd podobne do Drogi Mlecznej czy też uznać za mgławice leżące w jej obrębie i będące np. układami planetarnymi in statu nascendi? Większość astronomów skłaniała się ku temu drugiemu rozwiązaniu. W tym mniemaniu upewnił ich rozbłysk gwiazdy, do jakiego doszło w 1885 r. w Wielkiej Mgławicy w Andromedzie. W ciągu kilku dni gwiazda osiągnęła blask niemal dorównujący jasności całej mgławicy. Ówczesna fizyka nie znała jeszcze mechanizmu, który mógłby doprowadzić do takiego pojaśnienia gwiazdy, uznano więc, że mgławica nie może składać się z milionów innych gwiazd i być samodzielnym systemem; znacznie rozsądniej wydawało się przyjąć, iż mamy do czynienia z pobliskim obłokiem gazu, przez który przedziera się samotna gwiazda.

Literatura

1. Historia astronomii, pod red. M. Hoskina, Warszawa 2007.
2. J. North, Historia astronomii i kosmologii, Katowice 1997.