interaktívne zoznámenie s kozmom
|
|
interaktívne zoznámenie s kozmom |
Teraz ste tu: Stefanik » História a osobnosti » Predstavy o Slnku späť na astroportal.sk
Už od staroveku učenci predpokladali, že Slnko, podobne ako Zem a Mesiac, má tvar gule. Zo Zeme Slnko vidíme ako kotúčik s priemerom pol stupňa, čo v zásade umožňuje stanoviť i jeho polomer v dĺžkových jednotkách. Musíme však poznať vzdialenosť medzi Zemou a Slnkom v absolútnych jednotkách, čiže dĺžku astronomickej jednotky (AU).
Prvý zachovaný odhad veľkosti Slnka pochádza od iónského filozofa Anaxagora z Klazomen (asi 500 - 428 pr. n. l.), ktorý prišiel v polovici 5. stol. pr. n. l. do Atén prednášať svoju prírodnú filozofiu. Ten tvrdil, že Slnko je žeravý kameň veľký ako Peloponésos. Kvôli tomuto tvrdeniu bol obžalovaný z bezbožnosti, pretože Slnko považovali Aténčania za boha, o ktorého "rozmeroch" sa jednoducho neuvažuje; takže musel Atény rýchlo opustiť. Z dnešného hľadiska je zrejmé, že veľkosť i vzdialenosť Slnka podcenil približne 10 000 krát, aj keď v jeho dobe znamenal tento odhad revolučný zvrat v predstavách o rozľahlosti vesmíru a veľkosti nebeských telies. Astronóm Aristarchos zo Samu (310 - 230 pr. n. l) dva storočia po Anaxagorovi na základe pozorovania uhlovej vzdialenosti Slnka a Mesiaca v okamihu prvej štvrte odhadol vzdialenosť Slnka na 19-násobok vzdialenosti Zem-Mesiac. Vzhľadom k tomu, že z mesačných zatmení poznal pomer priemerov Zeme a Mesiaca, bol schopný vypočítať, že Slnko nutne musí byť najmenej sedemkrát väčšie ako Zem! Približne rovnakú predstavu o vzdialenosti Slnka mali i astronómovia z doby Keplerovej, ktorí dĺžku astronomickej jednotky odhadovali na 7 miliónov kilometrov, čo je 1/21 jej skutočnej veľkosti.
Skutočne blízku predstavu o vzdialenosti Slnka, ale i ďalších telies Slnečnej sústavy, si ľudia spravili až v roku 1672. Vtedy na základe výsledkov súčasného pozorovania polohy Marsu z dvoch odľahlých miest zemského povrchu bola určená dĺžka astronomickej jednotky na 140 miliónov kilometrov. (Astronomická jednotka patrí medzi vedľajšie jednotky SI: 1 AU = 1,495 979 * 1011 m, je teda o 7% väčšia než jej vtedajšie určenie)
Slnko sa tak so svojím priemerom viac než milión kilometrov definitívne stalo najväčším telesom v Slnečnej sústave. Jeho rozmer však skôr spôsoboval rozpaky, pretože vtedajšia veda si s takým gigantickým telesom nevedela rady.
Pozornosť astronómov sa na začiatku novoveku sústreďovala predovšetkým na premeriavanie polôh a pohybov kozmických objektov, štúdiu fyzikálnej povahy Slnka a hviezd sa nikto z astronómov cielene nevenoval. Názory na tieto otázky sa dozvedáme iba sprostredkovane z poznámok či dobových "popularizačných výkladov" zameraných zvlášť na vysvetlenie fenoménu slnečných škvŕn.
Objav slnečných škvŕn (Slnečné škvrny objavili takmer súčasne okolo roku 1610 anglický matematik a filozof Thomas Harriot (1560 - 1621), bavorský jezuita Christoph Scheiner (1575 - 1650), taliansky fyzik a astronóm Galileo Galilei a astronóm Johannes Fabricius (1587-1616), ktorý celý jav tiež popísal v knihe. Všetkým týmto pozorovaniam robeným ďalekohľadmi predchádzal početný rad pozorovaní škvŕn buď voľnými očami alebo premietaním slnečného kotúča - 1607 pozorovanie Keplera.) do istej miery narušil vtedy všeobecne prijímaný obraz Slnka ako gule čistého svetla (odtiaľ názov pre viditeľný povrch Slnka – fotosféra = guľa svetla). Prvé výklady slnečných škvŕn preto videli v slnečných škvrnách tmavé telesá premietajúce sa na slnečný kotúč. Po zdokonalení pozorovacej techniky však toto vysvetlenie už neobstálo (nepravidelný tvar škvŕn, ich vývoj, penumbra, ...).
V polovici 18. storočia sa tvrdilo, že škvrny sú vrcholky hôr vyčnievajúce zo svetelného oceánu, prípadne sopky chŕliace sadze a škváru. V roku 1769 však škótský astronóm Alexander Wilson (1714 - 1786) ukázal, že perspektívne skracovanie okrajov škvrny ku okraju rotujúceho Slnka skôr poukazuje na to, že ide o depresie, akési diery do žiarivého slnečného povrchu (1774). Túto predstavu podporoval i William Herschel (1738 - 1822). Ten v Slnku videl tmavú hornatú guľu, najskôr obývanú Slnečňanmi, obklopenú hustou vrstvou mrakov chrániacich zrak obyvateľov pred neznesiteľným jasom a žiarou zvonka. Slnečné škvrny sú potom trhliny v mrakoch, ktorými vidíme až na dno. Vďaka Herschelovej autorite bol tento, z dnešného hľadiska kuriózny názor akceptovaný väčšinou astronómov. Slnko vtedy nebolo považované za nič iné len za veľkú planétu podobnú Zemi. Nepríjemný rozdiel medzi hviezdou a planétou sa tak zmazal. To bolo v poriadku, pretože existencia planét bola zdôvodniteľná tým, že tieto telesá sú stvorené na to, aby niesli život. Vyplývalo to zo všeobecného presvedčenia, že všetko je vo svete zariadené úplne účelne – v zhode s úradom Božím. John Herschel (1792 - 1871) otcovu predstavu zdokonalil v tom zmysle, že slnečné škvrny sú obrovské víry v slnečnej atmosfére. Jeho pohľad podporil i objav Richarda Christophera Carringtona (1826-1875), ktorý na základe svojich pozorovaní pohybov slnečných škvŕn na slnečnom disku dokázal, že slnečná fotosféra nerotuje ako tuhé teleso. Začalo sa tak špekulovať o tom, že povrchové vrstvy Slnka asi budú zložené z žeravých plynov.
Celkom nové informácie v sebe obsahuje slnečné a hviezdne spektrum. Vážne pokusy s rozkladom slnečného svetla hranolom začal už v roku 1666 Isaac Newton. Ukázal, že dúhový pás spektrálne čistých (ďalej nerozložiteľných) farieb, teda tzv. spektrum, možno znova zložiť na biele svetlo. Na jeho experimenty nadviazal v roku 1802 anglický fyzik William Hyde Wollaston (1766 - 1828), ktorý vstupnú dierku nahradil úzkou štrbinou. Farby sa tak ešte vyčistili, avšak sa tu nečakane objavili tmavé čiary. Wollaston ich kvalifikoval ako hranice medzi ôsmimi "prirodzenými" farbami spektra.
V roku 1814 experimentoval nemecký optik Joseph von Fraunhoffer (1787 - 1826) s hranolmi z rôznych druhov skiel. Pomocou nich v slnečnom spektre objavil tisíce tmavých čiar rôznej šírky a intenzity. Bez toho aby vedel, čo znamenajú, urobil v roku 1817 ich katalóg s 324 položkami. Čiaram v spektre sa potom tiež hovorilo Fraunhofferove čiary. Fraunhoffer svojím primitívnym spektroskopom pozoroval tiež spektrum Mesiaca a zistil, že podľa očakávania je veľmi podobné slnečnému spektru. Pozoroval taktiež niektoré jasné hviezdy, u ktorých zistil, že sa ich spektrá od slnečného občas líšia (Sirius, Castor). Najviac ho zaujala dvojitá tmavá čiara v žltej oblasti, s ktorou sa stretol nie iba v slnečnom spektre, ale i v spektrách hviezd Slnku podobných (Pollux, Capella). Povšimol si rovnako, že na tom istom mieste spektra plameňa plynového horáku sa vyskytuje ten istý čiarový dublet, ibaže v emisnej podobe. Neskôr bolo zistené, že ide o čiary sodíka, ktoré sa do plameňa dostávajú v stopách kuchynskej soli.
Najzásadnejší prínos však znamenajú práce dvoch nemeckých fyzikov: Roberta Wilhelma Bunsena (1811 - 1899) a Gustava-Roberta Kirchhoffa (1824 - 1887). Títo vedci pri rozbore spektra Slnka a jasných hviezd našli nezvratné dôkazy, že atmosféry týchto objektov sú tvorené rovnakými chemickými prvky s ktorými sa stretávame v pozemských materiáloch. Tým bol položený základ pre dnes všeobecne prijímaný pohľad na svet, ktorý nám umožňuje skúmať a vykladať vlastností kozmických objektov pomocou fyzikálnych metód a zákonov. Zrodila sa nová vedná disciplína – astrofyzika.
Posledná zmena:
© 2002 Štefánikova nadácia na podporu
astronómie na Slovensku (napíšte nám)
späť na astroportal.sk