pocasie-vesmir a ine...

Toto je záhlaví Vašich stránek. Text můžete změnit v administraci v 'Nastavení stránek'.

kalendar

Štatistika

Štatistika

TOPlist

Štatistika

počítadlo.abz.cz

jj

Free counters!

Historia

V roku 1610 použil Galileo Galilei ďalekohľad na štúdium svetlého pásu nočnej oblohy známeho ako Mliečna dráha a objavil, že pozostával z obrovského počtu matných hviezd. V roku 1755 sa Immanuel Kant vo svojej úvahe, vychádzajúc zo skoršej práce Thomasa Wrighta, (správne) domnieval, že galaxia by mohla byť rotujúce teleso obrovského počtu hviezd, držaných pokope gravitačnými silami, podobne ako Slnečná sústava, avšak oveľa väčšieho rozsahu. Výsledný hviezdny disk by bol z nášho pohľadu z jeho vnútra videný ako pás na nebi. Kant sa tiež domnieval, že niektoré z hmlovín, viditeľných na nočnej oblohe, by mohli byť samostatné galaxie. Ku koncu 18. storočia zostavil Charles Messier katalóg, obsahujúci 110 najjasnejších hmlovín a hviezdnych klastrov, neskôr nasledovaný katalógom 5000 hmlovín, zhromaždeným Williamom Herschelom. V roku 1845 skonštruoval William Parsons nový ďalekohľad, pomocou ktorého bol schopný rozlišovať medzi eliptickými a špirálovitými hmlovinami. Tiež sa mu v niektorých hmlovinách podarilo rozpoznať individuálne bodové zdroje, čím potvrdil Kantovu skoršiu domnienku. Napriek tomu neboli hmloviny všeobecne uznané ako vzdialené samostatné galaxie, až pokým záležitosť nevyriešil Edwin Powell Hubble na začiatku 20. rokov 20. storočia, použitím nového ďalekohľadu. Bol schopný rozlíšiť vonkajšie časti niektorých špirálovitých hmlovín ako množiny samostatných hviezd a tiež umožnil odhadnutie vzdialeností k hmlovinám: boli príliš ďaleko na to, aby boli súčasťou Mliečnej dráhy. V roku 1936 vytvoril klasifikačný systém pre galaxie, ktorý sa používa dodnes, tzv. Hubbleova postupnosť. Prvý pokus opísať tvar Mliečnej dráhy a pozíciu Slnka v nej uskutočnil William Herschel v roku 1785 dôkladným spočítaním počtu hviezd v rôznych oblastiach oblohy. Použitím prepracovaného prístupu dospel Jacobus Kapteyn v roku 1920 k obrázku malej (priemer 15 kiloparsek) elipsoidnej galaxie so Slnkom blízko stredu. Iná metóda, ktorú použil Harlow Shapley, bola založená na katalogizovaní guľových klastrov, viedla k úplne odlišnému obrázku: plochý disk s priemerom 70 kiloparsek a Slnkom ďaleko od stredu. Obe analýzy zlyhali na nebratí do úvahy absorpciu svetla medzihviezdnym prachom. Súčasný obrázok našej galaxie sa objavil, až keď v roku 1930 Robert Julius Trumpler vyčíslil tento jav študovaním otvorených klastrov. V roku 1944 predpovedal Hendrik van de Hulst mikrovlnné žiarenie vlnovej dĺžky 21 centimetrov, pochádzajúce z medzihviezdneho atómového vodíkového plynu; toto žiarenie bolo pozorované v roku 1951 a umožnilo oveľa vylepšené štúdium Galaxie, keďže nie je ovplyvnené pohlcovaním prachu a Dopplerov jav sa dá použiť na zmapovanie pohybu plynu v Galaxii. Tieto pozorovania viedli k postulátu (požiadavka) rotujúcej pruhovej štruktúry v strede Galaxie. S použitím vylepšených ďalekohľadov bolo tiež možné sledovať vodíkový plyn aj v iných galaxiách. V 70. rokov 20. storočia si vedci uvedomili, že všetka viditeľná hmota galaxií (z hviezd a plynu) patrične nezodpovedá rýchlosti rotujúceho plynu, čo ich viedlo k postulátu temnej hmoty. V roku 2004 bola objavená galaxia Abell 1835 IR1916, ktorá sa stala najvzdialenejšou galaxiou pozorovanou človekom. V roku 2000 bola objavená tmavá galaxia VIRGOHI21 (jej tmavosť bola verifikovaná a zverejnená až v súčasnosti (2005)).

 
Toto je zápatí Vašich stránek. Text můžete změnit v administraci v 'Nastavení stránek'.