ODKRYCIE GALAKTYKI

W starożytności i średniowieczu wyobrażano sobie (patrz rozdz. 1 i 2), że wszystkie gwiazdy znajdują się w jednakowej odległości od Ziemi, w tak zwanej sferze gwiazd stałych. Nawet Kepler w części IV swego dzieła Epitome Astronomiae Copernicanae, ocenił, na podstawie dość fantastycznych numerologicznych rozważań, że sfera gwiazd stałych ma grubość „nie większą niż około 6/1000 promienia Słońca, czyli nieco ponad 2 mile niemieckie”. Potem zaczęto sądzić, że jasniejsze gwiazdy są bliżej Ziemi niż te o mniejszej jasności. W rozdziale 7 wspominaliśmy o pierwszych próbach oceny odległości do gwiazd, jakie podejmowali Huygens i Newton.

Już w katalogu gwiazd Ptolemeusza było kilka „gwiazd mgiełkowych”. Po zastosowaniu w XVII wieku teleskopów, liczba odkrytych na niebie mglistych obiektów, mgławic, znacznie się zwiększyła. W 1774 r. astronom francuski, Charles Messier (1730-1817), ogłosił pierwszy katalog zawierający 45 mgławic (w kolejnym wydaniu katalogu w 1781 r. ich liczba wzrosła już do 103). Katalog ten miał ułatwiać życie poszukiwaczom nowych komet. W 1802 r. William Herschel, który rozporządzał wielkimi teleskopami, naliczył już ponad 2500 obiektów mgławicowych.

Powyższa ocena Herschela była przyjmowana niemal do końca XIX wieku. Zorientowano się już jednak, że gwiazdy różnią się pod względem jasności absolutnej i trzeba było podjąć nowe próby oceny rozmiarów naszego układu gwiezdnego, bez przyjmowania upraszczającego założenia.

Postęp astrometrii, czyli metod wyznaczania położenia ciał niebieskich na niebie, umożliwił pierwszą bezpośrednią ocenę odległości gwiazd. Dokonał tego w 1838 r. astronom i matematyk niemiecki, Friedrich Wilhelm Bessel. Właściwie to on wprowadził do astronomii dbałość o ocenę błędów pomiarów.

Ocenia się, że średni błąd wyznaczania położeń gwiazd przez Tychona Brahego wynosił około 1’. Po wprowadzeniu lunety dokładność wzrosła kilkakrotnie i w czasach angielskiego astronoma królewskiego, Johna Flamsteeda (1646-1719), była równa około 10”. Bessel bardzo dokładnie przeanalizował pomiary wykonane przez odkrywcę aberracji światła gwiazd, Jamesa Bradleya, i ocenił, że średni ich błąd wynosił 4”. Było to, jak wiemy, o wiele za dużo, aby można było zmierzyć paralaksę gwiazd metodą trygonometryczną. Niektórzy astronomowie donosili wprawdzie, że udało im się zmierzyć paralaksę jakiejś gwiazdy (np. włoski astronom Giuseppe Piazzi w 1805 r. ogłosił paralaksę Syriusza jako 4”), ale po sprawdzeniu okazywało się, że były to tylko błędy obserwacji.

Bessel zwykł był mówić, że każdy astronomiczny przyrząd pomiarowy powstaje dwa razy: najpierw w wytwórni – ze stali i szkła, a potem – na papierze w pracowni astronoma, który musi ustalić i wprowadzić wszystkie niezbędne poprawki, instrumentalne i personalne, zanim instrument będzie można wykorzystywać do precyzyjnych pomiarów. Właśnie Bessel po raz pierwszy zwrócił uwagę na obecność i konieczność uwzględniania błędów systematycznych. Zagadnieniu błędów pomiarowych poświęcił on aż 25 artykułów w latach 1808-1846.

Nie bez znaczenia było to, że Bessel mógł korzystać z bardzo precyzyjnych lunet i mikrometrów, które produkował Josef Fraunhofer. Bessel wybrał do swych pomiarów gwiazdę oznaczoną jako 61 Cygni, dla której w 1792 r. Piazzi stwierdził bardzo duży ruch własny, wynoszący aż 5,2 sekundy łuku na stulecie. Bessel potwierdził ten wynik przez porównanie własnych pomiarów z pomiarami Bradleya i słusznie uznał, że ta gwiazda może się znajdować blisko nas. Po kilku latach cierpliwych pomiarów ogłosił w 1838 r., że paralaksa 61 Cyg wynosi 0,3136±0,0202 sekundy łuku, co odpowiada odległości od Ziemi około 657 700 jednostek astronomicznych, czyli około 10,3 lat świetlnych (obecnie przyjmowana wartość paralaksy tej gwiazdy to 0”, 299±0”,003).

W tym czasie także inni astronomowie próbowali mierzyć paralaksy. W 1839 r. Thomas Henderson (1798-1844) w obserwatorium na Przylądku Dobrej Nadziei wyznaczył paralaksę gwiazdy α Centaura, która jest rzeczywiście jedną z najbliższych nam gwiazd. Ta paralaksa była równa aż 0,93 sekundy łuku. W obserwatorium w Dorpacie Friedrich Georg Wilhelm Struve (1793-1864) wyznaczył paralaksę Wegi, najjaśniejszej gwiazdy w konstelacji Lutni. Struve pomylił się w oczekiwaniach, bo duża jasność tej gwiazdy nie wynika z jej bliskości, lecz z wielkiej jasności absolutnej. Paralaksa Wegi jest niewielka i chociaż Struve ogłosił pierwsze wyniki rok wcześniej niż Bessel, to jednak jego własne powtórne pomiary przekonały go o bardzo dużym błędzie, jakim były one obarczone. Z tego powodu powszechnie uznaje się, że to właśnie Bessel był pierwszym, który potrafił zmierzyć odległość gwiazd.

W następnych latach udało się zmierzyć paralaksy większej liczby gwiazd i około 1890 r. znano ich już około trzydziestu. W latach 1884-1909 dyrektor obserwatorium w Monachium, Hugo von Seeliger (1849-1924), ocenił średnicę i grubość Drogi Mlecznej odpowiednio na 23 000 oraz 6000 lat świetlnych. W 1910 r. do podobnego wniosku doszedł Karl Schwarzschild (30 000 i 6000 lat świetlnych). Dwa lata później holenderski astronom, Jacobus Kapteyn (1851-1922), otrzymał większe rozmiary Drogi Mlecznej (średnica 55 000, grubość 11 000 lat świetlnych).

Natura mgławic pozostawała nadal niewyjaśniona. Część z nich istotnie udało się Herschelowi rozdzielić na gwiazdy. William Huggins badał widma obiektów mgławicowych i stwierdził, że dwie trzecie z nich ma widmo ciągłe, podobne do widma gwiazd, a jedna trzecia ma widma z jasnymi liniami emisyjnymi, charakterystycznymi dla gazów. To jednak nie stanowiło przekonywającego argumentu dla wielu astronomów, którzy uważali, że widmo ciągłe mgławic pochodzi po prostu z rozpraszania światła gwiazd.

Pod koniec XIX wieku przeważało jednak przekonanie, że wszystko to, co widzimy na niebie, stanowi jeden wielki system. Ceniona autorka przeglądowych książek astronomicznych, pani Agnes Clerke, tak streszczała panującą wówczas opinię:

„Pytanie, czy mgławice są galaktykami leżącymi poza Drogą Mleczną nie wymaga już dłużej dyskusji. Odpowiedzi dostarczyły postępy naszych odkryć. Można śmiało twierdzić, iż żaden fachowiec rozporządzający całym dostępnym zbiorem danych, nie może już dziś utrzymywać, że jakakolwiek mgławica jest układem gwiazd w rodzaju Drogi Mlecznej. Praktycznie jesteśmy już pewni, że cała zawartość niebios, gwiazdy i mgławice, należą do jednego potężnego zbioru.”

Holender Cornelius Easton wysunął w 1900 r.śmiałą hipotezę, że Galaktyka Drogi Mlecznej ma strukturę spiralną.