Nebeská mechanika novoveku

Článok 6a      "PoNewtonovská"  Nebeská mechanika novoveku

 Motto: Som presvedčený, že vedecké poznanie je jedným z vrcholov ľudského usilovania. Netvrdím, že poznanie nemôže nikdy spôsobiť zlo. Tvrdím však - a to veľmi dôrazne, že poznanie neporovnateľne častejšie prináša úžitok ako škodu a strach z poznania je oveľa škodlivejší ako poznanie samo.   
                                                                                             Bertrand  Russel    1872
Už v úvodnom článku k preberanej tematike, ktorý niesol názov " Vývoj poznatkov o nebeskej mechanike v staroveku" - boli okrem iného zdôraznené aj tieto fakty:
            " Stopy začiatkov astronómie nachádzame v záznamoch najstarších civilizácií - Sumerov ,Babylončanov , Egypťanov , Mayov , Aztékov...No ako prírodná veda v dnešnom chápaní sa astronómia začala rozvíjať až v 16. storočí nášho letopočtu a to zásluhou prác takých vedeckých veličín - ako boli  M.Koperník , G. Galilei , J. Kepler a I. Newton.
No netreba zabúdať aj na ten fakt, že už grécka astronómia ( 6.stor. p.n.l.) zaznamenala kvalitatívne iný  pohľad na vesmír - preto že významnou črtou gréckej astronómie sa stáva  prechod od metódy pozorovania a registrovania javov na oblohe - k hľadaniu ich príčin a k pokusom o ich systematický vedecký výklad !!!  Veď gréckej astronómii vďačíme za utvorenie geocentrického svetového systému ( z gréckeho - geos = Zem) Mimoriadne zásluhy na vytvorení tohoto nového pohľadu na vesmír majú najmä:  Anaximandros, Pytagoras, Demokritos, Eudoxus z Knidu, Aristoteles, Aristosténes z Kyrény, Hipparchos z Nikaie - považovaný za " otca astronómie" a Klaudius Ptolemaios - s jeho pomerne dokonalou teóriou pohybu planét - v rámci geocentrickej svetovej sústavy , kde sa planéty pohybovali po takzvaných epicykloch a deferentoch. Tento systém aj po viacerých vylepšeniach pretrval až do novoveku. ( viď článok č.2.)
Celkom nový pohľad na vesmír a jeho mechaniku - je prezentovaný nástupom modelu "Heliocentrizmu"
prezentovaného jeho tvorcom a propagátorom M. Koperníkom. (z gréckeho -Helios = Slnko)  v jeho diele " De Revolutionibus Orbium Coelestium" " ( O pohybe nebenebeských sfér) M. Koperník - je obrazne povedané -človek " ktorý zastavil Slnko a rozhýbal Zem.!!!  
Ďalej - je všeobecne známe, že heliocentrizmus ako systém pohybu planét - rozpracoval M. Koperník. No za nepriamej výdatnej pomoci množstva údajov z výskumu Tycha de Brahe, - skutočnú kvalitu tomuto novému systému nebeskej mechaniky - dal až J. Kepler -zrodili sa zákony pohybu nebeských telies okolo Slnka!! ( 3 Keplerove zákony pohybu)
Avšak zásadný prelom v chápaní pohybu nebeských telies - zaznamenali až práce ďalšieho mimoriadne nadaného vedca - I. Newtona , ktoré sa stali základom modernej nebeskej mechaniky. I Newton je objaviteľom a tvorcom 3 zákonov - Zákona zachovania hybnosti , Zákona sily, Zákona akcie a reakcie , no najväčším prínosom I. Newtona je sformovanie Gravitačného zákona ( zákon všeobecnej gravitácie)
Nastupuje následne tkz. poNewtonovské obdobie rozvoja - kde sa aj jeho zásluhou -objavov v optike  začína intenzívne využívať fotografia , spektroskopia a spektrálna analýza. No a zavedenie týchto fyzikálnych metód do astronomickej praxe -znamenalo súčasne začiatok nového odvetvia astronómie - astrofyziky. Astrofyzika je veda , ktorá skúma stavbu, fyzikálne vlastnosti a chemické zloženie vesmírnych telies. Podľa predmetu skúmania sa z astrofyziky postupne vyčleňujú viac či menej samostatné časti - ako fyzika hviezd, fyzika Slnka, (solárna fyzika) fyzika planét, hmlovín , fyzika komét a podobne.
A tu sa opäť vraciam k obľúbenej "Encyklopédii astronómie" kde sa uvádza :
         " Metódu - ktorou sa dajú získať fotografické snímky na kovové dosky, objavil v roku 1839 Francúz - Luis Jacoues Mandé Daguerre (1789-1851). obraz zachytený optickým systémom na striebornú platňu, na ktorú pôsobili jódové pary, stáva sa trvale viditeľným pomocou ortuťových pár. Tento vynález - dagerotypia- sa stal neskoršie základom neskoršej fotografickej techniky ..Podmienkou na získanie kvalitného obrazu však bola - dokonalá optika.!!! Zdokonalením metódy - dagerotypie - a konštrukciou bezchybných fotografických objektívov sa zaoberal vo Viedni slovenský fyzik Jozef Maximilián Petzval (1807-1891) narodená v Spišskej Belej.( v roku 1840 skonštruoval achromatický trojšošovkový objektív s veľkou svetelnosťou na základe vlastného teoretického výpočtu)
Dagerotypia sa samozrejme - ihnd začala využívať aj na astronomické pozorovania. Prvú kvalitnú fotografiu Slnka urobil v roku 1845 v Paríži A.H.L.Fizeau ...na Harvardskom observatóriu vyfotografoval W.C.Bond ako prvý v roku 1850 - hviezdu Vega. Jeho syn - G.P.Bond dosiahol v roku 1850 veľmi kvalitný obraz Mesiaca a v roku 1857 urobil prvú fotografie dvojhviezdy - Mizar. A.L.Busch - ako prvý vyfotografoval slnečnú korónu pri zatmení Slnka v roku 1851. Prvé fotografie slnečných protuberancií sa získali v roku 1858
Samozrejme - súbežne s rozvojom fotografických metód - sa konštruovali väčšie a kvalitnejšie ďalekohľady.V roku1845 írsky astronóm - lord Rosse...uviedol do činnosti svoj veľký reflektor s kovovým zrkadlom (zrkadlový ďalekohľad) priemeru 183 cm.Objavil ním prvú známu špirálovú hmlovinu - M 51 v Poľovných psoch...Americký optik A.G. Clark, vybrúsil v roku 1862 46 cm šošovku pre refraktor(klasický čočkový ďalekohľad) observatória v Chicágu a pri jej skúške objavil v roku 1862 - Síriovho sprievodcu, ktorého teoreticky predpovedal Bessel už v roku 1844 - na základe analýzy nepravidelnosti v pohybe Síria.
Anglický samouk - T. Cooke , zhotovil v roku 1868 refraktor so 63 cm šošovkou. Do konca 19. storočia skonštruoval A.G. Clark ešte väčšie refraktory - napr. pre Pulkovské observatórium - 76cm , pre Livkovo observatórium na Mount Hamiltone - 91cm a pre Yerkesovo - 102 cm.
No z hľadiska astronomickej fotografie , mali ešte väčší význam nové veľké reflektory s postriebreným skleným zrkadlom - ktoré mali oveľa vyššiu svetelnosť. Medzi nimi vynikol najmä 120 cm reflektor ktorý zhotovil v roku 1875 francúzsky optik Martin a mechanik Eichens pre parížske observatórium. Vynikajúci reflektor s priemerom zrkadla 90 cm zhotovili v roku 1879 Angličania Calver a Comron. Tento  ďalekohľad bol neskôr presunutý na Lickovo observatórium , kde ním dosiahol výborné fotografie hmlovín riaditeľ observatória J.E.Keeler.. 
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. Touto metódou získal veľmi dobré fotografie Mesiaca a od roku 1858 zaviedol na observatóriu v Kew - pravidelné fotografovanie povrchu Slnka ( od roku 1872 sa tento program presunul do observatória v Greenwichi ) . V roku 1860 - počas zatmenia Slnka , získal fotografie protuberancií a dokázal, že sú slnečnými útvarmi.
V rokoch 1876-1882 začal - sir William Huggins (1824-1910) používaž s veľkým úspechom oveľa citlivejšie suché fotografické dosky na fotografovanie komét , hviezd a hmlovín...Fotografická metóda sa výhodne uplatnila aj pri objavovaní nových vesmírnych telies. Max Wolf napríklad objavil v roku 1891 po prvý krát fotograficky planétku. O rok neskôr - objavil E.E.Bernard touto metódou kométu. Doslova - nedozerné možnosti poskytla metóda fotografie pri mapovaní oblohy. Už v roku 1896 vyšla prvá časť fotografického atlasu Mesiaca , zhotoveného na parížskom observatóriu. V roku 1900  bol uverejnený katalóg presných polôh 454 875 hviezd južnej oblohy Cape Photographic Durchmusterung...
Avšak vlastný astrofyzikálny výskum začal objavom spektrálnej analýzy.
Podnietili ho viaceré pozorovania slnečného spektra. Už v roku 1802 - anglický chemik a fyzik W.H.Wollaston (1787-1828) objavil v spektre Slnka neurčité tmavé čiary. Systematickému výskumu slnečného spektra sa však venoval Joseph von Fraunhofer (1787-1826) Zdokonalenou pozorovacou metódou v roku 1814 - objavil v spektre Slnka 567 tmavých, ostro ohraničených čiar (fraunhovfove čiary)    

 Fraunhoferove čiary objavili aj v ultrafialovej oblasti spektra. Ich pôvod vysvetlil v roku 1859 G.R. Kirchhofer a R.W. Bunsen  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, železa, vápniku a ďalším - nachádzajúcim sa v slnečnej atmosfére v plynnom stave. Obaja tak položili základ spektrálnej analýzy,ktorá umožňuje skúmať fyzikálne a chemické vlastnosti vesmírnych telies - pozorovaním ich spektra Samozrejme, že metóda spektrálnej analýzy sa začala hojne využívať ihneď po jej objave. Tak napr. A.J.Angstrom - premeral v slnečnom spektre vlnové dĺžky 1 000 čiar a na základe Kischhoffovej analýzy v ňom objavil prítomnosť vodíka...alebo - pri zatmení Slnka v roku 1868 - sir J.N.Lockyer a P.J.Janssen - nazávisle od seba objavili v slnečnom spektre jasnožltú čiaru , dovtedy neznámeho prvku - hélia.
Zakladateľom hviezdnej spektrografie sa stal W. Huggins , ktorý spektrálnym výskumom dokázal plynový charakter niektorých hmlovín a prítomnosť uhlíkových zlúčenín v kométach (1868). Medzi prvých - moderných astrofyzikov, zaoberajúcich sa spektrálnym výskumom hviezd - patrí Angelo Secchi (1818-1878) , ktorý zaviedol v roku 1868 prvú spektrálnu klasifikáciu hviezd . Aj v spektrách hviezd sa dokázala prítomnosť vodíka a ďalších prvkov. Prvú fotografiu spektra hviezdy Vega - získal v roku 1872 Henry Draper (1837-1882) a E.CH.Pickering - objavil v roku 1889 prvú spektroskopickú dvojhviezdu Mizar...v roku 1890 vydal so svojimi spolupracovníkmi z Harwardského observatória katalóg spektier 10 351 hviezd (Draper Memorial Catalogue)
Hviezdnym spektrám sa na Harwadskom observatóriu venovali najmä astronomky - W.Flemingová , A.C.Mauryová a A.J. Cannonová. Výsledkom ich práce je upravená, presnejšia klasifikácia hviezdnych spektier (Harwardská klasifikácia)...a najmä rozsiahly katalóg - obsahujúci spektrá 225 300 hviezd celej oblohy (Henry Draper Catalogue)

Zmeranie presnej polohy spektrálnych čiar - umožňuje určiť radiálnu rýchlosť pozorovaného objektu ,na základe vzťahu , ktorý odvodil CH.J. Doppler (1803-1853) v roku 1842 (Depplerov jav)....

Veľmi účinným teoretickým nástrojom modernej astrofyziky je Hertzsprungov-Russellov diagram ,ktorý vyjadruje vzťah medzi spektrálnym typom a svietivosťou hviezd. Zostrojil ho v roku 1913 H.N.Russell (1887-1957) , vychádzajúc z výsledkov , ktoré dosiahol dánsky astronóm Ejnar Hertzsprung (1873-1967). Už v 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 istom čase zistil, že jestvuje výrazná korelácia medzi spektrálnym typom hviezd a ich svietivosťou. Graficky vyjadrenú závislosť medzi spektrom a svietivosťou hviezd zostrojil Hertzsprung v roku1911 pre dve otvorené hviezdokopy ( Plejády a Hyády) a Russell v roku 1914 pre všetky hviezdy.
Z Hertzsprung-Russellovho diagramu vyplynulo, že väčšina hviezd tvorí na ňom hlavnú postupnosť  -úzky diagonálny pás , kým menšia časť sa nachádza v v širšom horizontálnom páse v oblasti vysokých svietivostí.

A už v roku 1914 využil W.S.Adams a A.Kohlschuter , 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. V 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 v roku 1859 G.R.Kirchhoff. Na základe analýzy spektier rôznych hviezd - prišiel J.N.Lockyer  v roku 1887 k záveru, že hviezdy majú rôzne teploty. V roku 1893 W.C.W. 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 v roku 1900 Max Planck 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.
Fyzikálnej interpretácii spektrálnych čiar hviezd poskytla precízny základ  ionizačná teória , ktorú vypracoval v roku 1920 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...
Už v druhej polovici 19. storočia sa niektorí astronómovia začali zaoberať otázkou vnútornej štruktúry hviezd. Napríklad - v roku 1870 uverejnil na túto tému prvú prácu americký astronóm J.H.Lane.(Názov jeho práce na túto tému znel: " 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)...Priekopníckou prácou pre teóriu vnútornej stavby hviezd, bola až kniha "Gaskugeln
Teóriu vnútornej stavby hviezd zdokonalil v rokoch 1916-1926  - vynikajúci anglický teoretik - sir A.S.Eddington (1882-1944) V roku 1921 vypočítal prvý model hviezdy (tkz. štandardný model) a v roku 1924 objavil veľmi dôležitý vzťah medzi hmotnosťou a svietivosťou hviezdy. Výsledky teoretických prác o vnútornej stavbe hviezd uviedol Eddington vo svojom hlavnom diele " Internal Constitucion of the Stars" v roku 1924. Veľkým krokom vpred v poznaní vnútornej stavby a zdroja energie - bol objav termonukleárnych procesov. V roku 1938 - H.A. Bethe a C.F.von Weizsäcker - dokázali, že hlavný zdroj žiarenia hviezd spočíva v jadrovej premene vodíka - na hélium!!!...
A tak pohľad od našej slnečnej sústavy a okolitých hviezd - sa začal postupne upierať ešte ďalej - na rad prišla - Galaxia.

Stavbu našej galaktickej sústavy začali podrobnejšie skúmať  už koncom 18. storočia a začiatkom 19. storočia - F.W. Herschel a jeho syn - John Frederick William Herschel V Schéme F.W. Herschela z roku 1784 , ešte celkom nepresnej - má Galaxia sploštený tvar a Slnko je v strede celej hviezdnej sústavy. V roku 1847 vyslovil F.G.W. Struve jasne formulovanú predstavu , že hviezdy sa koncentrujú v Mliečnej ceste, ktorou prebieha hlavná rovina celej nešej hviezdnej sústavy...dospel tiež k záveru , že medzihviezdny priestor nemožno pokladať za absolútne priezračný a v roku 1859 sa po prvý krát zaoberal problémom rotácie celej hviezdnej sústavy M.A.Kovaľskij...
Exaktné stelárno štatistické základy výskumu Galaxie - vybudovali začiatkom 20. storočia H.von Seeliger 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 však naďalej zostávalo v strede hviezdnej sústavy. Podstatný pokrok vo výskume štruktúry Galaxie dosiahol v rokum1918 H.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...tak sa definitívne dokázalo, že Zem - planéta Slnka - nemá nijaké výsadné postavenie ani vo hviezdnej sústave - našej Galaxii. Výskum našej hviezdnej sústavy však pokračoval ďalej.
V rokoch 1926-1927 - švédsky astronóm B.Lindblad (1895-1965) a holandský astronóm J.H.Oort - 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 za sekundu a že jeden obeh vykoná za 230 miliónov rokov.Zo zistenej rýchlosti rotácie sa dala po prvý krát spoľahlivejšie určiť aj celková hmotnosť Galaxie na približne 150 miliárd hmotností Slnka...
Otázka - či je naša Galaxia jedinou hviezdnou sústavou vo vesmíre - ostávala otvorená až do 20. rokov nášho storočia. V rokoch 1916-1924 sa o tomto probléme rozvinula rozsiahla a ostrá polemika, svedčiaca o rozpornosti pozorovaných údajov. V roku 1920 sa uskutočnila vedecká debata pred americkou Národnou akadémiou vied - medzi dvoma hlavnými - protichodnými smermi. Predstaviteľ prvého z nich - H.D.Curtis - obhajoval názor o existencii mnohých galaxií. Druhý z nich -H. Shapley - bol zástancom názoru o výnimočnosti a ojedinelosti našej hviezdnej sústavy.
 Otázka sa definitivne vyriešila v rokoch 1924-25 - keď Edwin Powell Hubble (1889-1953) pomocou 2,5 m ďalekohľadu  observatória na Mount Wilsone - rozložil na jednotlivé hviezdy okrajové časti niektorých špirálových hmlovín a tak dokázal ich hviezdny charakter. Následný rozsiahly výskum vzdialených hviezdnych sústav - umožnil potom čoskoro vytvoriť prvú klasifikáciu galaxií (Hubblova klasifikácia z roku 1925) Táto klasifikácia sa v podstate používa doposiaľ.(eliptické, špirálové,  špirálové s priečkou  šošovkovité a nepravidelné) 

Hubblova schéma - alebo aj grafické vyjadrenie zoradenia galaxií :
Eliptické a šošovkovité galaxie tvoria v Hubblovej schéme vodorovnú priamku ( sú to galaxie typu E0 , E3, E7 a SO. Od galaxií SO sa schéma rozdvojuje:
hornú vetvu tvoria normálne špirálové galaxie  Sa, Sb,Sc
dolnú vetvu tvoria špirálové galaxie s priečkou - SBa ,SBb , SBc. Habblov názor bol , že jeho schéma vyjadruje vývojovú postupnosť so súčasnými poznatkami .

V roku 1929 prišiel Hubble na jeden z najväčších objavov astronómie minulého storočia - na tak zvané -" rozpínanie vesmíru" ku ktorému dospel pozorovaním vzdialeností galaxií a ich radiálnymi rýchlosťami - odvodenými z pozorovaného červeného posunu ich spektrálnych čiar. Radiálnu rýchlosť zmeral V.M. Slipher - po prvý krát už v roku 1912 , pri galaxii M 31 a neskôr aj pri viacerých ďalších.. Objavom guľových hviezdokôp v galaxiách v roku 1934 - dokázal Hubble podobnosť medzi špirálovými galaxiami - a našou hviezdnou sústavou.     

 Spektrálnym výskumom galaxií sa zaoberal najmä C.K.Sayfert (1911-1960) , ktorý v roku 1943 objavil galaxie (Sayfertove galaxie) 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 úspech pozorovaniami na novo postavenom 5 m ďalekohľade observatória na Mount Palomare. V roku 1952 -  W.Baade zistil , že existujú dva druhy premenných hviezd -cefeíd -ktoré sa používali ako základ fotometrického určovania vzdialeností galaxií. Tento objav vyvolal revíziu škály mimo galaktických vzdialeností a tým aj spresnenie Hubblovej konštanty - vyjadrujúcej rýchlosť rozpínania vesmíru.
 Expanzia celého známeho vesmíru , zistená a neskôr definitívne preukázaná pozorovaním - našla svoje teoretické vysvetlenie v nestacionárnych modeloch vesmíru, ktoré teoreticky odvodil už pred Habblovým objavom v rokoch 1922-24 leningradský matematik A.A. Fridman.(1888-1925) na základe všeobecnej teórie relativity - sformulovanej v roku 1915 A. Einsteinom. Nezávisle od Fridmana -odvodil nestacionárne modely vesmíru G.D. Lamaitre (1894-1966) ktorý ich naviac dal do súvisu s objavenou expanziou vesmíru a dospel k záveru o horúcom a super hustom  začiatku vývoja vesmíru.
Teóriu začiatku vývoja vesmíru mohutnou expanziou - big bangom -teoreticky dôkladne rozpracoval v roku  1948 G.A. Gamov (1904-1968). Náš vesmír sa podľa tejto teórie, potvrdzovanej novšími objavmi - začal rozvíjať približne pred 15 miliardami rokov.( Publikované obrázky , ako aj podstatná časť článku sú prevzaté z Encyklopédie vesmíru!!!)
                           

Rozvoj nebeskej mechaniky po objave gravitačného zákona

Článok 5 :  Skrátený pohľad na vývoj nebeskej mechaniky po objave Newtonovho gravitačného zákona.

Motto: " Dejiny  astronómie sú dejinami  vzďaľujúcich  sa horizontov "
                                                                                                                Edwin Hubble
Hneď v úvode môjho článku k vymedzenej tematike sa vrátim k odbornému článku autora periodika "Kozmos"č.4  - Petra Zimnikovala, kde v stati k problému dvoch telies píše aj toto:
                " Na teleso obiehajúce okolo Slnka , bez  významného rušenia iným telesom pôsobí len dvojica síl. Jednou je gravitačná sila Slnka a druhou je odstredivá sila, vyplývajúca zo zakrivenia jeho dráhy. Tieto dve sily majú vždy presne rovnakú veľkosť , ale opačný smer,preto sú v rovnováhe.( 3. Newtonov zákon - zákon akcie a reakcie).Podobne to je aj u telies obiehajúcich okolo Zeme. Je všeobecne známe, že na obežnej  dráhe okolo Zeme sú predmety v stave beztiaže. Vyvoláva to mylný dojem, že v kozmickom priestore gravitácia Zeme nepôsobí.V skutočnosti je tu gravitačná sila Zeme takmer rovnako veľká , ako na povrchu Zeme - no je dokonale vyvážená odstredivou silou.Zmena tohto stavu - napríklad - zrýchlenie družice raketovým motorom, spôsobí zmenu jej dráhy tak , aby obe sily ostali opäť vyvážené.Podobne sa správajú aj objekty obiehajúce okolo iných centrálnych telies"
 V tejto úvodnej časti rozvíjania myšlienok k danej problematika - sa priam núka príležitosť - objasniť si niektoré aspekty pojmov - súvisiacich s dráhou telesa - konkrétne - s "elementami dráhy"
Opäť si na pomoc beriem svoju obľúbenú "Encyklopédiu astronómie" kde sa k problematike elementov dráh telies uvádza aj toto:
       " Elementy dráhy - veličiny, ktoré určujú tvar, veľkosť a polohu dráhy telesa v priestore i polohu telesa na jeho dráhe v istom čase: (Sú to tieto elementy dráhy):
1 . veľká polos - a- dráhy telesa (ak sa označí vzdialenosť ohniska od stredu kužeľosečky v elipse - l- a   veľká polos - a - , potom platí  e = 1/a) 
2 . numerická excentricita - e - (vzhľadom na takto definované - ( e = 1/a) - e - bezrozmerné číslo a označuje sa v matematike ako numerické - e -) t.j. pomer vzdialenosti stredu dráhy od ohniska k veľkej polosi.
3 . sklon roviny dráhy - i - k základnej rovine súradnicovej sústavy ( v slnečnej sústave k rovine ekliptiky, alebo svetového rovníka.) keď je - i - menšie ako 90 stupňov - dráha je priama ,( teleso premietnuté na ekliptiku sa pohybuje priamym smerom ako Zem ) ak je - i - väčšie ako 90 stupňov , je dráha telesa retrográdna (spätná) . Sklon roviny dráhy nemôže prevýšiť 180 stupňov , lebo tkz.výstupný uzol by nemal význam.
4 . dĺžka výstupného uzla - omega - (veľké písmeno)  - je vzdialenosť uzlovej priamky od jarného bodu
5 . argument šírky perihélia - omega -(malé písmeno) je vzdialenosť perihélia od uzlovej priamky, meraná v rovine dráhy telesa.

6 . čas prechodu perihéliom - T - t.j. čas v ktorom teleso prechádza cez periélium. 
Elementy - veľká omega a sklon roviny dráhy - i - udávajú polohu roviny dráhy v priestore v určitej súradnicovej sústave. Malé omega - udáva orientáciu dráhy v jej rovine. Tieto veličiny závisia od súradnicovej sústavy a menia sa v dôsledku precesie. Preto treba vždy udať epochu - na ktorú sa tieto elementy dráhy viažu. 
Veľká polos - a - a excentricita - e -  dráhy udávajú jej tvar a veľkosť a sú nezávislé od súradnicovej sústavy. Ani 6. element dráhy - T - nezávisí od súradnicovej sústavy , udáva časovú polohu telesa na dráhe.
Element dráhy je dráha telesa a jeho poloha na dráhe, ktorá je v istom čase jednoznačne daná.

Niektoré elementy dráhy sa však môžu nahradiť inými .
Tak napríklad - namiesto veľkej polosi - a - možno vziať na základe 3.Keplerovho zákona - obežnú dobu   - P- ...alebo namiesto času prechodu perihéliom - T - sa niekedy používa ako element dráhy - stredná anomália telesa M...Excentricita paraboly  e = 1, preto má iba 5 elementov dráhy. Pri kruhovej dráhe e=0 , preto odpadá aj argument šírky perihélia (malé omega) a dráha je daná 4 elementami dráhy.
Dráhy planét slnečnej sústavy majú zväčša veľmi malú excentricitu. Najväčšiu má Pluto (e= 0,248) a Merkur ( e=0,206) , naopak - najmenšiu má Venuša ( e= 0,0068). Excentricita  zemskej dráhy je e= 0,0167.
Sklony dráh planét - i - vzhľadom na ekliptiku sú malé - od 0 do 3 stupňov. Iba pre planétu Pluto i =17,1 stupňa a Merkúr -  i =7 stupňov
Stredné vzdialenosti planét od Slnka udáva pri dobrom priblížení Titius-Bodeho rad.- zákon.- je to matematická postupnosť , charakterizujúca rozdelenie vzdialeností planét slnečnej sústavy. podľa tohoto zákona sa vzdialenosti planét riadia postupnosťou  r = 0,4 + 0,3 b na druhú. kde - r - je vyjadrené v astronomických jednotkách a parameter - b - nadobúda hodnoty 0,1....n.

Ako vidno z obrázku - medzi vzdialenosťami , vyplývajúcimi z tohoto zákona a skutočnými vzdialenosťami planét - je nepatrný rozdiel po planétu Jupiter, lebo vzdialenosť Saturna sa už líši od skutočnej o 0,45 AU , Uránu o 0,4 AU a planéta Neptún je v úplnom rozpore s týmto zákonom.Tento T-B rad mal historickú úlohu pri hľadaní planéty medzi Marsom a Jupiterom , čo podnietilo objav planétky  Ceres a ďalších  planétok.
V tejto fáze úvah o nebeskej mechanike a jej zákonitostiach , sa opäť vraciam k " Encyklopédii astronómie" , kde sa ďalej rozvíjajú vývojové
tendencie "poNewtonovkého" obdobia.
     " V rozvoji nebeskej mechaniky ďalej pokračovali - v Rusku -L. Euler(1707-1783) , vo Francúzsku - A.C.Clairaut a J.B.D´Alambert , Immanuel Kant(1724-1804)  uverejnil svoju mechanickú teóriu vzniku planetárnej sústavy a M.V. Lomonosov (1711-1765) vyslovil svoju základnú tézu o stálom vývoji Zeme a celého vesmíru.Problém rušivých vplyvov tretieho telesa na pohyb planét a komét (problém troch telies) riešil Joseph Louis Lagrange(1736-1813). problém vyriešil v roku 1788 pre špeciálne prípady.
Metódu výpočtu parabolických dráh komét  podstatne zjednodušil v roku 1797 brémsky lekár a samouk v nebeskej mechanike H.W. Olbers.(1758-1840). Súborné 5- zväzkové dielo o nebeskej mechanike " Traité de mécanigue céleste " vydal v rokoch 1799-1825  P.S.Laplace(1749-1827)...V tom čase sa stali predmetom systematických výskumov aj hviezdy. Dosah Newtonovej gravitačnej teórie sa čoskoro prejavil i v tejto oblasti.
V roku 1718 objavil E. Halley vlastné pohyby troch hviezd: Síria , Aldebarana  a Arktúra. A do konca 18. storočia bolo známych už takmer 100 hviezd so zmeraným vlastným pohybom , ktorý určil
Johann Tobias  Mayer (1723-1762) a Nevil Maskeline. Štúdiom vlastných pohybov hviezd sa zaoberal aj Friedrich Wilhelm  Herschel . V roku 1783 objavil pohyb Slnka medzi hvezdami ,v roku 1784 vydal katalóg 711 dvojhviezd, v 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 3. Keplerovho zákona, zovšeobecneného Newtonom.
V ďalšom období nasledovalo veľa významných astronomických objavov. V roku 1781 objavil Herschel planétu Urán , prvú z planét slnečnej sústavy - okrem od  dávna známych piatich planét.Mladý John Goodricke (1764-1786) , od narodenia hluchonemý , preskúmal premennú hviezdu Algol a v roku 1783 ako 19- ročný správne vysvetlil príčiny jej premennosti.Takmer v tom istom čase vydal Charles Messier ,svoj známy katalóg hmlovín(1784)... v roku 1801 objavil Giuseppe Piazzi (1746-1826) - prvú planétku Ceres - na obežnej dráhe medzi Marsom a Jupiterom. Čoskoro po ňom objavili  tri ďalšie planétky H.V.M. Olbers a K.L.Harding.
Problém určenia eliptických dráh asteroidov z niekoľkých pozorovaní dokonale vyriešil a v diele "Theoria motus corporum coelestium" uverejnil v roku1809 vynikajúci astronóm a matematik Karl Friedrich Gauss. (1777-1855) . V roku 1819 vypočítal Johann Franz Encke 1791-1831) dráhu kométy s najkratšou známou obežnou dobou (Enckeho kométa) , ktorú objavil v roku 1818 známy "lovec komét" - objaviteľ až 30 komét J.L. Pons. Encke odvodil hmotnosť Merkúra a Jupitera z ich gravitačných účinkov na dráhu kométy Encke.
Avšak - najväčším úspechom nebeskej mechaniky , bol objav planéty Neptún . Planétu teoreticky predpovedali na základe výpočtu porúch v dráhe Uránu - U.J.J.Leverrier a J.C. Adams.Planétu Neptún objavil v roku 1846 J.G.Galle - takmer presne na mieste teoreticky vypočítanom Leverrierom.
Pokroky dosiahnuté v nebeskej mechanike , 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. V roku 1838 prvýkrát v histórii zmeral trigonometrickou metódou vzdialenosť hviezdy 61 Cygni. Takmer súčasne s ním zmeral v Pulkove vzdialenosť hviezdy Vega -F.G.W.von Struve (1793-1846) a na Myse Dobrej nádeje vzdialenosť hviezdy Alfa Centauri - škótsky astronóm Thomas Henderson.
Zmerané vzdialenosti hviezd , ktoré prevyšovali vzdialenosť Slnka od Zeme niekoľko sto tisíc krát - dokazovali správnosť predstáv - že hviezdy ktoré vidíme na oblohe - sú v skutočnosti vzdialené slnká.Možno práve preto sa pozornosť astronómie v tejto dobe sústredila 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." konštatuje sa v známej knihe Encyklopédia astronómie , ktorú mám tú česť vlastniť.
Nasledujúci - záverečný článok bude zameraný na celkovú bilanciu poznatkov vo vývoji nebeskej mechaniky , ako aj na možné východiská v hľadaní riešenia problému - n - telies v Slnečnej sústave.