Viktor Amazaspovič Ambarcumjan
Subrahmanyan Chandrasekhar
Myšlenku vlastních pohybů hvězd, jak jsme již uvedli, vyzdvihl Halley roku 1718. První katalog vlastních pohybů hvězd z roku 1760 pocházel od Mayera. Rovněž William Herschel roku 1783 připomíná pohyb hvězd k určitému bodu oblohy, tedy pohyb sluneční soustavy v prostoru.
Německý astronom Johann Heinrich Mädler (1794 - 1874) upozornil v roce 1846 na pohyb 15 hvězd Plejád. Obdobně anglický astronom Richard Anthony Proctor (1837 - 1888) roku 1870 popsal vlastní pohyb některých hvězd skupiny Velkého vozu, hvězdy vytvářely hvězdný proud.
Studiem pohybových hvězdokup Hyád se začal zabývat americký astronom Lewis Boss (1846 - 1912). Vzhledem k velkým vlastním pohybům členů této hvězdokupy je lze snadno odlišit od hvězdného pozadí. Prodloužené směry vlastních pohybů se protínají v jednom bodu - vertexu. Boss roku 1908 využil vlastních pohybů ke stanovení vzdálenosti Hyád. Benjamin Boss (1880 - 1970) vydal v 20. století katalog k ekvinokciu 1950.0 s vlastními pohyby 33 342 hvězd.
Detailní výzkum Hyád uveřejnil v roce 1952 holandský astronom H. G. van Bueren, se soupisem 350 hvězd, vesměs spektrálních tříd G a K, s určenou vzdáleností od Slunce. Dospěl k závěru, že Hyády tvoří zploštělou soustavu, jejíž velká osa je rozložena podél galaktického rovníku.
Jak jsme již uvedli Trümpler v roce 1930 publikoval svůj výzkum 100 otevřených hvězdokup. Z pozorování stanovil hvězdné velikosti a spektrální třídy jednotlivých členů hvězdokup. Srovnáním s H - R diagramem normálních hvězd odhadl absolutní hvězdné velikosti jednotlivých hvězd a tím i vzdálenosti, které musely být pro všechny hvězdy stejné.
Při stanovení vzdálenosti Trümpler již započítával vliv mezihvězdné absorpce v nízkých galaktických šířkách podél galaktického rovníku, průměrně 0,7 mag na kpc. Ze známé vzdálenosti a znalosti úhlových velikostí hvězdokup Trümpler určil jejich skutečné velikosti, které v průměru dosahují (1 - 15) pc. Pozdějšími výzkumy Trümpler stanovil polohy více než 300 otevřených hvězdokup v prostoru. V padesátých létech minulého století výsledky jeho práce upřesnila ruská astronomka Klavdija Aleksandrovna Barchatova (1917).
Americký astrofyzik Nikolas Ulrich Mayall (1906 - 1993) určil v čtyřicátých létech integrální spektrální třídy řady kulových hvězdokup, většina z nich ležela v rozmezí F8 - G5. Toto poznání umožnilo spolehlivé stanovení zčervenání světla a tudíž přesné stanovení vzdálenosti.
Koncem padesátých let američtí astrofyzici Lawrence Helfer, George Wallerstein a Jesse Greenstein (1909 - 2002) určili chemické složení obrů v kulových hvězdokupách a jeho odlišnost od hvězd populace I.
|
Viktor Amazaspovič Ambarcumjan |
Subrahmanyan Chandrasekhar |
Nejdůležitějším faktorem stability hvězdokup je jejich hustota. Proto jsou kulové hvězdokupy útvary stabilní zatímco některé otevřené hvězdokupy (např. Velký vůz) jsou již ve stádiu rozpadu. Při úniku hvězd z hvězdokupy (vypařování hvězdokup) je porušeno původní Maxwellovo rozdělení rychlostí hvězd, dochází ke smršťování hvězdokupy. Na jeho obnovení je zapotřebí určitého tzv. relaxačního času, který u otevřených hvězdokup činí desítky milionů roků, u kulových hvězdokup miliardy let.
Jak jsem již uvedli, v druhé polovině čtyřicátých let rozpracoval teorii stability hvězdokup Ambarcumjan. Určil dobu jejich rozpadu. V roce 1947 objasnil rozptýlené dynamicky nestálé hvězdné soustavy - asociace, které se pozvolna rozpínají a jejichž stáří nepřevyšuje několik milionů roků. Jejich studium potvrdilo teorii skupinového vzniku hvězd i v současné době. Pro skupiny hvězd typu T Tauri zavedl Ambarcumjan roku 1949 termín T asociace.
 Rotace Galaxie |
Astrofyzika |