Povijest astronomije: razlika između inačica
Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
nastavio Povijest astronomije |
nastavio Povijest astronomije |
||
Redak 148:
[[Datoteka:M42filip.jpg|mini|desno|200px|[[Maglica]] [[Messier 42]], poznata i pod imenom '''Orionova maglica'''.]]
[[Datoteka:Paralaksa1.png|mini|desno|200px|Metoda [[paralaksa|paralakse]] za mjerenje udaljenosti do [[zvijezda]], [[planet]]a ili [[Mjesec]]a.]]
[[Datoteka:Zvijezda1.pdf|mini|desno|200px|Radijalna komponenta ''v<sub>r</sub>'' i normalna komponenta ''v<sub>n</sub>'' [[brzina|brzine]] neke [[zvijezde]].]]
=== Christiaan Huygens ===
[[Christiaan Huygens]] (1629. - 1695.) je otkrio 1655. [[Saturn]]ov mjesec [[Titan (mjesec)|Titan]], te utvrdio postojanje Saturnovog prstena. Osim toga konstruirao je 1656. [[Sat (instrument)|sat s njihalom]]. U svojim radovima razvijao je [[kinematika|kinematiku]] i [[val]]nu teoriju [[svjetlost]]i.
Line 179 ⟶ 180:
=== Procjena udaljenosti zvijezda na osnovu njihovog sjaja ===
Udaljenosti zvijezda procijenjene su u 18. stoljeću na osnovi njihova sjaja ([[Magnituda (astronomija)|magnituda]]). U tu svrhu valja pretpostaviti da su sve zvijezde jednako sjajne kao i [[Sunce]]. Budući da okom prihvaćeni tok [[svjetlost]]i opada s [[kvadrat]]om udaljenosti izvora, to je omjer toka svjetlosti pristigle sa Sunca i sa zvijezde jednak obrnutom (recipročnom) omjeru kvadrata njihovih udaljenosti. No u 18. stoljeću nije bilo optičkih uređaja kojima bi se vjerodostojno mogao mjeriti omjer jakosti svjetlosti Sunca i zvijezde, pogotovo zato što je taj omjer veoma veliki. Stoga je kao uzorak poslužio [[Mars]]. Mars sjaji kao zvijezda prve veličine, a udaljenost mu je poznata. Mars je sićušan reflektor koji od svekolike [[Sunčeva svjetlost|Sunčeve svjetlosti]] tek njezin mali dio presreće svojim tijelom. Vrijednost se dobro podudarala s udaljenostima najbližih zvijezda. Ovu interesantnu metodu predložio je švicarski astronom [[Jean-Philippe Loys de Chéseaux]] (1718.–1751.).
=== Vlastito gibanje zvijezda i apeks Sunca ===
Dok su godišnja [[paralaksa]] i [[aberacija svjetlosti]] [[titranje|periodička]] i prividna gibanja uvjetovana gibanjem Zemlje, neke zvijezde mijenjaju mjesto zato što se uistinu gibaju. [[Gibanje]] nebeskih tijela je prirodno stanje u svemiru. No da li ćemo to gibanje zapaziti, ovisit će od dva čimbenika: o [[brzina|brzini]] gibanja i o [[udaljenost]]i na kojoj se tijelo nalazi. Veoma daleke zvijezde neće primjetno promijeniti mjesto ni u toku duljeg razdoblja opažanja. Zato je gotovo jednak razmještaj svojstvo dalekih zvijezda. One ne pokazuju ni godišnju paralaksu, ni vlastito gibanje.
[[Sunce]] je zvijezda koja se i sama giba u prostoru. Zato će mjerene brzine zvijezda biti u stvari relativne. Komponenta relativne brzine u smjeru doglednice (radijalna komponenta brzine ''v<sub>r</sub>'') ustanovljuje se uz pomoć [[Dopplerov efekt|Dopplerova učinka]]. U principu, s udaljavanjem slabi i sjaj, ali učinak je tako malen da se ni na koji način ne da utvrditi, pogotovo zato što fizički uvjeti koji vladaju na zvijezdi i u njezinoj okolini mogu dovesti do promjene sjaja! Komponenta brzine zvijezde koja je okomita na doglednicu (normalna komponenta ''v<sub>n</sub>'') dovodi do promjene položaja zvijezde na nebeskoj sferi. Omjer kutnog pomaka i vremena ''μ'', naziva se vlastitim gibanjem. Zvijezda prevaljuje u vrijeme ''t'' put od relativnog položaja 1 do 2, s normalnom komponentom ''v<sub>n</sub>''. Ta komponenta brzine određuje se iz mjerene kutne brzine ''μ = ϑ • r'' i udaljenosti zvijezde ''r'':
:''Vn = μ • r''
Napomena: kod malog centralnog kuta, [[Luk (matematika)|kružni luk]] je jednak tetivi.
== Izvori ==
| |||