Povijest astronomije: razlika između inačica
Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
nastavio Povijest astronomije |
→Astronomija 19. i 20. stoljeća: nastavio |
||
Redak 200:
[[Datoteka:Paralaksa2.png|mini|desno|200px|Kako [[Zemlja]] obilazi oko [[Sunce|Sunca]], tako [[astronom]] opaža odabranu [[zvijezda|zvijezdu]] uvijek u drugom smjeru. Iz položaja Zemlje ''Z<sub>1</sub>'' i ''Z<sub>2</sub>'' na suprotnim krajevima putanje, zvijezda na nebeskoj sferi se vidi u točkama ''P<sub>1</sub>'' i ''P<sub>2</sub>''. Kutni razmak točaka ''P<sub>1</sub>'' i ''P<sub>2</sub>'' mjeri se na nebeskoj sferi izravno, a kut ''p'' zove se '''godišnja paralaksa'''.]]
[[Datoteka:Position Alpha Cen.png|mini|desno|200px|Najbliža [[zvijezda]] do [[Sunce|Sunca]] je Proksima Kentaura, najbliža zvijezda u trostrukom sustavu [[Alpha Centauri|α Kentaura]].]]
[[Datoteka:Fraunhofer lines.svg|mini|desno|200px|[[Sunce|Sunčev]] [[Spektar (fizika)|spektar]] sa [[Fraunhoferove linije|Fraunhoferovim linijama]].]]
[[Datoteka:Spectrum of blue sky.svg|mini|desno|200px|[[Spektar (fizika)|Spektar]] plavog neba, u blizini [[obzor]]a, oko 3 do 4 sata poslijepodne, na čistom nebu.]]
[[Datoteka:HRDiagram.png|mini|desno|200px|[[Hertzsprung-Russellov dijagram]]. [[Sunce]] se nalazi na glavnom nizu s sjajem 1 i [[temperatura|temperaturom]] od 5780 [[Kelvin|K]].]]
=== Paralaktičko određivanje udaljenosti zvijezda ===
Udaljenosti zvijezda prvi su izmjerili [[Friedrich Bessel]] (1784. – 1846.), [[Friedrich von Struve]] (1793. – 1864.) i [[Thomas Henderson]] (1798. – 1844.) u razdoblju od 1835. do 1838. Iako su osnovne metode bile poznate još od antike ([[triangulacija]]), otkriće je zakasnilo jer su zvijezde veoma udaljene i [[mjerni instrument|mjerni instrumenti]] nisu bili toliko precizni. Da bi se izmjerila [[paralaksa]] zvijezda, potrebno je uzeti najveću geodetsku bazu koja je čovjeku na raspolaganju, a to je staza Zemlje oko Sunca. Kako Zemlja obilazi oko Sunca, tako astronom opaža odabranu zvijezdu uvijek u drugom smjeru. Iz položaja Zemlje ''Z<sub>1</sub>'' i ''Z<sub>2</sub>'' na suprotnim krajevima putanje, zvijezda na nebeskoj sferi se vidi u točkama ''P<sub>1</sub>'' i ''P<sub>2</sub>''. [[Kut]]ni razmak točaka ''P<sub>1</sub>'' i ''P<sub>2</sub>'' mjeri se na nebeskoj sferi izravno, a kut ''p'' zove se '''godišnja paralaksa'''. Kut godišnje paralakse veoma je malen, a udaljenost zvijezda velika, pa [[polumjer]] Zemljine putanje ([[Astronomska jedinica|AJ]]) prestavlja mali odsječak [[Luk (matematika)|luka]] na [[kružnica|kružnici]] opisanoj oko zvijezda. Polumjer kružnice jednak je omjeru luka i centralnog kuta:
Line 217 ⟶ 220:
:1 [[Svjetlosna godina|sg]] = 9.46 • 10<sup>15</sup> [[metar|m]]
Prve zvijezde kojima su udaljenosti bile određene jesu [[Labud (zviježđe)|61 Labuda]], [[Vega]] (26 sg) i [[Alpha Centauri|α Kentaura]] ([[Engleski jezik|eng]]. ''Alpha Centauri''). Najbliža zvijezda do Sunca je [[Alpha Centauri|Proksima Kentaura]], najbliža zvijezda u trostrukom sustavu α Kentaura. Do daljine od 12 svjetlosnih godina (sg) ima tridesetak zvijezda. U prosjeku te su zvijezde udaljene jedne od druge 6 – 7 sg. Paralaktička metoda određivanja udaljenosti zvijezda veoma je pouzdana. Osniva se samo na [[geometrija|geometrijskim]] odnosima. Udaljenost zvijezde tim putem određena, kao i sam kut ''p'', naziva se još i '''trigonometrijskom paralaksom'''. Metoda služi dok se mogu mjeriti [[kut]]ovi, do daljine od otprilike 200 svjetlosnih godina.
=== Procvat astronomije i pojava astrofizike ===
U 19. stoljeću cvjetaju sva područja klasične astronomije. [[Nebeska mehanika]] tumači fine pojave u gibanjima [[nebesko tijelo|nebeskih tijela]], kao što su poremećaji staza, te rješava složene probleme [[Newtonov zakon gravitacije|gravitacijskog međudjelovanja]]. Pomoću [[proračun]]a [[Urbain Le Verrier|Urbaina Le Verriera]] (1811. – 1877.) temeljenim na gibanju [[Uran]]a, [[Johann Gottfried Galle]] (1812. – 1910.) otkriva 1846. planet [[Neptun]]. U istom se stoljeću razvija i fizičko područje fotometrije ili mjerenja tokova [[svjetlost]]i i [[toplinsko zračenje|toplinskog zračenja]]. Astronomska fotometrija najprije je vizualna, a fotografska fotometrija javlja se tek na prijelazu u 20. stoljeće. Sada se [[zvijezda]]ma, osim položaja i vlastita gibanja, može pridijeliti još jedna fizička osobina: [[Stefan-Boltzmannov zakon|energija zračenja]]. Do kraja 19. stoljeća određene su zvjezdane veličine za više od milijun zvijezda. Omjer svjetlosnih tokova koje šalju zvijezde različitih [[Magnituda (astronomija)|zvjezdanih veličina]] određuje 1854. [[Norman Robert Pogson]] (1829. – 1891.). Po njegovu prijedlogu, za odnos tokova dviju zvijezda čije se zvjezdane veličine razlikuju za jedinicu treba uzeti 2.521.
Na tokove zračenja koje prihvaćamo sa zvijezda utječe njihova udaljenost. Da bi se ustanovio energetski tok koji napušta zvijezdu, osim [[Prividna magnituda|prividnih veličina]], potrebno je saznati i udaljenost. Za tok, snagu zračenja sa čitave zvijezde upotrebljava se naziv [[luminozitet]] ''L''. Luminozitet zvijezde uspoređuje se s luminozitetetom Sunca ''L<sub>o</sub>'' kao jedinicom. Luminozitet pak Sunca određuje se tako da se mjeri onaj tok zračenja koji stiže na mjernu površinu postavljenu okomito na zraku, a izvan [[Zemljina atmosfera|Zemljine atmosfere]], a izražava se [[Sunčeva konstanta|Sunčevom konstantom]]. Fotometrija će na prijelazu u 20. stoljeće omogućiti da se pažnja astronoma usmjeri na promjenjive zvijezde.
U 19. stoljeću ubrzano se razvija klasična fizika: fizikalna [[optika]], [[spektroskopija]], [[termodinamika]] i nauka o [[elektricitet]]u i [[magnetizam|magnetizmu]]. Na tim se granama osnivaju nova astronomska područja. Spektroskopija postaje nezamjenjivim sredstvom ispitivanja svemirskog prostora. Najprije, 1802. [[William Hyde Wollaston]] (1766. – 1828.) uočava u Sunčevu [[Spektar (fizika)|spektru]] neke tamne linije, a [[Joseph von Fraunhofer]] (1787. - 1826.) ih ispituje od 1814. i popisuje. U tu svrhu on razvija [[spektroskop]]ske instrumente. Izrađuje spektroskop s optičkom rešetkom, a [[teleskop]] snabdijeva satnim mehanizmom, da bi se jednoliko pratilo dnevno kretanje nebeskih izvora svjetlosti. Po njemu se tamne, apsorpcijske linije nazivaju [[Fraunhoferove linije]]. Jednake spektralne linije koje vidi u spektru Sunca, nalazi on i u spektru [[Mjesec|Mjesečeve]] svjetlosti i u svjetlosti [[planet]]a. Dokaz je to da svjetlost tih objekata nije vlastita već odražena [[Sunčeva svjetlost]]. [[Christian Doppler]] (1803. - 1853.) utvrduje 1842. da se valna duljina svjetlosti mijenja ako se izvor svjetlosti giba prema promatraču. [[Dopplerov efekt|Dopplerovim učinkom]] izravno se mjeri [[brzina]] izvora u smjeru doglednice, radijalna komponenta brzine ''v<sub>r</sub>'', jer je omjer te brzine i brzine svjetlosti jednak omjeru promjene [[valna duljina|valne duljine]] i same valne duljine:
:''v<sub>r</sub> / [[Brzina svjetlosti|c]] = Δλ / [[valna duljina|λ]]''
Godine 1859. postavljaju [[Gustav Robert Kirchhoff]] (1824. – 1887.) i [[Robert Wilhelm Bunsen]] (1811. - 1899.) osnove [[Spektar (fizika)|spektralne analize]], načelo jednakosti: jedna tvar emitira ili apsorbira, zrači ili upija uvijek iste spektralne linije. Tim putem dokazuju da na Suncu ima istih [[kemijski element|kemijskih elemenata]] koji postoje i na Zemlji. Nekoliko kemijskih elemenata otkrio je u spektru zvijezda 1863. [[William Huggins]] (1824. – 1910). godine 1865. uvodi se pojam [[astrofizika]]. Godine 1868. [[Norman Lockyer]] (1836. – 1920.) otkriva na Suncu nepoznati kemijski element, [[helij]]. Isti element nađen je na Zemlji 1895. Prva [[dvojna zvijezda]], otkrivena 1889. [[spektroskop]]om na temelju Dopplerovog učinka bila je [[Mizar]], a to je učinio [[Edward Charles Pickering]] (1846. – 1919.).
[[Fotografija]] se u astronomskoj spektroskopiji upotrebljava od 1850-tih godina. Zvijezde po spektrima prvi klasificira [[Angelo Secchi]] (1818. – 1878.) u razdoblju od 1860. do 1870. Krajem 19. stoljeća postalo je očito da pojave u spektru ovise o [[temperatura|temperaturi]] zvijezde, pa se na osnovi spektralne klasifikacije ([[spektralni razred]]) može ustanoviti na kojoj se temperaturi nalaze svijetleći slojevi zvijezda. Zbog toga je spektrima porasla vrijednost i oni pridonose daljem fizičkom opisu zvijezda. Fotografski album od oko 200 000 zvjezdanih, klasificiranih spektara, izlazi od 1918. do 1924.; to je [[Harvard]]ski katalog [[Henry Draper|Henrya Drapera]] (1837. – 1882).
Uspoređivanje snaga zračenja zvijezda sa zvjezdanim temperaturama, što je [[Ejnar Hertzsprung]] (1873. – 1967.) učinio 1905., a dijagramom prikazao 1913. [[Henry Norris Russell]] (1877. – 1957.), ukazuje na fizičku suštinu zvijezda. [[Hertzsprung-Russellov dijagram]] (poznat pod kraticama '''HRD''' ili '''HR dijagram''') odražava trenutno fizičko stanje zvijezde, njezinu strukturu, izvor energije i razvitak. Godine 1879. ustanovio je [[Joseph Stefan]] (1835. – 1893.) [[pokus]]om, a 1884. [[Ludwig Boltzmann]] (1844. - 1906.) [[teorija|teorijski]], da je ukupan tok energije sa zagrijanog tijela razmjeran četvrtoj potenciji temperature ([[Stefan-Boltzmannov zakon]]). Tako su snaga zračenja i spektar povezani istom fizičkom veličinom, [[temperatura|temperaturom]]. Dublji uvid u način postanka spektra, raspodjele svjetlosne jakosti na različitim valnim duljinama, dat će [[atomska fizika]] koja se razvija u prvoj polovici 20. stoljeća. Kao jednu od važnih činjenica utvrdit će da velika jakost spektralnih linija [[kalcij]]a u Sunčevu spektru ujedno ne znači da je glavni sastojak Sunca kalcij. [[Nuklearna fizika]] dovest će pak do otkrića izvora nuklearne energije na zvijezdama.
== Izvori ==
| |||