Povijest astronomije: razlika između inačica

Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
Redak 205:
[[Datoteka:The Earth seen from Apollo 17.jpg|mini|desno|200px|Prosječna [[temperatura]] površine [[Zemlja|Zemlje]] je oko 288 [[Kelvin|K]] (14 [[celzij|°C]]) dobivena [[Stefan-Boltzmannov zakon|Stefan-Boltzmannovim zakonom]].]]
[[Datoteka:Sun diagram.svg|mini|desno|200px|<center>Prikaz strukture Sunca: <br> 1. [[Sunčeva jezgra]]; 2. Zona [[Toplinsko zračenje|radijacije]]; 3. Zona [[Konvekcija|konvekcije]]; 4. [[Fotosfera]]; 5. [[Kromosfera]]; 6. [[Korona]]; 7. [[Sunčeve pjege]]; 8. Granule; 9. [[Prominencije]].]]
[[Datoteka:236084main MilkyWay-full-annotated.jpg|mini|200px|desno|Umjetnička vizija spiralne strukture [[Mliječni put|Mliječnoga puta]] kao [[galaktika|galaktike]] s dva dugačka zvjezdana kraka i prečkom]]
=== 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 245 ⟶ 246:
 
Podaci nuklearne fizike dozvoljavaju konačno 1938. [[Hans Albrecht Bethe|Hansu Albrechtu Betheu]] (1906. –2005.) i [[Carl Friedrich von Weizsäcker|Carl Friedrichu von Weizsäckeru]] (1912. – 2007.) da proračunom dokažu kako se na temperaturi od desetak i više milijuna [[celzij|°C]] odvija sjedinavanje ([[nuklearna fuzija]]) [[vodik]]a u [[helij]]. Usklađivanje teorijskih pogleda s promatračkim podacima o fizičkim svojstvima zvijezda vodi dotjerivanju predodžaba o strukturi Sunca i zvijezda, pa je već prije sredine 20. stoljeća jasno da je vodik pretežni sastojak Sunca. Ujedno, otvorena su vrata produbljivanju predodžaba o promjeni unutrašnje građe zvijezda s vremenom, o razvitku zvijezda. Sve što se troši i razvija se.
 
=== Mliječni put ===
U pozadini stoljetnih astronomskih istraživanja krije se pitanje o rasporedu zvijezda i svijetova. Prve predodžbe o strukturi [[Mliječni put|Mliječnog puta]] stvorio je [[William Herschel]]. Do značajnijeg napretka došlo je tek na prijelazu iz 19. u 20. stoljeće. Da bi se spoznalo, trebalo je naučiti kako da se gleda. Statistička ispitivanja sjaja zvijezda otkrivaju iznenađujuću činjenicu da je pogled na daleke zvijezde, u mnogim smjerovima, zastrt nevidljivom tamnom tvari. Zato je sjaj zvijezda koje se nalaze na istoj daljini u nekim područjima neba manji nego u drugim područjima. Do razlika dovodi raspored tamne tvari. Tamni se oblaci međuzvjezdane tvari okupljaju naročito sredinom trake Mliječnog puta. U području Mliječnog puta praktički nisu vidljive ni [[Maglica|maglice]] spiralnog oblika, koje je 1848. otkrio [[William Parsons Rosse]] (1800. –1867.) s najvećim tadašnjim [[Reflektorski teleskop|reflektorskim teleskopom]], kojemu je [[objektiv]] imao 180 [[metar|cm]].
 
Početkom 20. stoljeće proračunao je [[Hugo von Seeliger]] (1849. – 1924.) da [[promjer]] Mliječnog puta iznosi 23 000 [[Svjetlosna godina|sg]] (7 000 [[parsek|pc]]). Godine 1904. otkriva [[Jacobus Cornelius Kapteyn]] (1851. – 1922.) pravilno gibanje zvijezda u Sunčevoj okolini. Jedna struja zvijezda gibala se u jednom, a druga u suprotnom smjeru. Pojava se tumači općim zajedničkim gibanjem zvijezda oko centra Mliječnog puta ili vrtnjom cijelog sustava Galaktike. Jedna struja zvijezda, ona koja je bliža centru Mliječnog puta, pretječe Sunce, a zaostaje ona struja koja je dalja od centra Galaktike nego što je Sunce.
 
U istraživanjima veličine Galaktike i određivanju udaljenosti između njezinih dijelova poslužile su pravilno promjenjive zvijezde [[cefeide]] i skupovi zvijezda. H. Levitt prvih je godina 20. stoljeće otkrila da se cefeide vladaju na vrlo pravilan način. Što im je razdoblje između maksimuma sjaja dulji, to su im [[luminozitet]]i veći. Time je nađen postupak za posredno određivanje snage zračenja tih zvijezda. A budući da svjetlosni tok koji primamo ovisi o udaljenosti zvijezda, mjerimo i njezinu udaljenost! Ideja mjerenja udaljenosti pomoću cefeida iznijeta je 1908. Fizički uzrok promjene sjaja otkrio je 1914. [[Harlow Shapley]] (1885. – 1972.): cefeide periodički mijenjaju [[obujam]], pulsiraju.
 
Još je jedna metoda određivanja udaljenosti ustanovljena u to vrijeme i to metoda zvjezdanih jata. Metoda je neposredna zato što se koristi geometrijskim odnosima i ne ovisi o fizičkom stanju zvijezda. Godine 1909. uočeno je da zvijezde otvorenog skupa Hijade, koji se nalazi u [[Bik (zviježđe)|Biku]], pokazuje zajedničko vlastito [[gibanje]]. One sve zajedno hrle istom cilju, točki sjedinjenja u prostoru ili verteksu. Kutna udaljenost skupa od verteksa iznosi oko 30 °. Okomita komponenta brzine razmjerna je udaljenosti. U [[Mjeriteljstvo|metrologiji]] [[svemir]]a, skup Hijade prestavljaju opornu točku. Njegova udaljenost iznosi oko 40 pc (130 sg). Među njegovim članovima nalaze se i promjenjive zvijezde, pa je na taj način i njihova udaljenost poznata, a ujedno im je provjerena snaga zračenja.
 
Novo uspostavljene metode određivanja udaljenosti dijelova Galaktike uz spoznaju da su znatni njezini dijelovi zamračeni [[Međuzvjezdana tvar|međuzvjezdanom tvari]], vode u nastavku 20. stoljeća sve boljem upoznavanju galaktičke strukture. Harlow Shapley ispituje 1918. razmještaj [[Kuglasti skup|kuglastih skupova]] i nalazi da se jedna trećina skupova nalazi u [[Strijelac (zviježđe)|zviježđu Strijelca]]. Tamo se stoga mora nalaziti i centar Mliječnog puta. Inače, kuglastih se skupova susreće u svim smjerovima jednoliko oko centra Galaktike. Mjereći udaljenost kuglastih skupova pomoću cefeida koje pripadaju skupu, Shapley procjenjuje veličinu Galaktike i udaljenost Sunca od njenog centra. Radi se o desecima tisuća svjetlosnih godina. Zaokružavanju slike o ukupnoj građi Galaktike pridonose [[kinematika|kinematička]] svojstva, uređeno gibanje Galaktike oko vlastitog centra. Uz nove mjere udaljenosti, obrtanje Galaktike poslužilo je 1927. [[Jan Oort|Janu Oortu]] (1900. – 1992.) da ustanovi prostorne odnose, da utvrdi točan položaj centra naše Galaktike, udaljenost Sunca od centra i njegovu brzinu obilaženja oko centra. Ti su se podaci, uz male preinake, održali do danas.
 
== Izvori ==