Povijest astronomije: razlika između inačica
Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
Redak 211:
[[Datoteka:FusionintheSun.svg|mini|200px|desno|[[Niz proton-proton]] dominira u zvijezdama veličine [[Sunce|Sunca]] ili manjim kao primjer [[Nuklearna fuzija|nuklearne fuzije]].]]
[[Datoteka:M45 filip.jpg|200px|mini|desno|[[Messier 45]] (M45) poznat pod nazivom '''Vlašići''' odnosno '''Plejade''' je [[otvoreni skup]] u [[Bik (zviježđe)|zviježđu Bik]]. Snimka Filipa Lolića.]]
[[Datoteka:USA.NM.VeryLargeArray.02.jpg|mini|200px|desno|[[Radio
[[Datoteka:Eagle nebula pillars.jpg|mini|200px|desno|[[Stupovi stvaranja]] u maglici Orao.]]
[[Datoteka:Universe expansion.png|mini|200px|desno|Prema teoriji [[Veliki prasak|Velikog praska]], [[svemir]] se širi iz točke beskonačnog pritiska i gustoće ([[Singularnost|singularnosti]]).]]
=== 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 288 ⟶ 290:
Zvijezde gube tvar, jednoliko ili na mahove, a promjene ovise o tome jesu li zvijezde usamljene ili u bliskim dvojnim sustavima. Zvijezde istrošenog goriva javljaju se u obliku [[Bijeli patuljak|bijelih patuljaka]] i [[pulsar]]a. Prvi bijeli patuljak, pratilac [[Sirius]]a, zapažen je 1862.; da je to zvijezda veličine planeta i stoga veoma gusta, protumačeno je 1915. Prvi pulsari otkriveni su 1967. Pulsari su građeni pretežno od [[neutron]]a, veoma se brzo vrte, dojavljuju nam se kratkim impulsima [[elektromagnetsko zračenje|elektromagnetskog zračenja]], a pretežno se pronalaze u području [[Radio valovi|radio valova]]. Gustoća [[Neutronska zvijezda|neutronske zvijezde]] mnogo je puta veća od gustoće bijelog patuljka. Još gušće i manje zvijezde mogle bi biti, ako se otkriju, [[crna rupa|crne rupe]]. Pri prijelasku od normalne zvijezde do malog i veoma gustog objekta, dolazi do eksplozije, kakva se na primjer zapaža u [[supernova|supernovih]].
=== Položaj galaktike Mliječni put u svemiru ===
Posljednoj polovici 20. stoljeća svojstvena su svestrana istraživanja [[nebesko tijelo|nebeskih tijela]]. U [[tehnologija|tehnologiji]] promatranja dolazi do revolucije. Svemir se promatra na svim valnim duljinama [[elektromagnetsko zračenje|elektromagnetskog zračenja]], a promatra se i izvan [[Zemljina atmosfera|Zemljine atmosfere]]. 1957. polijeće prvi [[umjetni satelit]], a čovjek – [[astronaut]] 1969. stiže na [[Mjesec]]. Dok je najveći događaj u planetnoj astronomiji u prvoj polovici 20. stoljeća bilo otkriće [[Pluton]]a, 1930. [[Clyde Tombaugh]] (1906. – 1997.), sada istraživanje planeta postaje praktičnom ljudskom djelatnošću. [[Svemirske letjelice|Automatske letjelice]] izravno ispituju tijela [[Sunčev sustav|Sunčeva sustava]]. Analiza uzoraka Mjesečeva kamenja i drugih planetnih tala, te ispitivanje planetskih atmosfera, dovodi do važnih zaključaka o stvaranju i razvitku planeta. Dalje, u obradu astronomskih podataka uvodi se tehnika elektroničkih [[računalo|računala]], što dovodi do porasta broja i kakvoće rezultata. Proračuni koje klasični [[astronom]] ne bi uspio obraditi u toku života provedu se sada za kratko vrijeme. Novi tehnički postupci vode poboljšanju točnosti kojom se određuje položaj nebeskih izvora, posebno onih koji zrače radio valove.
Razvojni putovi zvijezda upoznati su do finih pojedinosti. Naziru se i razvojni putovi [[galaktika]], a [[Kozmologija|kozmološke teorije]], teorije o stanju svemira, temelje se na sve čvršćim fizičkim činjenicama. Ispituje se raspored galaktika i njihova građa. Osim [[Spiralna galaktika|spiralnih galaktika]] i [[Eliptična galaktika|galaktika eleptičnih oblika]], nailazi se na velik broj [[Nepravilna galaktika|nepravilnih]] i neobičnih. Među neobičnim galaktikama nalaze se one koje zrače jake radio valove, često veće jakosti od vidljivog zračenja; to su radio galaktike. 1963. otkriveni su [[kvazar]]i (kvazi-stelarni objekti), koji bi mogli biti jedan od početnih koraka u razvitku galaktika. Kvazari su razmjerno malih dimenzija, ali zrače i tisuću puta više energije od običnih galaktika. Neobične galaktike u pravilu pokazuju posljedice eksplozija na znatnom dijelu galaktike. U toku istraživanja stanja galaktika i udaljenih dijelova svemira razvijale su se metode za mjerenje udaljenosti.
Galaktike se u pravilu okupljaju u veće nakupine, [[Galaktički skupovi|skupove galaktika]]. Skupovi se u prostoru raspoređuju u obliku goleme prostorne mreže ili saća. Unutar pojedinog skupa, galaktike se gibaju slično molekulama u plinu, ali zajedno, kao cjelina, skupina galaktika odmiče se od svake druge skupine galaktika brzinom koja je razmjerna razmaku, a pojavu nazivamo širenjem ili ekspanzijom svemira. Pojava širenja nije relativna, ne širi se sam prostor (to se ne bi moglo ni ustanoviti), već rastu udaljenosti između skupova galaktika, dok same dimenzije jednog skupa, ili dimenzije jedne galaktike, ostaju nepromijenjene. Širenje je takva pojava da svaki opažač smatra da se on nalazi u centru širenja. No budući da svaki promatrač vidi jednako, centra svemira zapravo nema. Dobru predodžbu o širenju svemira dobit ćemo ako pušemo u balon na čijoj su opni nacrtane točke. Svaka točka na opni razmicat će se od drugih točaka, a ni jedna od njih nema središnji položaj.
Poznavanje svemira u cjelini, a pogotovo dalekog svemira, nema izravne praktične vrijednosti, već pridonosi nazoru o svijetu i filozofskoj spoznaji. Kada promatramo daleki svemir, gledamo u stvari u prošlost, jer nam jedinu informaciju o predmetima donosi svjetlost. Svjetlost se giba konačnom i stalnom brzinom, pa ako je prevalila dulji put, morala je i ranije poći. Galaktika u zviježđu Andromedi prikazuje nam se kakva je bila prije dva i nešto više milijuna godina; ona je „udaljena“ 2.2 milijuna svjetlosnih godina. U prošlost gledamo promatrajući i dijelove vlastite Galaktike, pa i onda kada promatramo Sunce: „ovog“ trena vidimo Sunce kakvo je bilo prije 8 minuta...
Ponašanje svemira u cjelini objašnjava relativistička teorija gravitacije Alberta Einsteina (opća teorija relativnosti utemeljena 1916.). Gravitacija je jedina sila koja djeluje na najvećim udaljenostima. Ona je privlačna, i kad ne bi bilo širenja svemira, sve bi se galaktike približile jedna drugoj i stopile u jednu masu. Velike brzine širenja uočavaju se na velikim daljinama (ili u davno vrijeme). Brzina širenja svemira je manja na manjim udaljenostima (u vrijeme ne tako daleko). Ne zna se kako će se svemir širiti u budućnosti i neće li se širenje jednog dana zaustaviti. Pokušavamo li zamisliti što je moglo dovesti do širenja, vraćamo se u daleku prošlost kada su galaktike morale biti bliže jedna drugoj. Možda nisu ni postojale već oblikovale neku gustu masu. Jedna od teorija ranog svemira razvija sliku Velikog praska, eksplozije guste i vruće pramase koja se razletjela, pa je danas vidljivi svemir ostatak te eksplozije.
== Izvori ==
| |||