Mala škola. Koprivnica, 2002., izdanje br. 20

Transcript

1 Mala škola astronomije Koprivnica, 2002., izdanje br. 20

2

3 SADRŽAJ 1. Zemlja i nebo Uvod Osnovno snalaženje na zvjezdanom nebu Utjecaj optičkih i drugih pojava na promatranja nebeskih tijela...10 Literatura: Astronomska pomagala Uvod Pojava teleskopa Šuma Striborova Refraktori Reflektori Katadioptrici Osnovni pojmovi u teleskopskom svijetu Apertura Žarišna (fokalna) duljina Skala ploče (engl. focal ratio, f-broj) Povećanje Moć razlučivanja Stativi Alt-azimutalni Ekvatorijalni Na kraju što dodati? Literatura: Sunce i Sunčev sustav Uvod Sunce Sva tijela Sunčeva sustava Planeti na nebu Keplerovi zakoni i privlačna sila Elementi planetnih staza Zemljina skupina planeta Merkur Venera Zemlja Zemljin satelit Mjesec Mjesečeve faze (mijene) Pomrčine Gibanje Mjeseca u Sunčevom sustavu Mars

4 Planetoidi Meteoroidi Jupiterova skupina planeta Jupiter Saturn Uran Neptun Pluton Kometi Planeti drugih zvijezda Praktični rad Literatura: Zvijezde Uvod Tipovi zvijezda Vrste zvijezda Nastanak zvijezda Promatranje zvijezda Sjaj zvijezda Literatura Daleki Svemir Osnovna struktura i dinamika naše galaktike Podjela galaktika i galaktička jata Kozmološko načelo, Hubbleov zakon Dinamički modeli Svemira u okvirima Newtonove mehanike Teorija Velikog praska i fizikalni uvjeti tijekom razvoja Svemira 71 Literatura

5 1. ZEMLJA I NEBO sastavio: Ivan Gašparić Astronomsko društvo Koprivnica 1.1. Uvod Ljudi su od svojih početaka iz čiste nužde održanja uočavali bitne činjenice o svijetu oko sebe i njegovim promjenama. Primijetili su da je svijet na kojem žive, u odnosu na njih strahovito velik vjerojatno beskonačan; da se iznad zemlje prostire veliki svod oblika polukugle - nebo po kojem putuje sjajni, zasljepljujući disk Sunce, koje daje svjetlost i toplinu; da se periodički izmjenjuju osvijetljena (dan) i tamna razdoblja (noć), a zatim i vremenski duža, toplija i hladnija razdoblja (godišnja doba); na vedrom noćnom nebu uočili su pojave Mjeseca i zvijezda. Shvatili su da tim svijetom vladaju nepojmljivo snažne sile (oluje, hladnoća, vulkani, poplave, suše...), koje s lakoćom mogu uništiti ljude. Ljudi su identificirali te sile s dobrim ili zlim duhovima (bogovima, odn. demonima) te ih pokušavali odobrovoljiti različitim ritualima u njihovu čast od njih su se razvile religije. S vremenom su pojedinci (vračevi, svećenici) sve više sustavno promatrali i pokušavali shvatiti i objasniti pojave ovog svijeta, od čega se razvila filozofija i znanost. Vratimo se sada našem sadašnjem vremenu i pokušajmo objasniti što vidimo kad se suočimo sa svijetom u kojem živimo, odnosno njegovim nebeskim okolišem: živimo na Zemlji, koja je u odnosu na nas ogromno tijelo, ali istovremeno u odnosu na svekoliki poznati prostor (svemir) strahovito sitno. Zemlja približno ima oblik kugle, koja se okreće (rotira) oko pravca koji prolazi njezinim polovima (Zemljina os). Zemlja se jednom okrene oko svoje osi za jedan dan (točnije 23 sata i 56 minuta u odnosu na zvijezde, a 24 sata u odnosu na Sunce), a na nebeskom svodu to izgleda kao da Sunce, Mjesec i druga nebeska tijela obiđu oko Zemlje za jedan dan (prividno dnevno gibanje nebeskih tijela). pojave dana i noći nastaju također zbog zemljine rotacije (dan je na onim dijelovima Zemlje koje trenutno Sunce obasjava). Mjesec je nebesko tijelo manje od Zemlje, a koje putuje oko nje, tj. prati je (prirodni satelit) te oko nje obiđe za približno 28 dana. Mjesec ne zrači vlastitu svjetlost svijetli samo zato jer ga Sunce o- basjava (isto vrijedi i za Zemlju ako je gledamo s Mjeseca ili nekog 3

6 drugog nebeskog tijela, ali i za neka druga nebeska tijela: planete i njihove satelite, asteroide itd.). Osim Mjeseca na nebu uočavamo i druga prividno manje sjajna tijela zvijezde, planete, komete i meteore. U svako doba godine, u isto vrijeme noći ne uočavamo na nebu iste zvijezde to je zbog toga što Zemlja putuje oko Sunca za vrijeme od približno godinu dana (približno 365 dana i 6 sati). Gibanje Zemlje oko Sunca odražava se kao prividno godišnje gibanje Sunca u odnosu na zvjezdanu pozadinu. Zvijezde nam praktično izgledaju kao točkasti izvori svjetlosti, prividno mnogo manjeg sjaja od Sunca, a vide se samo noću jer se danju gube u sunčevu sjaju. Golim okom je nemoguće primijetiti njihovo gibanje u odnosu na njihovu nebesku okolinu u vremenu kraćem od nekoliko stotina godina, pa ih po tradiciji zovemo i zvijezde stajačice. Danas znamo da su to tijela često veća i sjajnija od Sunca, ali su jako daleko u odnosu na Sunce. Zato izgledaju slabog sjaja, a njihovo stvarno gibanje se može odrediti samo najpreciznijim instrumentima i metodama. Neki nebeski objekti na prvi pogled izgledaju kao zvijezde, ali ako ih pažljivo promatramo iz noći u noć vidjet ćemo da mijenjaju položaj (gibaju se) u odnosu na svoju nebesku okolinu. Stari narodi su ih nazvali zvijezde lutalice ili planeti. Danas znamo da se i planeti gibaju oko Sunca, tj. da je Zemlja samo jedan od planeta u Sunčevom sustavu. Pri promatranjima, zvijezde razlikujemo od planeta po tome što one trepere. O toj pojavi bit će riječi kasnije u dijelu o optičkim pojavama pri promatranjima nebeskih tijela. Ponekad na nebu možemo vidjeti svijetli trag kao da pada zvijezda. Ljudi su ih u davnini prozvali zvijezde padalice ili meteori. Danas znamo da su to manji komadi kamenja ili zrnca prašine koja također putuju oko Sunca i na svom putu se približe Zemlji toliko da ih ona zarobi i povuče u svoj plinoviti omotač (atmosferu) gdje se zbog trenja zapale i izgore, što izgleda kao svijetli trag na nebu. Ne suviše često na nebu se mogu uočiti i čudni objekti koje zovemo zvijezde repatice ili kometi, a glavna im je karakteristika da iza sebe vuku često vrlo dugačak i svijetli rep. Danas znamo da su to također članovi Sunčevog sustava, a koji osim čvrste kamene jezgre sadrže i omotač od leda, zamrznutih plinova i fine prašine. Ako se komet dovoljno približi Suncu, taj se omotač pod utjecajem sunčeve topline i tlaka čestica izbačenih sa Sunca ( sunčev vjetar ) raspršuje u prostor suprotno od smjera Sunca i formira rep. Eto, za početak smo nabrojili neke od pojava na nebu koje malo pažljiviji promatrač može uočiti golim okom i ne previše sustavnim promatranjima. Detalje o snalaže- 4

7 nju (orijentaciji) na noćnom nebu, članovima Sunčeve porodice, o zvijezdama i drugim objektima u dubokom svemiru ispričat ćemo kasnije. Na kraju ovog razmatranja istaknimo samo da se znanstvena disciplina koja se bavi proučavanjem nebeskih (svemirskih) objekata i njihovih gibanja zove astronomija, za razliku od neznanstvenih postupaka koji pokušavaju gibanje nebeskih tijela dovesti u vezu s predviđanjem budućnosti pojedinaca ili grupa ljudi što zovemo astrologija Osnovno snalaženje na zvjezdanom nebu Pokušajmo sada objasniti kako odrediti trenutni položaj nekog objekta na nebeskom svodu, odnosno kako prepoznati neke golim okom vidljive nebeske objekte (Mjesec, planeti: Merkur, Venera, Mars, Jupiter, Saturn, te prividno najsjajnije zvijezde stajačice). Razmotrimo određivanje položaja nekog svemirskog objekta na vedrom noćnom nebu, jer se danju zbog zasljepljujućeg Sunčevog sjaja ne mogu vidjeti. Zemljin plinoviti omotač (atmosfera) rasipa Sunčevu svjetlost, zbog čega je nebo svjetlo plave boje i presvijetlo da bi se na njemu uočili drugi svemirski objekti osim Sunca i Mjeseca. Položaj nebeskog tijela određuje se sa dvije kutne (lučne) udaljenosti od određenih referentnih kružnica koje formiraju odgovarajući nebeski koordinatni sustav. Zamislimo da stojimo na velikoj ravnoj površini na Zemlji (što je samo približno točno, jer je Zemlja zakrivljena) bez uzdignutih površinskih objekata kojih nam zakrivaju pogled na nebeski svod (Slika 1.). Prvo ćemo primijetiti da se u daljini nebo i Zemlja prividno spajaju u kružnici koju zovemo horizont (obzor) i to će nam biti prva referentna kružnica. Nebo nam izgleda kao velika polukuglasta kupola, a najviša točka te kupole točno iznad naše glave naziva se zenit. Ako u mislima spojimo neke dvije točke na suprotnim stranama horizonta kroz zenit dobit ćemo polukružnicu. Znamo da Sunce dostiže najveću visinu (kulminira) u smjeru juga prividno točno u podne po lokalnom vremenu, koje prati rotaciju naše točke stajališta. Točka na horizontu u produžetku Sunca zove se južna točka, a njoj nasuprotna je sjeverna točka. Ako kroz zenit spojimo sjevernu i južnu točku na horizontu dobit ćemo drugu referentnu (polu)kružnicu koja odgovara meridijanu mjesta promatranja. Položaj svake točke na nebeskoj (polu)sferi može se odrediti sa dva kuta (luka): zenitnom udaljenošću koja odgovara kutnoj udaljenosti paralelnog kruga povučenog kroz tu točku od zenita i azimutom koji odgovara kutnoj udaljenosti od meridijana (po horizontali). Na taj način dobili smo koordinatni sustav zvan horizontski ili azimutalni sustav (vidi Sliku 2.). Glavni nedostatak ovog sustava je to što u njemu svemirski objekti zbog zemljine rotacije neprestano i vrlo brzo mijenjaju položaj tj. koordinate. Da bi se izbjegla ovisnost koordinatnog sustava o gibanju Zemlje za određivanje položaja nebeskih tijela najčešće se koristi tzv. nebeski ekvatorski (ekvatorijalni) sustav koji je nastao tako da se zemaljski koordinatni sustav projicira na nebesku sferu (vidi Sliku 3.). Referentne crte ovog sustava su nebeski ekvator i nebeski nulti meridijan s ishodištem u proljetnoj točki tj. točki u kojoj se Sunce prividno nalazi na prvi dan proljeća (proljetni ekvinocij), a koordinate u tom sustavu zovu se nebeska 5

8 širina ili deklinacija (mjeri se u kutnim jedinicama) i nebeska dužina ili rektascenzija (mjeri se u vremenskim jedinicama, jer 1 sat odgovara 15 ). Južni nebeski pol ima deklinaciju 90, ekvator 0, a sjeverni nebeski pol +90. Izgled zvjezdanog neba mijenja se tijekom godine, ali položaji (koordinate) dalekih objekata (zvijezde, maglice, galaktike) u njemu ostaju praktički konstantni. Naravno, planeti, Mjesec i drugi objekti Sunčevog sustava stalno mijenjaju svoj položaj (koordinate) u ekvatorskom sustavu. Ravnina u kojoj se prividno giba Sunce (odraz stvarnog gibanja Zemlje oko Sunca) zove se ravnina ekliptike i nagnuta je pod kutom od približno 23.5 u odnosu na ravninu nebeskog ekvatora i siječe ga u dvije točke u kojima se Sunce nalazi na dan proljetnog ekvinocija oko 21. ožujka (proljetna točka), te na dan jesenjeg ekvinocija oko 23. rujna (jesenja točka). Većina planeta i mnogi drugi objekti Sunčevog sustava gibaju se vrlo blizu te ravnine u relativno uskom pojasu neba koji je podijeljen na dvanaest dijelova (zviježđa), a zove se Zodijak ( životinjski krug ). Jedina veza astronomije i astrologije (proricanje budućnosti horoskopi) je upravo praćenje stvarnih i prividnih gibanja Sunca, Mjeseca i planeta pojasom zodijaka. Za praćenje gibanja objekata u Sunčevu sustavu može se koristiti i ekliptički koordinatni sustav kojem je osnova ravnina ekliptike, a ishodišna točka upravo proljetna točka. Za snalaženje na nebu dobro je odrediti južnu i sjevernu točku na horizontu za mjesto promatranja (produžetak smjera Sunca točno u podne, kompas,...). Na polukružnici koja spaja te dvije točke bit će i sjeverni nebeski pol iznad sjevernog horizonta pod kutom jednakim geografskoj širini mjesta promatranja. Blizu tog mjesta nalazi se prilično sjajna zvijezda Polarnica (ili Sjevernjača). Tako je zvijezda Sjevernjača u zenitu ako se promatrač nalazi na sjevernom zemaljskom polu, a za promatrača na ekvatoru ona se poklapa sa sjevernom točkom na obzoru, dok je promatrači s južne hemisfere nikada ne vide. Pri snalaženju (orijentaciji) na nebu pomaže nam to što su prividno sjajnije zvijezde stajačice raspoređene u određene prepoznatljive oblike (likove) koje zovemo zviježđa ili konstelacije. Ljudi su od najstarijih vremena pokušavali takve nakupine zvijezda identificirati s likovima životinja, ljudi (junaka), bogova ili stvari. Danas se zviježđa koriste kao pomoć u određivanju položaja objekata na nebu, a odgovaraju određenim područjima neba koja obuhvaćaju prije spomenute likove. Na obje nebeske hemisfere smješteno je 88 zviježđa, a njihovi nazivi preuzeti su iz latinskog jezika. Zvijezde koje čine pojedino zviježđe povezujemo međusobno zamišljenim linijama da bi si lakše predočili njihovu međusobnu povezanost. Ponekad produžujemo u mislima spojnicu dviju zvijezda do mjesta gdje se nalazi treća zvijezda ili neki drugi objekt koji želimo naći. Ovaj dio astronomije predstavlja svojevrsni nebeski putopis, a naziva se astrognozija. Treba još istaknuti da su nebeski objekti koji izgledaju na nebu blizu jedan drugome najčešće vrlo udaljeni jedan od drugoga, a slučajno leže u istom smjeru u odnosu na promatrača sa Zemlje. Tako se Polarnica nalazi u zviježđu Mali Medvjed (Ursa Minor), na vrhu ruda lika koji je u narodu poznat kao Mala kola. Kao pomoć za pronalaženje Polarne zvijezde služi dio zviježđa Veliki Medvjed (Ursa Major) u kojem se nalazi 7 zvijezda približno sjajnih kao i ona, a formiraju lik Velika kola sa zavinutim rudom. Dvije 6

9 vanjske zvijezde četverokuta Velikih kola pokazuju u smjeru Polarnice (3-4 dužine između njih). Zbog zemljine dnevne vrtnje (rotacije) čini se kao da sve zvijezde kruže oko nebeskog pola (Polarnice) u smjeru od istoka prema zapadu. Sve zvijezde (zviježđa) koje su od sjevernog nebeskog pola kutno udaljene manje od geografske širine mjesta promatranja nikada ne zalaze ispod horizonta i zovu se cirkumpolarne zvijezde (zviježđa). Sve ostale zvijezde izlaze na istočnoj strani neba, a zalaze na zapadnoj. Zbog promjene položaja Zemlje u prostoru zbog njenog gibanja oko Sunca (revolucija), u isto doba noći u različita doba godine vidimo različite zvijezde (zviježđa). Mjesec i objekti Sunčevog sustava mijenjaju svoj položaj (vidljivo golom oku) i zbog svog vlastitog gibanja, a većina ih se giba blizu kruga nebeske ekliptike u pojasu od 12 zviježđa koji zovemo Zodijak (Jarac Capricornus, Vodenjak Aquarius, Ribe Pisces, Ovan Aries, Bik Taurus, Blizanci Gemini, Rak Cancer, Lav Leo, Djevica Virgo, Vaga Libra, Škorpion Scorpius, Strijelac Sagittarius). U ovu grupu trebalo bi još svrstati i zviježđe Zmijonosac (Ophiuchus). Ovdje treba još dodati da se na sjevernoj hemisferi mogu vidjeti sve zvijezde južnog neba (ispod nebeskog ekvatora) s deklinacijom većom od razlike geografske širine i 90 (za Koprivnicu je g.š. približno 46 N, pa se vide zvijezde do deklinacije približno 44, a zvijezde i objekti bliže južnom nebeskom polu se nikada ne vide kao npr. najbliži tročlani zvjezdani sustav Alfa Kentaura, te satelitske galaktike Veliki i Mali Magljanov Oblak). Neke zvijezde izgledaju vrlo sjajne, dok su neke jedva oku vidljive. Stvarno sjajnije zvijezde mogu izgledati manje sjajne, ako su mnogo udaljenije od nas od onih stvarno manjeg sjaja. Tako znamo da je Sunce jedva prosječna zvijezda, a osim njega prividno najsjajnija zvijezda neba Sirius (u zviježđu Veliki pas) stvarno dvadesetak puta sjajnija. Isto tako zvijezda Deneb (zviježđe Labud) izgleda desetak puta slabija od Siriusa, a stvarno je više tisuća puta sjajnija. Pojedine zvijezde na nebu često nam izgledaju blizu jedna drugoj, čineći određene likove (zviježđa), a u stvarnosti mogu biti međusobno jako udaljene, ali se nalaze otprilike u istom smjeru u prostoru. Npr. zvijezde Sirius i Adhara u zviježđu Veliki Pas izgledaju blizu, a stvarno je ova druga (prividno manje sjajna) gotovo pedeset puta udaljenija od nas. Postoje i fizički zvjezdani sustavi (u kojima su dvije ili više zvijezda u stvarnoj fizičkoj vezi, tj. dovoljno su blizu da pod utjecajem gravitacijske sile putuju oko jedne točke koju zovemo centar masa sustava). Nažalost, golim okom uočavamo vrlo malih takvih sustava, kao npr. otvorene zvjezdane skupove Plejade (Vlašiće) i Hijade u zviježđu Bika (Taurus). Ako se poslužimo dalekozorom (dvogledom) ili teleskopom, moći ćemo uočiti mnogo više takovih sustava, a vidjet ćemo da se mnoge zvijezde razdvajaju u dvije, tri ili više zvijezda. To je zbog toga što moć kutnog razlučivanja optičkih instrumenata raste s veličinom njihovog objektiva, a isto tako i moć sakupljanja svjetlosti tako da vidimo objekte mnogo slabijeg sjaja nego golim okom. O tome će podrobnije biti govora u drugim temama ove škole. Recimo još nešto i izboru mjesta za vršenje astronomskih promatranja. Poželjno je da to bude negdje u prirodi gdje nema puno prepreka (zgrada, drveća itd.), gdje je što manje umjetnih izvora svjetlosti (bez svjetlosnog zagađenja ), gdje je zrak čist sa što 7

10 manje smoga. Tako za povoljnih vremenskih uvjeta (vrlo čista i prozirna atmosfera) i na mjestima koja odgovaraju gornjem opisu čovjek može golim okom uočiti više od tri tisuće zvijezda, dok u gradovima taj broj pada na nekoliko desetaka do nekoliko stotina. Za precizniju orijentaciju na nebeskom svodu potrebno je koristiti zvjezdane karte, najbolje vrteću kartu (planisferu) s pokretnom maskom koja otkriva vidljive dijelove neba s obzirom na datum i vrijeme promatranja. Za bolje upoznavanje položaja pojedinih objekata na nebu potrebna je duža praksa u promatranjima (usvajanje iskustava starijih promatrača, poznavanje osnovnih likova nekih zviježđa, te karakteristika i sjaja sjajnijih zvijezda itd.), korištenju nebeskih karata, dvogleda, teleskopa i drugih pomagala za promatranje nebeskih tijela. Danas je, ukoliko posjedujete PC kompatibilno elektroničko računalo, moguće za pomoć pri snalaženju na zvjezdanom nebu, odn. odabiranju objekata i planiranju promatranja koristiti jedan od astronomskih softverskih paketa (Red Shift x, Starry Night, Home Planet, Distant Suns,... od kojih se neki mogu slobodno skinuti s Interneta), te veliki broj site-ova za astronome amatere na Internetu (o tome više u temi Astronomija na Internetu ). Slika 1. Kako promatrač vidi gibanje objekata na nebeskom svodu. 8

11 Slika 2. Horizontski ili azimutalni sustav: astronomski azimut A je kut između kruga mjesnog nebeskog meridijana i kruga vertikala nebeskog tijela Σ, mjeren od smjera juga (južne točke horizonta S) po obzoru u smjeru dnevnog kretanja nebeskih tijela (u smjeru prema zapadu, 0 A 360 ). Zenitna daljina z je kut između smjera zenita i smjera nebeskog tijela Σ, mjeren od zenita Z po vertikalu nebeskog tijela: 0 z 180. Slika 3. Nebeski ekvatorski sustav: Rektascenzija α je kut između ekvinocijskog kruga i satnog kruga nebeskog tijela Σ mjeren od proljetne točke (proljetnog ekvinocija) ϒ po nebeskom ekvatoru u suprotnom smjeru dnevnog kretanja nebeskih tijela ( 0 α 24 ). Deklinacija δ je kut između kruga ne- h h beskog ekvatora i smjera nebeskog tijela Σ, mjeren po deklinacijskoj ili satnoj kružnici ( 0 δ + 90, 0 δ 90 ). 9

12 Utjecaj optičkih i drugih pojava na promatranja nebeskih tijela Zemljin plinoviti omotač (atmosfera) znatno otežava promatranje nebeskih tijela jer utječe na njihovu svjetlost pri prolasku kroz nju: kad u zraku ima mnogo vodene pare (oblaci) ili prašine (smoga), donji dio atmosfere postane neproziran i promatranje nebeskih tijela je nemoguće. Svjetlost Sunca, planeta i drugih nebeskih tijela je sastavljena od mnogo pojedinačnih frekvencija (različite boje). pri prolasku sunčeve svjetlosti kroz atmosferu dolazi do njezinog raspršenja (disperzije), različito za različite frekvencije (boje), a jače za više frekvencije (plavi dio spektra). Zbog toga vedro danje nebo izgleda svijetloplavo i njegov sjaj zasljepljuje sva nebeska tijela osim Mjeseca. U svemiru (40 ili više km iznad površine Zemlje), nebo je i danju crne boje, pa se na njemu vide i zvijezde i druga nebeska tijela. u atmosferi dolazi i do pojave loma (refrakcije) svjetlosti što uzrokuje otklon prividnog položaja nebeskih tijela (od 0 u blizini zenita, do oko 35 lučnih minuta u blizini horizonta). Zbog toga tijela vidimo i kad su manje od 35' ispod horizonta (oko dvije minute prije stvarnog geometrijskog izlaska i oko 2 minute poslije zalaska). Kod izlaska (zalaska) nebeska tijela izgledaju crvenija i ponešto deformirana zbog disperzije svjetlosti koja prolazi kroz deblji sloj zraka nego kad su visoko iznad horizonta (blizu zenita), jer se plavi dio spektra jače raspršuje, tj. više crvene boje dolazi do nas. 10

13 zbog raspršenja svjetlosti zemljina atmosfera svijetli još neko vrijeme nakon zalaska Sunca, a to razdoblje zovemo sumrak. Razlikujemo 3 vrste sumraka (prije izlaska i poslije zalaska Sunca): građanski sumrak (Sunce je do 6 ispod horizonta), nautički sumrak (Sunce je od 6 do 12 ispod horizonta) i astronomski sumrak (Sunce je od 12 do 18 ispod horizonta). Trajanje sumraka ovisi o geografskoj širini (najkraće je u blizini ekvatora gdje dnevni krug Sunca stoji najmanje koso u odnosu na horizont), te o razdoblju u godini (najkraće za proljetnog i jesenskog ekvinocija, a najduže za ljetnog solsticija). poznata je i pojava zvana halo (svijetao krug ili više njih oko Mjeseca, a mogu biti i višebojni) koja je posljedica loma i refleksije svjetlosti na kristalićima leda u visokim oblacima (cirostratusi), a generalno predstavlja najavu promjene vremena. u ovu kategoriju spada i pojava treperenja zvijezda. Pojava se još zove i scintilacija, a nastaje zbog toga što se praktički točkaste slike zvijezda malo pomiču zbog prolaska njihove svjetlosti kroz slojeve atmosfere različite temperature odn. gustoće, a koji tu svjetlost lome pod različitim kutovima. Zbog tromosti oka mi ne opažamo više slika iste zvijezde, nego to vidimo kao treperenje zvijezda. Planetske slike nisu točkaste nego pločaste, pa iako se njihova svjetlost lomi i premješta na sve strane, najveći dio planetske pločice ostaje na istom mjestu. Trepere samo rubovi pločice, ali se to može primijetiti samo teleskopom. utjecaj atmosfere smanjuje efikasnost astronomskih opažanja čak i najvećim postojećim teleskopima, pa se danas sve više koriste astronomski instrumenti na letjelicama u orbiti oko Zemlje, od koji je najpoznatiji Hubbleov svemirski teleskop reflektor promjera oko 2.5 m pomoću kojeg je napravljeno mnogo astronomskih otkrića. Da bi se smanjio utjecaj atmosfere i veliki zemaljski teleskopi se postavljaju na mjesta veće nadmorske visine i gdje je vrlo rijetka pojava oborina, odnosno mala vlažnost zraka. Postoji još nekoliko pojava koje utječu na promjenu položaja nebeskih tijela, ali mnogo manje toliko da se golim okom mogu registrirati tek u periodima dužim od nekoliko desetaka godina, ali se moraju uzeti u obzir kod teleskopskih promatranja: 1) Promjena položaja Zemljine osi rotacije (svjetske osi) zbog utjecaja Sunca, Mjeseca i planeta: precesija zbog gravitacijskih djelovanja Sunca, Mjeseca i planeta svjetska os opisuje oko osi ravnine ekliptike stožac s nagibom od 23.5 u periodu od oko godina zbog čega se mijenja mjesto nebeskog pola (a time i polarna zvijezda ), a proljetna točka pomiče se u smjeru suprotnom od prividnog godišnjeg gibanja Sunca za približno 50 lučnih sekundi godišnje. 11

14 nutacija - promjenama uzajamnih položaja Sunca, Zemlje i Mjeseca mijenjaju se i gravitacijski utjecaji Mjeseca i Sunca na Zemlju. Posljedica toga je periodičko gibanje prave svjetske osi oko njenog srednjeg položaja (definiranog precesijom) za ophodni period od 18.6 godina. 2) Prividni kutni pomak nebeskih tijela zbog gibanja Zemlje: astronomska aberacija - pojava prividnog kutnog pomaka opažanog položaja nebeskog tijela od njegovog geometrijskog položaja, koji nastaje uslijed toga što brzina kretanja motritelja nije zanemarivo mala prema brzini svjetlosti. Naime, mi nebeska tijela vidimo u prividnim smjerovima, različitim od smjerova kada bi motritelj bio nepomičan u prostoru ili kada bi se svjetlost prostirala trenutno. Taj pomak iznosi oko 20 lučnih sekundi. paralaksa - razlika između smjerova prema nebeskom tijelu, koje vidimo s dva različita mjesta, 12

15 stajališta i neke referentne točke. Zbog Zemljinog gibanja oko Sunca dolazi do vrlo malih prividnih pomaka zvijezda (manjih od 1 lučne sekunde). 3) Vlastito (stvarno) gibanje zvijezda zvijezde se i stvarno međusobno gibaju, ali zbog njihovih velikih udaljenosti od nas pomak na nebeskom svodu redovito je vrlo sitan (samo kod nekoliko zvijezda je veći od 1 lučne sekunde). LITERATURA: [1] Oton Kučera, Naše nebo, Consilium, Zagreb [2] Vladis Vujnović, Astronomija za učenike osnovne škole, Element, Zagreb [3] Heather Couper, Nigel Henbest, Enciklopedija Svemira, Znanje, Zagreb [4] Nebo nad nama (zbirka Korijeni znanja ), Mozaik knjiga, Zagreb [5] Dragan Roša, Opća astronomija (1. dio), Zvjezdarnica HPD, Zagreb [6] Željko Andreić, Mala opažačka astronomija, Nakladništvo Lumin, Zagreb [7] Dragica Varat, Željko Andreić, Astronomska početnica, Profil international, Zagreb [8] Čovjek i Svemir, Časopis zagrebačke zvjezdarnice 13

16 2. ASTRONOMSKA POMAGALA sastavio: Tomislav Žic Astronomsko društvo Koprivnica 2.1. Uvod Pojavom teleskopa odagnali su se mnogi strahovi prema misterioznim pojavama na nebeskom svodu. Stoljećima, pa čak i tisućljećima ljudi su im pripisivali nadnaravne moći, određenim postavama zvijezda davali božanska imena, smatrali da ih besmrtni bogovi promatraju s dalekih nebeskih visina i da im o njihovoj volji ovise životi. Prinosili su im žrtve, kako bih udobrovoljili, i mnogima je smisao života bila udovoljiti božanskim zahtjevima. Ipak, godine su prolazile bez odgovora. Što se točno tamo gore zbiva? Teleskop je mnogima otvorio oči, potaknuo ih na novo shvaćanje svijeta. Predivan Beskraj, iako prepun zanimljivih i do danas nerazjašnjenih fenomena, prestao je biti izvor straha i tjeskobe. Postao je predmet izučavanja, divljenja, mamljenja ushita. Danas je moguće iz vlastitog dvorišta (s odgovarajućom opremom ) uočiti, što je prije nekoliko desetljeća bilo nezamislivo, udaljene objekte ili pojave (a time ujedno gledati i u prošlost, a zanimljivo, zar ne?). Naravno, na tome treba zahvaliti čudu današnjice modernom amaterskom teleskopu. Astronomima amaterima je na raspolaganju mnoštvo raznih izvedbi teleskopa i pitanje je: Što odabrati? Bitno je napomenuti da pravi odabir ovisi o pojedincu, odnosno kako namjerava upotrijebiti svoj budući teleskop, hoće li ga koristiti samo za vizualna opažanja, astrofotografiju i sl. Astronomu početniku, na prvi pogled, šuma raznih stručnih izraza čini se nepregledna, pomalo zastrašujućom. Koji pravi put u toj šumi odabrati? U biti, to nije tako komplicirano, kako se u početku čini, ali krenimo redom 2.2. Pojava teleskopa Kada su se pojavili prvi teleskopi? Mnogi će vam odgovoriti da čast pripada Galileu Galileiu ( ), međutim, to je djelomično točno, možda čak i netočno. Istina je da je Galileo prvi promatrao kratere na Mjesecu, faze Venere, Sunčeve pjege, četiri Jupiterova mjeseca, nejasno ugledao prsten Saturna, ali nije prvi izradio takvo pomagalo. Tko je onda? Zapravo, sa sigurnošću nitko ne zna, mnogi povjesničari pripisuju Janu Lippersheyu, optičaru iz Middelburga u Nizozemskoj. Zapisi ga spominju da je g. postavio dvije leće u liniju, što je donekle osnova teleskopa, i uočio da udaljeni prizori postaju veći. Drugi dokazi upućuju da izum teleskopa može sezati do starih vremena. Arheolozi su u Egiptu pronašli ostatke stakla koje procjenjuju da potječu iz g. pr. Kr. Ujedno, su u Turskoj i Kreti pronađene primitivne leće za koje se smatra da su 4000 godina stare. Čak je i Euklid u 3. st. pr. Kr. pisao o refleksiji i refrakciji (lomu) svjetlosti, da bi 400 godina kasnije rimljanin Seneka spominjao moć povećavanja staklene a zbog konačnosti brzine svjetlosti. 14

17 sfere ispunjene vodom. Ipak, ostaje upitno da li je ijedan navedeni slučaj ujedno značio prvu izradu teleskopa Šuma Striborova Osvrnimo se na šumu čudnih izraza s kojom se susrećemo pri razgovorima o teleskopima. Bit teleskopa je što više povećati moć sakupljanja svjetlosti i to iz jednostavnog razloga što su astronomski objekti opažanja vrlo malog sjaja te za razaznavanje određenih njihovih detalja potrebno je što više svjetla prikupiti. Zadnjih godina pojavilo se mnogo različitih izvedbi, međutim svi se mogu razvrstati u tri različite kategorije, u zavisnosti kako prikupljaju i fokusiraju (usmjeravaju) svjetlost. Refraktori (Slika 4) imaju veliku leću (objektiv) na početku tubusa (cijevi), dok kod reflektora ulogu sakupljača svjetlosti obavlja veliko (primarno) zrcalo postavljeno na kraju tubusa (Slika 5). Treća vrsta su tzv. katadioptrici (Slika 6) koji imaju tzv. korekcijsku ploču na početku tubusa ispred primarnog zrcala. Na neki način su mješavina refraktora i reflektora. Slika 4. Refraktor (sustav s lećom) Slika 5. Reflektor (sustav sa zrcalom) 15

18 Slika 6. Katadioptrik (sustav s lećom i zrcalom) Zajedničko obilježje svih kategorija teleskopa jest da glavni optički dio (leća objektiva ili primarno zrcalo) fokusira (usmjerava) svjetlost u jednu prostornu točku, tzv. fokus, te se nadalje usmjerava, različitim načinima, u okular, a nakon njega u oko promatrača ili neki drugi uređaj (CCD kamera, fotografska ploča, spektrometar i sl.) Refraktori Najjednostavniji među njima je Galilejev ili jednostavni refraktor sastoji se od dvije leće: konveksne (ispupčene) leće kao objektiva i konkavne (udubljene) leće kao okulara (Slika 7). Suvremenik Galilea, Johannes Kepler Slika 7. Galilejev teleskop ( ) usavršio je prethodni teleskop jednostavno zamijenivši konkavni okular dvostrukom konveksnom lećom iza primarnog fokusa (Keplerov refraktor). Današnji refraktori se temelje na Keplerovom dizajnu. Navedeni teleskopi imaju određenih nedostataka. Poznato je da se obična bijela svjetlost sastoji od mnoštva svjetlosti različitih boja a (Slika 8). Uočava se da zrake različitih boja se različito i lome u leći-objektivu i ne fokusiraju se sve u istoj točki-fokusu. Posljedica je mutna slika okružena šarolikim koncentričnim krugovima, a takav efekt se naziva kromatska aberacija (Slika 9). a možda bi točnije bilo govoriti o svjetlosti različitih valnih duljina ili frekvencija u to se svatko može uvjeriti propuštajući npr. sunčevu svjetlost kroz prizmu, a sličan efekt javlja se i u prirodi duga. 16

19 Slika 8. Lom bijele svjetlosti u prizmi Slika 9. Kromatska aberacija nastaje zbog različitog loma svjetlosti različitih valnih duljina (boja). Drugi problem koji se pojavljuje je tzv. sferna aberacija (Slika 10 i Slika 11) kada zakrivljenost leće-objektiva uzrokuje da se zrake svjetlosti koje ulaze u leću na različitim mjestima (npr. središtu i rubovima) različito lome te se, opet, sve ne sijekufokusiraju u istoj točki-fokusu. Slika 10. Sferna aberacija uzrokovana lećom 17

20 Slika 11. Sferna aberacija uzrokovana zrcalom Nepoželjni efekti se mogu umanjiti (ali ne i potpuno ukloniti) povećavanjem fokalne duljine objektiva ili uporabom dvokomponentne tzv. akromatke leće koja je napravljena od različitih vrsta stakla. Takvi teleskopi se nazivaju akromatski refraktori (Slika 12). Međutim, čak i akromatski refraktori pri rubovima slike promatranog objekta imaju plavičaste ili ljubičaste odsjaje, odnosno pojavljuje se tzv. sekundarni spektar. Efekt sekundarnog spektra može se umanjiti tako što se objektiv sastoji od više različitih vrsta leća (dvije, tri ili čak četiri) i takvi teleskopi su apokromatski refraktori. Slika 12. Akromatski refraktor Reflektori Kategorija obuhvaća teleskope s udubljenim (konkavnim) zrcalom a koje prikuplja i fokusira svjetlost (Slika 14). Prvog reflektora izradio je James Gregory g. (Gregorijev reflektor, Slika 13) kod kojeg ulazne zrake svjetlosti se odbijaju od primarnog zrcala prema manjem konkavnom sekundarnom zrcalu te se usmjeravaju kroz središnji otvor na primarnom do okulara. a naziva se primarno zrcalo. 18

21 Slika 13. Gregorijev reflektor Vrlo popularna izvedba reflektora je Newtonovski reflektor (Slika 17) nazvana po poznatom fizičaru Sir Isaacu Newtonu koje ga je konstruirao davne g. Razlikuje se od Gregorijevog tako što je sekundarno zrcalo ravno i zakrenuto za 45º kako bi izlazne zrake bile otklonjene od osi tubusa prema okularu za 90º (Slika 15). Prednost mu u jednostavnijoj izradi primarnog zrcala. Slika 14. Usporedba tri zrcala s različitom zakrivljenošću površine: (a) ravno zrcalo odbija svjetlost u istom smjeru prema izvoru; (b) konveksno (ispupčeno) raspršuje; (c) konkavno (udubljeno) fokusira. 19

22 Iste godine francuski kipar Sieur Cassegrain predstavio je svoj model koji gotovo izgleda kao i Gregorijev s razlikom što se umjesto konkavnog (udubljenog) sekundarnog zrcala koristi ispupčeno (konveksno) bliže primarnom zrcalu, unutar fokalne duljine primarnog zrcala (Slika 16). Možda je zgodno iz povijesnih razloga spomenuti i Herschelov reflektor (iz g. prema poznatom glazbeniku Williamu Herschelu koji se zanimao i za astronomiju). Njegovo primarno zrcalo je bilo malo zakrenuto od osi teleskopa i usmjeravalo je zrake prema otvoru u stjenci tubusa, gdje se nalazio okular, slično kao i kod Newtonovog. Prednosti su mu bile što ispred primarnog nema sekundarnog zrcala koje bi smanjivalo količinu prikupljene svjetlosti, međutim najveći mu je nedostatak iskrivljena slika. Slika 15. Newtonovski reflektor Slika 16. Cassagrainov reflektor Iako reflektori nemaju kromatske aberacije, ali daleko su od savršenstva i moguće su pojave kome, odnosno slika točkastog objekta pri rubovima vidnog polja je razmazana u obliku malih kometa s repovima usmjerenim od središta vidnog polja, astigmatizma, deformacija točkastih slika koje leže izvan osi teleskopa i očituju se razvučenoj slici točkastog izvora. Osim toga nedostatak je i veći gubitak intenziteta svjetlosti zbog mnogih refleksija na zrcalima. Zrcala se zato naparuju tankim antirefleksivnim slojevima, ali ipak time refleksivnost ne doseže vrijednost od 100% (Slika 21). Slika 17. Newtonov teleskop [13] 20

23 Katadioptrici Početkom 20. stoljeća pojavila se nova vrsta teleskopa (tzv. katadioptrici) koja je objedinila karakteristike reflektora i refraktora. Glavna osobina im je što imaju veliko vidno polje s vrlo malo neželjenih aberacija. Prvog je g. izradio njemački astronom Bernard Schmidt. Schmidtov teleskop (Slika 18) sastoji se od korekcijske ploče koja umanjuje sfernu aberaciju na primarnom zrcalu. Prvu svrhu je imao u fotografiranju velikih dijelova noćnog neba pri sastavljanju kataloga zvijezda. Npr. GSC katalog (engl. General Star Catalogue) od zvijezda koristi HST (engl. Hubble Space Telescope) u svome navođenju. Slika 18. Schmidtov teleskop Sljedeći je bio Maksutov teleskop. Prvu zamisao o izvedbi, u veljači g., i- mao je A. Bouwers iz Amsterdama. Nakon osam mjeseci ruski fizičar (bavio se optikom) D. Maksutov nezavisno je došao na istu ideju i tek tada je takva izvedba postala poznata. Glavno obilježje Maskutova je korekcijska ploča u obliku meniskusa. Većina Maksutova koristi karakteristike Cassagrainovog reflektora, pa se takvi mješanci nazivaju Maskutov-Cassagrainovim teleskopima (Slika 19). Također su moguće izvedbe Maksutova i Newtonovog reflektora i sl. Slika 19. Maksutov-Cassagrainov teleskop Konačno, postoje i dva mješanca Schmidtovog teleskopa: Schmidt-Newtonov i Schmidt-Cassagrainov teleskop (Slika 20). Schmidt-Cassagrainov ima zrcalo kratke žarišne duljine s eliptičkim profilom sekundarnog zrcala, te se na početku tubusa nalazi Schmidtova korekcijska ploča. Time se dobiva teleskop velike aperture i kratkog tubusa što ga čini relativno jednostavnim za prenošenje i rukovanje. Astronomsko društvo Koprivnica (nadalje ADKc) koristi u svojim promatranjima Schmidt- Cassagrenov tip teleskopa. 21

24 Slika 20. Schmidt-Cassagrainov teleskop Slika 21. Različite deformacije slike-zvijezde u okularu nastale zbog: (a) optički dijelovi nisu usklađeni (nekolimirani); (b) nemirna atmosfera; (c) stativ ili mehanički dijelovi teleskopa pritišću optičke dijelove i deformiraju ih; (d) optika se nije prilagodila vanjskoj temperaturi (nije u termičkoj ravnoteži); loša izvedba optičkih dijelova uzrokuje (e) astigmatizam; (f) sfernu aberaciju; (g) sliku zbog hrapavosti optičkih površina. 22

25 Osnovni pojmovi u teleskopskom svijetu Apertura Općenito apertura predstavlja efektivni promjer sakupljača svjetlosti što kod teleskopa je promjer objektiva (izražen u inčima, cm ili mm), odnosno primarne leće (refraktori) ili primarnog zrcala (reflektori). Npr. ADKc teleskop ima aperturu od 10" ili 254 mm. Što je apertura veća to će slika biti svjetlija i jasnija Žarišna (fokalna) duljina Žarišna duljina je udaljenost od objektiva (leće ili zrcala) do žarišta (fokusa), točke gdje se sve zrake svjetlosti sijeku. Ovisi o zakrivljenosti zrcala; što je zakrivljenost veća manja je fokalna duljina ili vrsti stakla leće. Izražava se u inčima, cm ili mm Skala ploče (engl. focal ratio, f-broj) Obično se zapisuje u obliku f/ broj npr. kod ADKc teleskopa je f/10, i jednostavno se izračunava tako da se podijeli žarišna duljina teleskopa s aperturom. Npr. naš teleskop fokalne duljine od 100" (2540 mm) i aperture od 10" (254 mm) ima, kao što je već bilo napisano, f-broj jednak 10. Bitan je u astrofotografiji jer teleskopi s malim f-brojem daju svjetlije slike na filmu čime se vrijeme ekspozicije skraćuje. Međutim, pri vizualnim promatranjima slike u okularu teleskopa istih apertura i povećanja, ali različitih f-brojeva su iste svjetline Povećanje Općenito vlada mišljenje da što je veće povećanje teleskopa bolji je i teleskop. To nije točno. Problem je kako povećanje raste, s istom aperturom, slika postaje veća, ali tamnija i mutnija. Povećanje se lako izračunava tako da se fokalna duljina objektiva podijeli s fokalnom duljinom okulara. Npr. za ADKc teleskop fokalne duljine objektiva od 2540 mm i sa standardnim okularom od 26 mm povećanje iznosi oko Moć razlučivanja Predstavlja sposobnost uočavanja finih detalja na objektu promatranja, npr. pri promatranu Mjesečevih kratera, Jupiterovih pruga ili Saturnovih prstenova i sl. Uglavnom se izražava u lučnim sekundama. Npr. Mjesec ima promjer od 0.5º ili 30' (lučnih minuta) ili 1800" (lučnih sekundi). Ipak, bez obzira na veličinu, kvalitetu teleskopa i mjesto promatranja, zvijezde nikada neće biti savršene točke u okularu. Djelomičan uzrok je u nemirnoj atmosferi i djelomično u samoj prirodi svjetlosti dualna osobina: kvanti i valovi, ali o tome ćemo drugom prilikom. Slike zvijezda će uvijek imati neku malu, ali konačnu dimenziju, a granicu joj određuje tzv. Airy-ev disk koji ujedno služi i kao mjera razlučivanja. 23

26 Stativi Alt-azimutalni Najčešće korišten kod jednostavnih malih amaterskih teleskopa. Omogućuje okretanje teleskopa oko dvije okomite osi, kao što je i u samom nazivu, u horizontalnom (azimutalnom) i vertikalnom (visinskom, odmakom od obzora, engl. altitude) smjeru. Njime je kompliciranije pratiti gibanje zvijezda na nebeskom svodu zbog Zemljine rotacije. Potrebno je teleskop pomicati oko obje osi. Među astronomima amaterima je dosta popularan Dobsonian stativ. Jednostavan je za izradu i uporabu i dosta je stabilan za veće teleskope. Postoje dvije vrste: tzv. njemačka i viličasta (engl. fork mount) izvedba. ADKc teleskop ima mogućnost vrtnje pomoću alt-azimutalnog i viličastog ekvatorijalnog načina. Slika 22. Stativi: (a) jednostavan alt-azimutalni malog refraktora; (b) Dobsonian alt-azimutalni Newtonovskog teleskopa; (c) njemačka izvedba ekvatorskog stativa za refraktor; (d) njemačka izvedba ekvatorskog stativa za Newtonovski reflektor; (e) viličasta izvedba ekvatorskog stativa Schmidt-Cassagrainovog teleskopa a[14] a takav stativ koristi i AD Koprivnica 24

27 Ekvatorijalni Može se reći da je to alt-azimutalni stativ čija je azimutalna os nagnuta za kut koji je jednak geografskoj širini mjesta promatranja. Time je os usporedna s Zemljinoj osi vrtnje. Poboljšanje je u tome što je lakše pratiti gibanje zvijezda pomicanjem teleskopa samo oko jedne osi (tzv. polarne osi) čime je praćenje preciznije Na kraju što dodati? U ovome kratkome pregledu osnovnih pojmova, nadamo se da smo Vam približili čari astronomskih pomagala i zainteresirali Vas da nam se pridružite u otkrivanju ljepota nebeskog svoda. LITERATURA: [9] Philip S. Harrington, Star ware, John Wiley & Sons, Inc., New York, etc., [10] B. W. Carroll, D. A. Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, Addison- Wesley Publishing Co., Inc., Massachusetts, etc., [11] Vladis Vujnović, Astronomija 2, Školska knjiga, Zagreb, [12] Dragan Roša, Opća astronomija, 2. dio, Školska knjiga, Zagreb, [13] Sir Robert S. Ball, Great Astronomers, London, [14] Ian Ridtpath, Norton s Star Atlas and Reference Handbook, Longman Scientific & Technical 25

28 3. SUNCE I SUNČEV SUSTAV sastavila: Željka Kraljić Astronomsko društvo Koprivnica 3.1. Uvod Svemir je ispunjen bogatim sadržajima. Između milijuna galaksija naša je Galaksija Kumovska slama ili Mliječni put, sasvim obična spiralna galaksija. U njoj sja isto tako obična, i u svemirskim okvirima neugledna zvijezda naše Sunce. Oko Sunca kruže planeti, njegovi prirodni pratioci, a na jednom od tih planeta postoji život. Upoznati ćemo Sunčev sustav, tj. područje svemira u kojem skupina svemirskih tijela obilazi oko Sunca. Najveći Sunčevi pratioci su planeti. Upoznat ćemo svaki planet pojedinačno kao i njihove prirodne pratioce satelite. Isto tako upoznat ćemo i druge članove Sunčeva sustava: asteroide, meteore, komete. Upoznat ćemo i neke pojave vezane uz članove Sunčeva sustava: pomrčine i okultacije, mijene ili faze, plimna djelovanja, polarnu svjetlost. Spomenut ćemo i planetske sustave drugih zvijezda. Na kraju ćemo promatrati planet Jupiter i Saturn, te njihove satelite.sunčev sustav nastao je zajedno sa Suncem, a kako je nastao jedno je od najzagonetnijih pitanja Sunce Naše je Sunce zvijezda. Ni po veličini, ni po sjaju, ni po ostalim fizičkim svojstvima Sunce se ne ističe među zvijezdama. Ipak, o njemu kao o jednoj od zvijezda znamo najviše. Za čovjeka je ona najposebnija. To je naša najbliža i najvažnija zvijezda. Ona nam daje svjetlost i toplinu. Zbog nje je moguć život na našem planetu, Zemlji. Pogledamo li u noćno nebo vidjet ćemo mnoštvo zvijezda, iskrica koje sjaje iz mrklog mraka. Kada li su zaiskrile, otkuda su stigle i hoće li izgorjeti? Pitanja su to koja si čovjek odavna postavlja, a tumačenja nalazi prema tome kako mu ih stanje znanosti pruža. U antičko doba zvijezde su bile zamišljene pribodene na kruti nebeski svod odmah iza Saturna. Zemlja je bila zamišljena u središtu sasvim malena svijeta. Otkada se prišlo mjerenjima, svemir je narastao. Mjerenje snage Sunčeva zračenja, veličina Zemlje koje ono obasjava, brzina kojom se širi svjetlost podaci su koji traže sasvim drugačiji svemir, mnogo veći, s mnogo jačim izvorima topline, svemir velikih zvjezdanih i galaktičkih katastrofa. 26 Sunce svake sekunde izrači energiju jednaku 4 10 J. To znači da je snaga zračenja Sunca 4 10 W. Snaga zračenja zvijezda važno je zvjezdano svojstvo. Sunce 26 je 10 9 veće od Zemlje, a temperatura na površini iznosi 5500 C. Sunčeva svjetlost do nas pristiže za 8 minuta. Kad bi svjetlost do nas putovala godinu dana, prevaljujući udaljenost jednaku godini svjetlosti, Sunce bi nam sličilo običnoj zvjezdici na čijoj bismo se svjetlosti mogli samo smrznuti. Ono čime se Sunce najočitije razlikuje od planeta jesu njegove dimenzije, masa i gravitacijsko polje, temperatura te snaga svjetlosti koja se sa Sunca odljeva u prostor. Sunce posjeduje termonuklearni izvor energije. 26

29 Sunce je kugla od jako vrućeg plina koji privlačna sila drži na okupu. Polumjer mu iznosi km, što je jednako 109 Zemljinih polumjera. Sunčev promjer vidimo pod kutom od 0.50 to je njegov prividni promjer. Zbog toga što i Mjesec ima jednak prividni promjer, javlja se predivna, ali i zastrašujuća prirodna pojava pomrčina Sunca. Promatra li se omjer volumena, nalazi se da je Sunčev volumen 1.3 milijuna puta veći od Zemljina. Kao i svako drugo svemirsko tijelo, Sunce se okreće oko osi. Za jedan okret treba mu mnogo više nego Zemlji. Sunce se oko svoje osi okrene jednom u 25 do 30 dana: ekvatorski krajevi okrenu se u kraće vrijeme u 25 dana (siderički period okreta ekvatora); dok je u polarnim područjima Sunca potrebno više vremena, 30 dana. Ovako se mogu okretati plinovite kugle. Os rotacije nagnuta je prema okomici na ekliptiku za Zbog tog nagiba Sunčeva se kugla ne vidi sa Zemlje stalno u jednoj projekciji. Zbog kretanja Zemlje oko Sunca vidljiv period ekvatora ne iznosi 25 već 27 dana to je sinodički period rotacije. Znači, plinoviti slojevi zvijezde nemaju svuda jednak dan. Kako Zemlja neprestano obilazi oko Sunca, ono se mora vrtjeti još dva dana da bi mu se točka na ekvatoru postavila na Presjek Sunca i prijenos energije isti položaj prema zemlji zato sinodički period okreta Sunčeva ekvatora iznosi 27 dana. U toku tog perioda ponavlja se utjecaj Sunčeve aktivnosti na Zemlju. 30 Masa Sunca iznosi kg. To je otprilike više od mase Zemlje. U usporedbi s Jupiterovom masom Sunčeva je 1050 puta veća, a masa svih planeta zajedno iznosi 750-i dio mase Sunca. Kad bismo mogli stajati na Sunčevoj površini težili bi 28 više. Masa i volumen svemirskog tijela određuju njegovu važnu fizičku osobinu prosječnu gustoću. Pojedini dijelovi svemirskog tijela i- maju gustoću različitu od prosječne, no prosječna gustoća upućuje na stanje tvari nekog svemirskog objekta u cjelini. Prosječna gustoća Sunca nešto je veća od gustoće vode, 1400 kg/m 3 (1.4 puta). No to ne znači da je Sunce izgrađeno od vode koja je stiješnjena pod znatnim tlakom. Izvanjski su slojevi Sunca rjeđi od zemljine atmosfere, no s dubinom im gustoća raste tako da u samom središtu premašuju gustoću nama poznatih plinova. Tvar Sunca svrstavamo u četvrto agregatno stanje, ionizirani plin ili plazmu. Ionizirani plin može biti vrlo gust. Ionizirani atomi imaju nedostatak elektrona. Sunce je izgrađeno od usijanog, visokotemperaturnog plina, koji se sastoji uglavnom od vodika i helija. Na vodik praktički otpadaju ¾, a na helij ¼ mase Sunca, no u središtu Sunca vodika ima manje na račun helija jer se tamo vodik fuzionira u helij. Učešće ostalih elemenata je oko 1 %.U ioniziranom plinu u središtu zvijezda ili pak u njihovoj neposrednoj okolini, temperatura dostiže više milijuna stupnjeva, u središtima nekih zvijezda i milijardu stupnjeva. Io- 27

30 nizirani atomi manji su od neutralnih (jezgra atoma jače privlači manji broj elektrona)-mogu se gušće poredati i time tvar postiže veću gustoću. Neutralni atomi mogu se najgušće poslagati tako da se zbiju jedan do drugoga. Poprečna dimenzija atoma iznosi m pa njegov obujam, kao obujam kocke s jednakim bridom iznosi: V = a = 10 m 3. U jednom kubnom metru stane atoma: 3 30 tako posložena tvar ima gustoću jednaku gustoći vode. Uzmimo da su atomi posve ionizirani, tj. rastavljeni na jezgru i pojedine elektrone. Svaki ovaj dio ima mnogo manje poprečne dimenzije i može se slobodno gibati na mnogo manjem prostoru. Gustoća je tvari tada puno veća. U središtu su Sunca atomi vrlo zbijeni i jezgre odvojene od elektrona, gustoća plina premašuje gustoću vode. Visoku temperaturu podržavaju termonuklearne reakcije. Temperatura u centru iznosi 14 milijuna kelvina. Prostor u kojemu se odvijaju termonuklearne reakcije ograničen je na trećinu polumjera. Proizvedena toplina prenosi se do vidljivog površinskog sloja, fotosfere ( svjetlosna sfera ).Energija se kroz Sunce prenosi na dva načina, zračenjem (radijativno) i miješanjem (konvekcijom).unutar prostora gdje se odvijaju termonuklearne reakcije energija se prenosi zračenjem. I u drugoj trećini Sunca energija se prenosi zračenjem (radijativna zona), a u posljednjoj trećini dubine Sunca miješanjem (konvektivna zona). U dubinu Sunca ne vidimo, no otuda struji snažna energija i zagrijava čitavo Sunce. Izvor energije nalazi se u središtu Sunca gdje se temperatura penje na 15 milijuna stupnjeva (zona nuklearnih reakcija). Dobivena toplina prenosi se putem zračenja- rendgenskih, UV i vidljivih (radijativna zona). Zbog velike gustoće sunčeve tvari toplina se ne rasprostire brzinom svjetlosti, već vrlo sporo- toplina proizvedena u središtu stigne do površine tek nakon više milijuna godina. Bliže površini toplinu prenose vrući plinoviti mjehuri- ovdje Sunčeva tvar vrije, miješa se (konvektivna zona). Znak miješanja su mjehuri koji stižu do površine, a vidimo ih u obliku sitnih zrnaca - granula. Na samoj površini obilje je pojava. Na nekim udaljenostima od ekvatora- niti na samom ekvatoru, niti dalje od 45. paralele, često se vide Sunčeve pjege. Pjege se okupljaju u grupe. Obična pjega veća je od Zemlje. Čestina pjega ukazuje na aktivnost Sunca. Oko pjega prostiru se svjetlije plohe povišene temperature-baklje. Iz pjega izviru vrlo snažna magnetska polja. U tim se poljima znadu pojaviti jarki bljeskovi otkuda prema Zemlji i ostalim planetima struje oblaci ioniziranog plina. Najbrže izbačene čestice zovemo Sunčevim kozmičkim zrakama. Prodru li ionizirani plin i Sunčeve kozmičke zrake u Zemljinu atmosferu, ugledat ćemo polarnu svjetlost, a potom će Zemlju snaći razne posljedice kao nagle promjene Zemljinog magnetskog polja. U polarnim krajevima jakost magnetskog polja je najveća, a silnice prilaze izravno tlu. To je važno zato što se električki nabijene čestice lako gibaju u smjeru magnetskog polja. Stoga one i najlakše stignu u niže dijelove atmosfere baš u polarnim područjima. Struja čestica sudara se s atomima zraka i zrak zasvijetli. To je polarna svjetlost. Iznad fotosfere dižu se bodlje-spikule, te prominencije (protuberancije). Prominencija ima raznih - petljastih, eruptivnih, mirnih. Po Sunčevom krugu pružaju se u obliku tamnih traka, filamenti, a izvan ruba viđaju se nalik velikim vodoskocima. Koronine kondenzacije- oblaci visokotemperaturnog plina u koroni (s temperaturom od 1-10 milijuna stupnjeva), najbolje se vide u rendgenskoj svjetlosti, a tako i neke svjetlije točke. Prominencije izvan ruba dadu se vidjeti okom u vrijeme potpune pom- 28