Mala škola

aassttrroonnoommii jjee

Koprivnica, 2002., izdanje br. 20

1

SADRŽAJ 1. Zemlja i nebo ...................................................................................3

1.1. Uvod ................................................................................................ 3 1.1.1. Osnovno snalaženje na zvjezdanom nebu ..................................................5 1.1.2. Utjecaj optičkih i drugih pojava na promatranja nebeskih tijela ............10

Literatura: ............................................................................................. 13

2. Astronomska pomagala ................................................................14

2.1. Uvod .............................................................................................. 14 2.2. Pojava teleskopa ............................................................................ 14 2.3. “Šuma Striborova”......................................................................... 15

2.3.1. Refraktori..................................................................................................16 2.3.2. Reflektori ..................................................................................................18 2.3.3. Katadioptrici ............................................................................................21 2.3.4. Osnovni pojmovi u “teleskopskom svijetu”..............................................23

2.3.4.1. Apertura ............................................................................................23 2.3.4.2. Žarišna (fokalna) duljina ..................................................................23 2.3.4.3. Skala ploče (engl. focal ratio, f-broj) ...............................................23 2.3.4.4. Povećanje..........................................................................................23 2.3.4.5. Moć razlučivanja ..............................................................................23

2.3.5. Stativi........................................................................................................24 2.3.5.1. Alt-azimutalni....................................................................................24 2.3.5.2. Ekvatorijalni .....................................................................................25

2.4. Na kraju…što dodati?..................................................................... 25 Literatura: ............................................................................................. 25

3. Sunce i Sunčev sustav ...................................................................26

3.1. Uvod .............................................................................................. 26 3.2. Sunce ............................................................................................. 26 3.3. Sva tijela Sunčeva sustava .............................................................. 29

3.3.1. Planeti na nebu.........................................................................................30 3.3.2. Keplerovi zakoni i privlačna sila..............................................................30 3.3.3. Elementi planetnih staza ..........................................................................32

3.4. Zemljina skupina planeta................................................................ 32 3.4.1. Merkur ......................................................................................................32 3.4.2. Venera ......................................................................................................33 3.4.3. Zemlja.......................................................................................................33

3.4.3.1. Zemljin satelit Mjesec .......................................................................34 3.4.3.1.1. Mjesečeve faze (mijene).............................................................34 3.4.3.1.2. Pomrčine ...................................................................................35

3.4.3.2. Gibanje Mjeseca u Sunčevom sustavu ..............................................36 3.4.4. Mars..........................................................................................................37

2

3.4.5. Planetoidi .................................................................................................37 3.4.6. Meteoroidi ................................................................................................39

3.5. Jupiterova skupina planeta ............................................................. 43 3.5.1. Jupiter.......................................................................................................43 3.5.2. Saturn .......................................................................................................43 3.5.3. Uran..........................................................................................................44 3.5.4. Neptun ......................................................................................................44 3.5.5. Pluton .......................................................................................................44

3.6. Kometi ........................................................................................... 45 3.7. Planeti drugih zvijezda ................................................................... 48 3.8. Praktični rad .................................................................................. 49 Literatura: ............................................................................................. 49

4. Zvijezde ..........................................................................................50

4.1. Uvod .............................................................................................. 50 4.2. Tipovi zvijezda ............................................................................... 50 4.3. Vrste zvijezda ................................................................................. 52 4.4. Nastanak zvijezda ........................................................................... 54 4.5. Promatranje zvijezda...................................................................... 56 4.6. Sjaj zvijezda ................................................................................... 58 Literatura ............................................................................................... 59

5. Daleki Svemir ................................................................................61

5.1. Osnovna struktura i dinamika naše galaktike .................................. 61 5.2. Podjela galaktika i galaktička jata ................................................. 62 5.3. Kozmološko načelo, Hubbleov zakon .............................................. 67 5.4. Dinamički modeli Svemira u okvirima Newtonove mehanike............ 69 5.5. Teorija “Velikog praska” i fizikalni uvjeti tijekom razvoja Svemira 71 Literatura ............................................................................................... 74

3

1. ZEMLJA I NEBO sa s t av io : I van Gašpa r ić As t r o n om sko d r u š t v o K o p r i v n i c a

1.1. Uvod

Ljudi su od svojih početaka iz čiste nužde održanja uočavali bitne činjeni-ce o svijetu oko sebe i njegovim prom-jenama. Primijetili su da je svijet na kojem žive, u odnosu na njih strahovi-to velik – vjerojatno beskonačan; da se iznad zemlje prostire veliki svod obli-ka 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 re-ligije. S vremenom su pojedinci (vračevi, svećenici) sve više sustavno promatrali i pokušavali shvatiti i objasniti pojave ovog svijeta, od čega se razvila filozofija i zna-nost.

Vratimo se sada našem sadašnjem vremenu i pokušajmo objasniti što vidimo kad se suočimo sa svijetom u kojem živimo, odnosno njegovim nebeskim okolišem:

n živimo na Zemlji, koja je u odnosu na nas ogromno tijelo, ali istovre-meno u odnosu na svekoliki poznati prostor (svemir) strahovito sitno.

n Zemlja približno ima oblik kugle, koja se okreće (rotira) oko pravca koji prolazi njezinim polovima (Zemljina os).

n 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).

n pojave dana i noći nastaju također zbog zemljine rotacije (dan je na onim dijelovima Zemlje koje trenutno Sunce obasjava).

n 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.

n 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

4

drugog nebeskog tijela, ali i za neka druga nebeska tijela: planete i nji-hove satelite, asteroide itd.).

n Osim Mjeseca na nebu uočavamo i druga prividno manje sjajna tijela – zvijezde, planete, komete i meteore.

n 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).

n Gibanje Zemlje oko Sunca odražava se kao prividno godišnje gibanje Sunca u odnosu na zvjezdanu pozadinu.

n Zvijezde nam praktično izgledaju kao točkasti izvori svjetlosti, privid-no mnogo manjeg sjaja od Sunca, a vide se samo noću jer se danju gu-be u sunčevu sjaju. Golim okom je nemoguće primijetiti njihovo giba-nje u odnosu na njihovu nebesku okolinu u vremenu kraćem od neko-liko 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 stvar-no gibanje se može odrediti samo najpreciznijim instrumentima i me-todama.

n 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 naz-vali “zvijezde lutalice” ili planeti. Danas znamo da se i planeti gibaju oko Sunca, tj. da je Zemlja samo jedan od planeta u Sunčevom susta-vu.

n 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.

n 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 za-robi i povuče u svoj plinoviti omotač (atmosferu) gdje se zbog trenja zapale i izgore, što izgleda kao svijetli trag na nebu.

n Ne suviše često na nebu se mogu uočiti i čudni objekti koje zovemo “zvijezde repatice” ili kometi, a glavna im je karakteristika da iza se-be ‘vuku’ često vrlo dugačak i svijetli rep. Danas znamo da su to tako-đer članovi Sunčevog sustava, a koji osim čvrste kamene jezgre sadrže i omotač od leda, zamrznutih plinova i fine prašine. Ako se komet do-voljno 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 promat-rač može uočiti golim okom i ne previše sustavnim promatranjima. Detalje o snalaže-

5

nju (orijentaciji) na noćnom nebu, članovima Sunčeve porodice, o zvijezdama i dru-gim 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 as-tronomija, za razliku od neznanstvenih postupaka koji pokušavaju gibanje nebeskih tijela dovesti u vezu s predviđanjem budućnosti pojedinaca ili grupa ljudi – što zove-mo astrologija.

1.1.1. Osnovno snalaženje na zvjezdanom nebu

Pokušajmo sada objasniti kako odrediti trenutni položaj nekog objekta na nebes-kom svodu, odnosno kako prepoznati neke golim okom vidljive nebeske objekte (Mjesec, planeti: Merkur, Venera, Mars, Jupiter, Saturn, te prividno najsjajnije zvijez-de stajačice).

Razmotrimo određivanje položaja nekog svemirskog objekta na vedrom noćnom nebu, jer se danju zbog zasljepljujućeg Sunčevog sjaja ne mogu vidjeti. Zemljin pli-noviti 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 Mjese-ca. 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 zakri-vaju 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 ne-ke 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 hori-zontu 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. Polo-žaj svake točke na nebeskoj (polu)sferi može se odrediti sa dva kuta (luka): zeni-tnom 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 azi-mutalni sustav (vidi Sliku 2.). Glavni nedostatak ovog sustava je to što u njemu sve-mirski objekti zbog zemljine rotacije neprestano i vrlo brzo mijenjaju položaj tj. koor-dinate.

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 sfe-ru (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

6

širina ili deklinacija (mjeri se u kutnim jedinicama) i nebeska dužina ili rektascen-zija (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, magli-ce, 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 Sun-ce (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 (prorica-nje budućnosti – horoskopi) je upravo praćenje stvarnih i prividnih gibanja Sunca, Mjeseca i planeta pojasom zodijaka. Za praćenje gibanja objekata u Sunčevu sus-tavu može se koristiti i ekliptički koordinatni sustav kojem je osnova ravnina ek-liptike, 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 poluk-ružnici koja spaja te dvije točke bit će i sjeverni nebeski pol iznad sjevernog hori-zonta pod kutom jednakim geografskoj širini mjesta promatranja. Blizu tog mje-sta 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 pro-matrači s južne hemisfere nikada ne vide.

Pri snalaženju (orijentaciji) na nebu pomaže nam to što su prividno sjajnije zvijez-de stajačice raspoređene u određene prepoznatljive oblike (likove) koje zovemo zvije-žđa ili konstelacije. Ljudi su od najstarijih vremena pokušavali takve nakupine zvije-zda identificirati s likovima životinja, ljudi (junaka), bogova ili stvari. Danas se zvi-ježđa 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 pro-dužujemo u mislima spojnicu dviju zvijezda do mjesta gdje se nalazi treća zvijezda ili neki drugi objekt koji želimo naći. Ovaj dio astronomije predstavlja svojevrsni nebes-ki 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 zvi-jezde 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

7

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 (zvije-žđa) koje su od sjevernog nebeskog pola kutno udaljene manje od geografske ši-rine mjesta promatranja nikada ne zalaze ispod horizonta i zovu se cirkumpo-larne 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 (revoluci-ja), u isto doba noći u različita doba godine vidimo različite zvijezde (zviježđa). Mje-sec 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 juž-nog neba (ispod nebeskog ekvatora) s deklinacijom većom od razlike geografske širi-ne 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 odre-đene likove (zviježđa), a u stvarnosti mogu biti međusobno jako udaljene, ali se nala-ze 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 pu-ta udaljenija od nas. Postoje i fizički zvjezdani sustavi (u kojima su dvije ili više zvi-jezda 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 uo-čavamo vrlo malih takvih sustava, kao npr. otvorene zvjezdane skupove Plejade (Vla-šiće) 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 kut-nog 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

8

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 polo-žaja pojedinih objekata na nebu potrebna je duža praksa u promatranjima (usvajanje iskustava starijih promatrača, poznavanje osnovnih likova nekih zviježđa, te karakte-ristika 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 astronom-skih 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 astrono-me amatere na Internetu (o tome više u temi “Astronomija na Internetu”).

Slika 1. Kako promatrač vidi gibanje objekata na nebeskom svodu.

9

Slika 2. Horizontski ili azimutalni sustav: astronomski azimut A je kut između kruga mjesnog nebes-kog 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, 0 360° ≤ ≤ °A ). Zenit-na daljina z je kut između smjera zenita i smjera nebeskog tijela Σ, mjeren od zenita Z po vertikalu

nebeskog tijela: 0 180° ≤ ≤ °z .

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 supro-tnom smjeru dnevnog kretanja nebeskih tijela ( h h0 24α≤ ≤ ). Deklinacija δ je kut između kruga ne-

beskog ekvatora i smjera nebeskog tijela Σ , mjeren po deklinacijskoj ili satnoj kružnici ( 0 90δ° ≤ ≤ + ° , 0 90δ° ≤ ≤ − ° ).

10

1.1.2. 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:

n kad u zraku ima mnogo vodene pare (oblaci) ili prašine (smoga), donji dio atmosfere postane neproziran i promatranje nebeskih tijela je ne-moguće.

n Svjetlost Sunca, planeta i drugih nebeskih tijela je sastavljena od mnogo pojedinačnih frekvencija (različite boje).

n pri prolasku sunčeve svjetlosti kroz atmosferu dolazi do njezinog ras-pršenja (disperzije), različito za različite frekvencije (boje), a jače za više frekvencije (plavi dio spektra). Zbog toga vedro danje nebo iz-gleda 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.

n u atmosferi dolazi i do pojave loma (refrakcije) svjetlosti što uzroku-je 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 geo-metrijskog izlaska i oko 2 minute poslije zalaska).

n 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.

11

n 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 sum-rak (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 (naj-kraće 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).

n 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 preds-tavlja najavu promjene vremena.

n 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 premješ-ta na sve strane, najveći dio planetske pločice ostaje na istom mjestu. Trepere samo rubovi pločice, ali se to može primijetiti samo telesko-pom.

n utjecaj atmosfere smanjuje efikasnost astronomskih opažanja čak i najvećim postojećim teleskopima, pa se danas sve više koriste astro-nomski instrumenti na letjelicama u orbiti oko Zemlje, od koji je naj-poznatiji 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, od-nosno 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 promat-ranja:

1) Promjena položaja Zemljine osi rotacije (svjetske osi) zbog utjecaja Sunca, Mjeseca i planeta: n 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 25 800 godina zbog čega se mijenja mjesto nebeskog pola (a time i “polarna zvijezda”), a proljetna točka po-miče se u smjeru suprotnom od prividnog godišnjeg gibanja Sunca za približno 50 lučnih sekundi godišnje.

12

n nutacija - promjenama uzajamnih položaja Sunca, Zemlje i Mjese-ca 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:

n astronomska aberacija - pojava prividnog kutnog pomaka opaža-nog položaja nebeskog tijela od njegovog geometrijskog položaja, koji nastaje uslijed toga što brzina kretanja motritelja nije zanema-rivo 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.

n paralaksa - razli-ka između smje-rova prema nebeskom ti-jelu, koje vidimo s dva različita mjesta,

13

stajališta i neke referentne točke. Zbog Zemljinog gibanja oko Sun-ca dolazi do vrlo malih prividnih pomaka zvijezda (manjih od 1 lu-čne 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 zvijez-da je veći od 1 lučne sekunde).

LITERATURA: [1] Oton Kučera, Naše nebo, “Consilium”, Zagreb 1995.

[2] Vladis Vujnović, Astronomija za učenike osnovne škole, “Element”, Zagreb 1997.

[3] Heather Couper, Nigel Henbest, Enciklopedija Svemira, “Znanje”, Zagreb 2000.

[4] Nebo nad nama (zbirka “Korijeni znanja”), “Mozaik knjiga”, Zagreb 1996.

[5] Dragan Roša, Opća astronomija (1. dio), Zvjezdarnica HPD, Zagreb 1999.

[6] Željko Andreić, Mala opažačka astronomija, Nakladništvo Lumin, Zagreb 1994.

[7] Dragica Varat, Željko Andreić, Astronomska početnica, “Profil international”, Zagreb 2000.

[8] Čovjek i Svemir, Časopis zagrebačke zvjezdarnice

14

2. ASTRONOMSKA POMAGALA sa s t av io : Tomis l av Ž ic As t r o n om sko d r u š t v o K o p r i v n i c a

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. Pri-nosili 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 go-re zbiva?

Teleskop je mnogima “otvorio oči”, potaknuo ih na novo shvaćanje svijeta. Predi-van 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” da-našnjice – “modernom” amaterskom teleskopu.

Astronomima amaterima je na raspolaganju mnoštvo raznih izvedbi teleskopa i pi-tanje je: Što odabrati? Bitno je napomenuti da “pravi” odabir ovisi o pojedincu, odno-sno kako namjerava upotrijebiti svoj budući teleskop, hoće li ga koristiti samo za vi-zualna 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 (1564-1642), 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 poma-galo. Tko je onda? Zapravo, sa sigurnošću nitko ne zna, mnogi povjesničari pripisuju Janu Lippersheyu, optičaru iz Middelburga u Nizozemskoj. Zapisi ga spominju da je 1608. g. postavio dvije leće u liniju, što je donekle osnova teleskopa, i uočio da uda-ljeni prizori postaju veći.

Drugi dokazi upućuju da izum teleskopa može sezati do “starih vremena”. Arheo-lozi su u Egiptu pronašli ostatke stakla koje procjenjuju da potječu iz 3500. 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) svjet-losti, da bi 400 godina kasnije rimljanin Seneka spominjao moć povećavanja staklene a zbog konačnosti brzine svjetlosti.

15

sfere ispunjene vodom. Ipak, ostaje upitno da li je ijedan navedeni slučaj ujedno zna-čio prvu izradu teleskopa.

2.3. “Šuma Striborova”

Osvrnimo se na “šumu čudnih izraza” s kojom se susrećemo pri razgovorima o teles-kopima. Bit teleskopa je što više povećati moć sakupljanja svjetlosti i to iz jednostav-nog razloga što su astronomski objekti opažanja vrlo malog sjaja te za razaznavanje određenih njihovih detalja potrebno je što više svjetla prikupiti. Zadnjih godina poja-vilo se mnogo različitih izvedbi, međutim svi se mogu razvrstati u tri različite katego-rije, 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 tu-busa (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 refrak-tora i reflektora.

Slika 4. Refraktor (sustav s lećom)

Slika 5. Reflektor (sustav sa zrcalom)

16

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.).

2.3.1. Refraktori

Najjednostavniji među njima je Galilejev ili jednostavni refraktor sastoji se od dvije leće: konveksne (ispupčene) leće kao objektiva i konkavne (udubljene) leće kao okula-ra (Slika 7).

Suvremenik Galilea, Johannes Kepler (1571-1630) usavršio je prethodni teleskop jed-nostavno zamijenivši konkavni okular dvostru-kom konveksnom lećom iza primarnog fokusa (Keplerov refraktor). Današnji refraktori se te-melje na Keplerovom dizajnu.

Navedeni teleskopi imaju određenih nedos-tataka. Poznato je da se “obična bijela” svjetlost sastoji od mnoštva svjetlosti “različitih bojaa” (Slika 8). Uočava se da zrake različitih “boja” se različito i lome u leći-objektivu i ne fokusira-ju se sve u istoj točki-fokusu. Posljedica je mu-tna 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.

Slika 7. Galilejev teleskop

17

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 sijeku-fokusiraju u istoj točki-fokusu.

Slika 10. Sferna aberacija uzrokovana lećom

18

Slika 11. Sferna aberacija uzrokovana zrcalom

Nepoželjni efekti se mogu umanjiti (ali ne i potpuno ukloniti) povećavanjem fo-kalne duljine objektiva ili uporabom dvokomponentne tzv. akromatke leće koja je na-pravljena od različitih vrsta stakla. Takvi teleskopi se nazivaju akromatski refraktori (Slika 12). Međutim, čak i akromatski refraktori pri rubovima slike promatranog ob-jekta 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 ref-raktori.

Slika 12. Akromatski refraktor

2.3.2. Reflektori

Kategorija obuhvaća teleskope s udubljenim (konkavnim) zrcaloma koje prikuplja i fokusira svjetlost (Slika 14). Prvog reflektora izradio je James Gregory 1663. g. (Gre-gorijev reflektor, Slika 13) kod kojeg ulazne zrake svjetlosti se odbijaju od primarnog zrcala prema manjem konkavnom sekundarnom zrcalu te se usmjeravaju kroz središ-nji otvor na primarnom do okulara.

a naziva se primarno zrcalo.

19

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 1672. g. Razlikuje se od Gregorijevog tako što je sekundarno zrcalo ravno i zakrenuto za 45º kako bi iz-lazne 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.

20

Iste godine francuski kipar Sieur Cassegrain predstavio je svoj model koji gotovo izgleda kao i Gregorijev s razlikom što se umjesto konkavnog (udubljenog) sekundar-nog zrcala koristi ispupčeno (konveksno) bliže primarnom zrcalu, unutar fokalne du-ljine primarnog zrcala (Slika 16).

Možda je zgodno iz povijesnih razloga spomenuti i Herschelov reflektor (iz 1722. 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 zra-ke prema otvoru u stjenci tubusa, gdje se nalazio okular, slično kao i kod Newtonovog. Prednosti su mu bile što ispred primarnog nema sekundarnog zrcala ko-je bi smanjivalo količinu prikupljene svjetlosti, međutim najveći mu je nedostatak is-krivljena slika.

Slika 15. Newtonovski reflektor

Slika 16. Cassagrainov reflektor

Iako reflektori nemaju kromatske abera-cije, ali daleko su od savršenstva i moguće su pojave kome, odnosno slika točkastog ob-jekta pri rubovima vidnog polja je razmaza-na u obliku “malih kometa” s repovima usmjerenim od središta vidnog polja, astig-matizma, deformacija točkastih slika koje leže izvan osi teleskopa i očituju se razvuče-noj slici točkastog izvora. Osim toga nedos-tatak je i veći gubitak intenziteta svjetlosti zbog mnogih refleksija na zrcalima. Zrcala se zato naparuju tankim antirefleksivnim slo-jevima, ali ipak time refleksivnost ne doseže vrijednost od 100% (Slika 21).

Slika 17. Newtonov teleskop[13]

21

2.3.3. Katadioptrici

Početkom 20. stoljeća pojavila se nova vrsta teleskopa (tzv. katadioptrici) koja je ob-jedinila karakteristike reflektora i refraktora. Glavna osobina im je što imaju veliko vidno polje s vrlo malo neželjenih aberacija.

Prvog je 1930. g. izradio njemački astronom Bernard Schmidt. Schmidtov teleskop (Slika 18) sastoji se od korekcijske ploče koja umanjuje sfernu aberaciju na primar-nom zrcalu. Prvu svrhu je imao u fotografiranju velikih dijelova noćnog neba pri sas-tavljanju kataloga zvijezda. Npr. GSC katalog (engl. General Star Catalogue) od 15 169 873 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 1941. g., i-mao je A. Bouwers iz Amsterdama. Nakon osam mjeseci ruski fizičar (bavio se opti-kom) 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 iz-vedbe 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 na-lazi 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.

22

Slika 20. Schmidt-Cassagrainov teleskop

Slika 21. Različite deformacije slike-zvijezde u okularu nastale zbog: (a) optički dijelovi nisu usklađe-ni (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 ravnote-ži); loša izvedba optičkih dijelova uzrokuje (e) astigmatizam; (f) sfernu aberaciju; (g) sliku zbog hra-

pavosti optičkih površina.

23

2.3.4. Osnovni pojmovi u “teleskopskom svijetu”

2.3.4.1. 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.

2.3.4.2. 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.

2.3.4.3. 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 teles-kop 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 fil-mu čime se vrijeme ekspozicije skraćuje. Međutim, pri vizualnim promatranjima slike u okularu teleskopa istih apertura i povećanja, ali različitih f-brojeva su iste svjetline.

2.3.4.4. 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 fokal-nom duljinom okulara. Npr. za ADKc teleskop fokalne duljine objektiva od 2540 mm i sa standardnim okularom od 26 mm povećanje iznosi oko 98.

2.3.4.5. Moć razlučivanja

Predstavlja sposobnost uočavanja finih detalja na objektu promatranja, npr. pri proma-tranu 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 ni-kada 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.

24

2.3.5. Stativi

2.3.5.1. 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 (azi-mutalnom) 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 stabi-lan za veće teleskope.

Postoje dvije vrste: tzv. njemačka i viličasta (engl. fork mount) izvedba. ADKc teleskop ima moguć-nost vrtnje pomoću alt-azimutalnog i viličastog ekvatorijalnog načina. Slika 22. Stativi: (a) jednosta-van alt-azimutalni malog refraktora; (b) Dobsonian alt-azimutalni Newtonovskog teleskopa; (c) nje-

mačka izvedba ekvatorskog stativa za refraktor; (d) njemačka izvedba ekvatorskog stativa za Newtonovski reflektor; (e) viličasta izvedba ekvatorskog stativa Schmidt-Cassagrainovog telesko-

paa[14]

a takav stativ koristi i AD Koprivnica

25

2.3.5.2. 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 telesko-pa samo oko jedne osi (tzv. polarne osi) čime je praćenje preciznije.

2.4. 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 lje-pota nebeskog svoda.

LITERATURA: [9] Philip S. Harrington, Star ware, John Wiley & Sons, Inc., New York, etc., 1998.

[10] B. W. Carroll, D. A. Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, Addison-Wesley Publishing Co., Inc., Massachusetts, etc., 1996.

[11] Vladis Vujnović, Astronomija 2, Školska knjiga, Zagreb, 1990.

[12] Dragan Roša, Opća astronomija, 2. dio, Školska knjiga, Zagreb, 1991.

[13] Sir Robert S. Ball, Great Astronomers, London, 1912.

[14] Ian Ridtpath, Norton’s 2000.0 Star Atlas and Reference Handbook, Longman Scientific & Technical

26

3. SUNCE I SUNČEV SUSTAV sa s t av i l a : Že l j ka K ra l j ić As t r o n om sko d r u š t v o K o p r i v n i c a

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 ta-ko obična, i u svemirskim okvirima neugledna zvijezda – naše Sunce. Oko Sunca kru-že 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 pojedina-čno 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.

3.2. 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.

Sunce svake sekunde izrači energiju jednaku 264 10× J. To znači da je snaga zra-čenja Sunca 264 10× W. Snaga zračenja zvijezda važno je zvjezdano svojstvo. Sunce je 109× 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 svjet-losti koja se sa Sunca odljeva u prostor. Sunce posjeduje termonuklearni izvor energi-je.

27

Sunce je kugla od jako vrućeg plina koji privlačna sila drži na okupu. Polumjer mu iznosi 696 000 km, što je jednako 109 Zemljinih polumjera. Sunčev promjer vi-dimo 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 – pomr-čina Sunca. Promatra li se omjer volumena, nalazi se da je Sunčev volumen 1.3 mili-juna 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 ekva-tora); 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 7.20. 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 isti položaj prema zemlji – zato sinodički period okreta Sunčeva ekvatora iznosi 27 dana. U toku tog perioda ponavlja se utje-caj Sunčeve aktivnosti na Zemlju.

Masa Sunca iznosi 301.99 10× kg. To je otprilike 333 000× više od mase Zem-lje. 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 Sunče-voj površini težili bi 28× više. Masa i vo-lumen svemirskog tijela određuju njegovu važnu fizičku osobinu – prosječnu gusto-ću. Pojedini dijelovi svemirskog tijela i-maju gustoću različitu od prosječne, no prosječna gustoća upućuje na stanje tvari nekog svemirskog objekta u cjelini. Pros-

ječna gustoća Sunca nešto je veća od gustoće vode, 1400 kg/m3 (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, visoko-temperaturnog 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 ioni-ziranom plinu u središtu zvijezda ili pak u njihovoj neposrednoj okolini, temperatura dostiže više milijuna stupnjeva, u središtima nekih zvijezda i milijardu stupnjeva. Io-

Presjek Sunca i prijenos energije

28

nizirani atomi “manji” su od neutralnih (jezgra atoma jače privlači manji broj elektro-na)-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 10–10 m pa njegov obujam, kao obujam kocke s jed-nakim bridom iznosi: 3 3010V a −= = m3. U jednom kubnom metru stane 1030 atoma: 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. Gu-stoća 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. Proiz-vedena toplina prenosi se do vidljivog površinskog sloja, fotosfere (“svjetlosna sfe-ra”).Energija se kroz Sunce prenosi na dva načina, zračenjem (radijativno) i miješa-njem (konvekcijom).Unutar prostora gdje se odvijaju termonuklearne reakcije energi-ja se prenosi zračenjem. I u drugoj trećini Sunca energija se prenosi zračenjem (radija-tivna zona), a u posljednjoj trećini dubine Sunca miješanjem (konvektivna zona). U dubinu Sunca ne vidimo, no otuda struji snažna energija i zagrijava čitavo Sunce. Iz-vor energije nalazi se u središtu Sunca gdje se temperatura penje na 15 milijuna stup-njeva (zona nuklearnih reakcija). Dobivena toplina prenosi se putem zračenja- ren-dgenskih, UV i vidljivih (radijativna zona). Zbog velike gustoće sunčeve tvari toplina se ne rasprostire brzinom svjetlosti, već vrlo sporo- toplina proizvedena u središtu sti-gne do površine tek nakon više milijuna godina. Bliže površini toplinu prenose vrući plinoviti mjehuri- ovdje Sunčeva tvar vrije, miješa se (konvektivna zona). Znak mije-šanja 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 sa-mom ekvatoru, niti dalje od 45. paralele, često se vide Sunčeve pjege. Pjege se okup-ljaju 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 iz-viru vrlo snažna magnetska polja. U tim se poljima znadu pojaviti jarki bljeskovi ot-kuda prema Zemlji i ostalim planetima struje oblaci ioniziranog plina. Najbrže izba-čene čestice zovemo Sunčevim kozmičkim zrakama. Prodru li ionizirani plin i Sunče-ve 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 područji-ma. Struja čestica sudara se s atomima zraka i zrak zasvijetli. To je polarna svjetlost.

Iznad fotosfere dižu se bodlje-spikule, te prominencije (protuberancije). Promi-nencija ima raznih - petljastih, eruptivnih, mirnih. Po Sunčevom krugu pružaju se u obliku tamnih traka, filamenti, a izvan ruba viđaju se nalik velikim vodoskocima. Ko-ronine 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-

29

rčine, kada se zapaža i slaba bljedunjava svjetlost korone. Iz dijelova korone u izvanj-ski prostor struji Sunčev vjetar. Pojave na Suncu nisu uvijek jednako česte. Brojnost pjega, npr., se jako mijenja, a također i drugih pojava. Govorimo o Sunčevoj aktivnos-ti koja se odvija u jedanaestogodišnjim ciklusima.

Sudbina Sunca: Sunce je žuti patuljak. Ono će nakon nekog vremena prerasti u crvenog diva. Nakon što je nastalo, Sunce u jednakom stanju preživljava gotovo 10 milijardi godina, a potom postaje crvenim divom; budući da je već staro 5 milijardi godina, preostaje mu od danas još 5 milijardi godina. Postat će drukčije građe, s povr-šine će mu se odlijevati mnogo jači zvjezdani vjetar no što je današnji, Sunčev vjetar, i on će kao već mnoge zvijezde do sada, otpuhnuti dio plina. Od Sunca će nastati pla-netarna maglica. Mali ostatak Sunca ostat će u središtu maglice, ali neće biti sličan današnjem Suncu. Sunce će postati bijeli patuljak- zvijezda ne mnogo manje mase, ali veličine Zemlje i bez termonuklearnog izvora energije. Ovakve zvijezde sastoje se od jako guste tvari, jako su malog sjaja, a budući da su ostali bez izvora energije, hlade se- površina im zrači i postaje sve hladnija.

3.3. Sva tijela Sunčeva sustava

Sunce svojom privlačnom silom drži na okupu razna tijela. To su: planeti, njihovi pra-tioci- sateliti, zatim kometi, planetoidi i meteoroidi. Tijela obilaze oko Sunca u pros-toru koji nije sasvim prazan već sadrži veoma rijedak plin i prah- to je međuplanetar-no sredstvo. Suncu najbliži planet je Merkur. Na sljedećoj stazi oko Sunca giba se Venera, pa Zemlja. Zemljina je staza gotovo kružna. Jedan i po puta dalje nalazi se Mars. Ova četiri planeta zovemo unutarnjim. Od Marsa do Jupitera razmak je neuobi-čajeno velik. Do Jupitera je Saturn, zatim Uran, Neptun i na jako izduženoj stazi je Pluton. Ove planete nazivamo vanjskim.

Primjereno je da se udaljenosti među tijelima Sunčeva sustava mjere astronom-skom jedinicom (astr. jed. ili aj). Ona iznosi koliko i srednja udaljenost Zemlje od Sunca: 149.6 milijuna kilometara.

Planetske staze nisu jako izdužene, osim staza Merkura i Plutona. Plutonova je staza čak toliko izdužena da Suncu mjestimice prilazi bliže od Neptuna. Ravnine u kojima se planeti gibaju gotovo su podudarne; jedino je ravnina u kojoj se giba Pluton položena nešto ukoso.

Kometi se većinom gibaju izvan planetskih staza i kreću se doslovno do najbližih zvijezda. Mali broj kometa okuplja se u području od Jupitera do Plutona. Staze su im jako izdužene. Kad komet stigne u Sunčevu blizinu razvija mu se raskošan rep. Otuda i naziv-repatica.

Pojas između Marsa i Jupitera, unutarnjih i vanjskih planeta, nije pust. Naseljen je planetoidima, tijelima nalik planetima. Svi su oni manji od ijednog planeta. Najveći među njima je Ceres.

Meteroidima nazivamo čestice koje plutaju u svom prostoru Sunčevog sustava. Među njima su sitni odlomci kometa i krhotine planetoida. Kada ih Zemlja privuče, zapažamo ih u letu kroz atmosferu kao meteore- oni i njihov trag su usijani. Ukoliko padnu na tlo, zovemo ih meteoritima.

30

Gibanje tijela Sunčeva sustava podliježe pravilnostima. Svi planeti gibaju se oko Sunca naokolo kao vrtlog koji teče u krug, u jednom smjeru; on je suprotan gibanju kazaljke na satu.

3.3.1. Planeti na nebu

Planeti se lako zapažaju jer ih među zvijezdama vidimo pokretne i sjajne. “Planet” je, inače, grčka riječ za lutalicu. U starini se nisu poznavala fizička svojstva zvijezda i planeta, već su planeti smatrani “zvijezdama lutalicama”, dok su zvijezde od njih raz-likovane kao “zvijezde stajačice”. Na nebu ih razlikujemo po jakosti sjaja i po tome što planeti ne titraju kao zvijezde. Staza planeta među zvijezdama često je vrlo slože-na, zato jer dok promatramo kako se planet giba oko Sunca, i sami se sa Zemljom po-krećemo. Zemlja i planet gibaju se oko Sunca različitim brzinama, pa jedan pretječe drugoga. Gledajući s pokretne Zemlje moramo vidjeti da stižemo neki planet, pretje-čemo ga pa se on “vraća” ili opet ide “naprijed”, a sve to u polju zvijezda koje su ja-ko, jako daleko. Staze Zemlje i planeta nisu u istoj ravnini, pa promjenu smjera vidi-mo u obliku petlje.

Faze planeta: Četiri Mjesečeve faze ili mijene nose nazive: mlađak, prva četvrt, uštap (pun Mjesec) i zadnja četvrt. Za promatranje faza planeta potreban nam je dale-kozor. Ako ga uperimo u Veneru, zadivit će nas izgled planeta. U roku od 584 dana, Venera prolazi kroz sve faze kao i Mjesec u mjesec dana. Ali postoji važna razlika: kada je Venera uštap, tada je malena. Kada dio Venere postaje mračan, ona raste i najveća je u fazi mlađaka. Mjesec se tako ne ponaša. On nam se čini stalno jednak. Venera mijenja veličinu zato što ona nije Zemljin pratilac, nego Sunčev. Veneru vi-dimo posve osvijetljenu onda kada nam je najdalje, s druge strane Sunca. Vidimo je veću kad je bliže, pa je u prvoj ili posljednjoj četvrti dva i po puta veća. Sasvim u bli-zini, većim je dijelom tamna; najtanji srp vidimo onda kada je najbliže. Naravno, tada je vidimo najveću- čak šest puta veću nego kada je bila puna.

Donji planeti, Merkur i Venera, prolaze sve faze. Sjaj im se pritom mijenja drukči-je no u Mjeseca. Mjesečev sjaj najveći je u vrijeme uštapa. Najveći sjaj Venera posti-že između četvrti i mlađaka. U vanjskih planeta faze se vide samo djelomice zato što je njihova staza položena izvan Zemljine staze. Faza se može uočiti kod Marsa i jedva kod Jupitera, dok kod ostalih planeta nije uočljiva.

3.3.2. Keplerovi zakoni i privlačna sila

Johannes Kepler, njemački matematičar i astronom, ustanovio je neke pravilnosti u gibanjima planeta, poznate pod imenom Keplerovih zakona. Isti zakoni vrijede za sve pratioce svemirskih tijela.

n 1. ZAKON: Planeti se oko Sunca gibaju po elipsama, a Sunce je u za-jedničkom žarištu (fokusu). Svaki Sunčev pratilac ima svoju eliptičnu putanju; elipse su raznih veličina, izduženosti i prostornog položaja, ali svim elipsama jedno je žarište zajedničko- ono u kojemu je Sunce.

n 2. ZAKON: Radijus- vektor planeta (spojnica Sunce- planet) pređe u jednakim vremenima jednake površine. Kad je Sunčev pratilac Suncu bliže, stazom se giba većom brzinom, a kad je dalje, manjom.

31

n 3. ZAKON: Kvadrati sideričkih ophodnih vremena (sideričkih godina) planeta odnose se kao kubovi njihovih srednjih udaljenosti od Sunca.

2 3

1 12 3

2 2

T aT a

=

Vrijeme potrebno da planet obiđe oko Sunca ovisi o njegovoj udaljenosti od Sun-ca. Pri većim udaljenostima, obilazak traje duže.

Zašto se planeti tako ponašaju rastumačio je Isaac Newton djelovanjem privlačne sile između svemirskih tijela. Znamo da Zemlja privlači tijela. Kad toga ne bi bilo, svi ljudi i sve stvari, ma gdje na Zemlji bili, odletjeli bi sa Zemlje. Tijela su teška jer ih Zemlja privlači. Zbog toga se ova privlačna sila zove gravitacijskom silom. Gravita-cijska sila djeluje između dva tijela uzajamno, a to znači da djeluje od jednog tijela drugome, a od drugog tijela prvome. Posljedica sile je ubrzanje tijela; svako se od tije-la koja se međusobno privlače, silom i ubrzava, ali vidljive posljedice ovise o masi tijela. Zbog toga tijelo koje je manje mase kruži oko tijela koje je veće mase. Prouča-vajući gibanja tijela pod djelovanjem sila te uz pomoć Keplerovih zakona i podataka o svemirskim tijelima, Newton je ustanovio zakon privlačenja: Gravitacijska (privlačna) sila između dva tijela razmjerna je umnošku njihovih masa, a obrnuto razmjerna kva-dratu udaljenosti:

2

=mMF Gr

.

Sila jako opada s udaljenosti. To je svojstvo vrlo važno za razumijevanje međuso-bnih gibanja svemirskih tijela. Ima zvijezda koje su mnogo veće od Sunca, ali na tijela Sunčeva sustava praktički ne djeluju. Sunčevo je djelovanje tako jako zbog toga što je Sunce mnogo bliže od svih drugih zvijezda. Iako gravitacijska sila djeluje između svih tijela, atoma i atomskih čestica, djelotvorna postaje tek kod velikih masa. Sila gravitacije je u biti slaba sila, pa je nužno da se nakupi velika masa kako bismo je za-pazili. Gibanje svemirskih tijela upravljano je gravitacijskom silom. Njezino se djelovanje ne da zaustaviti nikakvim zaprekama.

Površina morske vode podiže se obično dva puta na dan. Pojavu nazivamo mor-skim mijenama. Kada je voda najviša kažemo da je plima, kada je najniža - oseka. Promjena razine ovisi o položaju Mjeseca nad horizontom. Plime su jače kad su Zem-lja, Mjesec i Sunce na jednom pravcu, a manje su kad su Mjeseci Sunce razmaknuti. Razlog je očito u tome što je Mjesec djelotvorniji od Sunca. Stoga su plimni valovi uvijek na Mjesečevu pravcu. Za vrijeme Zemljina okretanja, plimni se val kreće raz-nim geografskim područjima. Plima i oseka se izmjenjuju. Važna je značajka morskih mijena da se javljaju istodobno sa suprotnih strana Zemlje; i s one strane s koje je Mjesec, ali i sa suprotne. To se tumači time što gravitacijska sila opada s udaljenosti. Bližu morsku stranu Mjesec jače privlači nego onu obrnutu, pa se obje strane razmiču od Zemljina središta.

Energija plimnog vala vrlo je velika i utječe na Zemljinu vrtnju. Mjesec se oko Zemlje giba sporije nego što se Zemlja vrti, a plimni je val uvijek na spojnici s Mjese-com, stoga plimni val čini otpor Zemljinoj vrtnji i ona se usporava. Prije više sto-tina milijuna godina, dan je trajao nekoliko sati kraće. Zbog morskih mijena Zemlja se vrti sve sporije.

32

3.3.3. Elementi planetnih staza

Podaci o elementima planetnih staza ukazuju nam na geometrijske osobitosti gibanja planeta. Na temelju njih zaključujemo o veličini staza planeta, o prostornoj orijentaciji planetnih staza, o vremenu ophoda planeta oko Sunca i u odnosu na Zemlju.

Tablica 1. Elementi planetnih staza velika poluos.

Planet a.j. 106 km numerički

ekscentricitet inklinacija

(°)

siderički period

(jul. godina)

srednji sinodički period (dana)

srednja brzina

revolucije (km/s)

Merkur 0.387097 57.909 0.205640 7.0047 0.24085 115.88 47.86 Venera 0.723345 108.211 0.006780 3.3945 0.61521 583.92 35.01 Zemlja 1.000003 149.598 0.016701 0 1.00002 - 29.78 Mars 1.523684 227.939 0.093460 1.8497 1.88083 779.98 24.14

Jupiter 5.20337 778.413 0.048207 1.3050 11.86392 398.88 13.07 Saturn 9.51618 1423.600 0.055384 2.4879 29.3521 378.03 9.63 Uran 19.1548 2865.517 0.047565 0.7718 83.8331 369.61 6.78

Neptun 29.9997 4487.891 0.010263 1.7716 164.3135 367.46 5.41 Pluton 39.4424 5900.499 0.248122 17.1510 247.7157 366.72 4.73

3.4. Zemljina skupina planeta

Prva četiri planeta- Merkur, Venera, Zemlja i Mars, nalikuju jedan drugome. Neveliki su, imaju čvrstu površinu, a osim Merkura imaju i atmosferu. Merkur je najmanji, a Zemlja je najveća.

3.4.1. Merkur

Planet Merkur je teško opažati. Najveća elongacija Merkura je 28°. Istražen je pomoću letjelica (Mariner 10). Reljef Merkura vrlo je sličan Mjesečevom. Uz kratere, na njegovoj površini nalaze se kružna brda (koja dosežu visine do 4 km), velike kružne ravnice i rasjedi. Radarskim mjerenjima (koja su prvi put provedena 1965. godine) pouzdano je utvrđen period rotacije Merkura. Pomicanje Merkurova perihela jedan je od prvih dokaza opće teorije relativ-nosti. Relativno često možemo opažati prividne Merkurove prola-ze preko Sunčeve ploče (slijedeći prolazi su 1999., 2003., 2006.). Merkur praktično nema atmosfere. Naime, atmosferski tlak na njegovoj površini je oko milijardu puta manji od onog na površini

Zemlje. Tlak potječe od veoma malih količina plina čiji je glavni sastojak helij (96%), a još su zastupljeni vodik, argon, neon, ksenon, ugljik-dioksid i kisik. Temperatura površine mijenja se od –170°C (noću) do 420°C (danju). Siderički period rotacije Merkura iznosi približno 59 dana, što je otprilike 2 3 vremena Merkurova ophoda oko Sunca (~88 dana). To ima za posljedicu da Sunčev dan na Merkuru traje 2 88 176× = “zemaljskih” dana. Merkurovo magnetsko polje znatno je slabije od Zemljinog (oko 150 puta manje jakosti nego Zemljino). Os Merkurova magnetskog polja priklonjena je za 12° prema osi vrtnje. Magnetsko polje je posljedica unutarnje

33

građe Merkura. Pretpostavlja se da jezgra planeta sadrži teške elemente i da se proteže do 3 4 Merkurova polumjera.

3.4.2. Venera

Venera ima gustu atmosferu, koju je otkrio Mihail Vasilievič Lomonosov 1761. za vrijeme prolaza Venere preko Sunčeve ploče. Naredni prolazi Venere preko Sunčeve ploče nastupa-ju 8.VI 2004. i 6.VI 2012. Radarska opažanja(koja su otpo-čela još 1958. godine) pokazala su da Venera rotira retrogra-dno. Temperatura površine dostiže vrijednost od 480°C pri čemu se, uslijed guste atmosfere (tj. učinka staklenika i gi-banja atmosfere), temperatura osvijetljenog i neosvijetljenog dijela značajno ne mijenja. Venera je istraživana s više od

dvadeset letjelica (misije Venera , Mariner, Vega). Ustanovljeno je da Venerina atmo-sfera ima najviše ugljik-dioksida (96%), dušika (3.5%), a od primjesa ima sumpornog dioksida, ugljik-monoksida, fluorovodika, vodene pare i plemenitih plinova. Atmos-ferski tlak na površini je oko 90 puta veći od tlaka na površini našeg planeta. Oblaci u atmosferi Venere sastoje se od aerosola sulfatne kiseline. Vjetar dostiže brzine od sto-tinjak metara u sekundi. Mogu se javljati oborine od sulfatne, klorovodične i fluoro-vodične kiseline. Reljefom Venere dominiraju velike ravnice, planinski masivi (koji imaju razmjere manjih zemaljskih kontinenata) te udarni i vulkanski krateri. Na povr-šini se nalazi pijesak, magmatsko stijenje i kamenje oštrih rubova. U usporedbi sa Zemljom, znatan je udio sumpornih spojeva na tlu i u atmosferi Venere. Magnetsko polje je oko 10 000 puta slabije od Zemljinog, što se može protumačiti Venerinom sporom rotacijom.

3.4.3. Zemlja

Treći planet po udaljenosti od Sunca. Zemlju često nazi-vamo vodeni ili plavi planet. Oko 71% Zemljine površine prekrivaju mora i oceani. Zemljina atmosfera je pretežno građena od dušika (77%), kisika (21%) i vodene pare (1%). Kontinentalne i oceanske ploče gibaju se brzinama od nekoliko centimetara u godini dana. Unutrašnjost Zem-lje razdijeljena je u nekoliko slojeva (jezgra, plašt i kora), čija su svojstva istražena uglavnom seizmološkim meto-dama. Granicu između plašta i kore, (tzv. Mohorovičićev

diskontinuitet), razotkrio je naš znameniti znanstvenik Andrija Mohorovičić iz analize širenja valova potresa koji se zbio 1909. godine u Pokuplju južno od Zagreba. Mag-netsko polje Zemlje u blizini polova iznosi 40.63 10−× T. Magnetska je os priklonjena za 11° u odnosu na rotacijsku. Južni magnetski pol smješten je u blizini Hudsonovog zaljeva na sjeveru Kanade, oko 1 600 km od sjevernog geografskog pola. Paleomag-netska istraživanja pokazala su da se smjer magnetskog polja mijenjao (nekoliko puta u milijun godina). Zemljino magnetsko polje posljedica je dinamike žitke metalne je-zgre (građene od željeza i nikla). Tlak u središtu našeg planeta procjenjuje se na neko-

34

liko milijuna bara, a temperatura na nekoliko tisuća stupnjeva. Magnetsko polje pruža se u okolni prostor Zemlje, tvoreći tzv. magnetosferu koja ima poseban oblik uslijed djelovanja Sunčeva vjetra. Zemlja ima jedan, relativno veliki satelit (Mjesec) i to je do sada jedino svemirsko tijelo na koje se spustila letjelica s ljudskom posadom.

3.4.3.1. Zemljin satelit Mjesec

Zemljin satelit Mjesec je najbliži svemirski objekt. Stoga je on, po prividnom sjaju i kutnoj veličini, do-minantno tijelo na noćnom nebu. Već prvi promatrači neba pomno su pratili Mjesečevo gibanje i izmjene njegovih faza, pa se između ostalog i do današnjih dana u javnom životu održala mjerna jedinica vreme-na “jedan mjesec” koja približno odgovara vremenu izmjene Mjesečevih faza. Upoznat ćemo osobitosti Mjesečevih gibanja, izmjene Mjesečevih faza, nasta-janje pomrčina Sunca i Mjeseca, te neke posljedice

dinamike sustava Sunce- Zemlja- Mjesec. Sa Zemlje gledamo uvijek istu Mjese-

čevu stranu. Mjesec se oko Zemlje giba uli-jevo, suprotno od kazaljke na satu, a jedna-ko i oko svoje osi.

Mjesec se okrene oko svoje osi u istom smjeru i u isto vrijeme, u koje se okrene oko Zemlje. Zato mu vidimo uvijek istu stranu.

Vrtnja Mjeseca usklađena je s njegovim obilaženjem oko Zemlje. Vrtnja i obilaženje su dva načina gibanja. Vrtnja se još zove rotacija, a obilaženje revolucija.

Mjesec i Zemlja su dvojni sustav u ko-jem je kao i kod nekih drugih sustava, vrt-nja pratioca vremenski izjednačena s obila-ženjem. Govorimo o sinkronoj vrtnji.

3.4.3.1.1. Mjesečeve faze (mijene)

U našim krajevima Mjesec gledamo na južnom dijelu obzorja. Izlazi na istočnom ho-rizontu, najviše izdigne kad je u smjeru juga, a potom zalazi na zapadu. No, u danu se ne giba jednakim tempom kao Sunce, već zaostaje. Gibanje Mjeseca nebom prividno je gibanje, slično tome kako se nebom “gibaju”, “putuju” zvijezde i Sunce. Mjesečeve faze ili mijene su: prva četvrt, pun mjesec ili uštap, druga ili zadnja četvrt i mlađak. Prilikom promjene izgleda kažemo da Mjesec “raste” ili “pada”. Kad mu se tanak srp popunjuje, on je sve širi, puniji i dobiva oblik slova D – “dobiva”. Nakon punog Mje-seca, postaje sve tanjeg srpa, sliči na slovo G – “gubi”. Pogled na Mjesec ne otkriva samo oblik faze, već i vidljive naznake na površini, pa tako i pomoću njih prepozna-

Glavne fizičke karakteristike Mjeseca

35

jemo u kojoj se fazi Mjesec nalazi. Granica svjetlosti i sjene na Mjesecu je granica između dana i noći, pa je zo-vemo sumračnica.

Zemlja se vrti oko svoje osi i oko Sunca. Mjesec se vrti oko svoje osi, obilazi oko Zemlje, a zajedno sa Zemljom i oko Sunca. Nastanak faza ovisi o odnosu Mjeseca i Sunca prema Zemlji. Sunce osvjetljava Mjesec i mi to vi-dimo iz različitih položaja.

Kada se u smjeru Sunca postavi Mjesec, osvijetljena mu je udaljenija strana, a strana koja je nama okrenuta, tamna je; to je mlađak. Sljedećih dana uočava se tanak srp koji s vremenom “raste”. Nakon četvrtine obilaska, bliža mu je strana osvijetljena napola; to je prva četvrt. Bliža Mjesečeva strana osvijetljena je posve kada se Mjesec nalazi na suprotnoj strani od Sunca; tada je pun ili uštap. Prijeđe li Mjesec oko Zemlje još četvrtinu kruga, nastupa druga ili zadnja četvrt. Faza se ponavlja kada Mjesec stiže u položaj u kojemu je razmještaj Sunca, Zemlje i Mjeseca jednak. Vrijeme obilaska Mjeseca oko Zemlje obzirom na Sunčeve zrake, tj. period izmjene faza zove se sino-dički mjesec. On traje 29 d 12 h 44 min 3 s.

U vrijeme neposredno oko mlađaka osim tankog svijetlog srpa, može se vidjeti kako je i tamni Mjesečev dio blago osvijetljen. To je svjetlost koju odrazuje Zemlja, pa nam se jako oslabljena vraća. Svjetlost zovemo “pepeljastom”, a kaže se da je “sta-ri” Mjesec u naručju “mladoga”.

3.4.3.1.2. Pomrčine

Između Mjesečevih faza i pomrčina postoji veza: do Mjesečeve pomrčine dolazi samo u vrijeme uštapa, a do Sunčeve u vrijeme mlađaka. Iako Mjesec obilazi oko Zemlje svakih mjesec dana, ne upada uvijek u tim fazama u Zemljinu sjenu, niti svaki put ba-ci sjenu na Zemlju. Razlog je u tome što se njegova staza na nebu ne podudara sa Sunčevom stazom. Dok o veličini Mjeseca nimalo ne ovisi njegova pomrčina, pomr-čina Sunca ovisi o tome koliko je Mjesec velik. Da je samo malo manji, do pomrčina Sunca ne bi došlo. Mjesec se giba 400 puta bliže Zemlji u odnosu na Sunce, a upravo je toliko puta Mjesec manji od Sunca. Stoga na nebeskom svodu Mjesečevo tijelo za-uzima isti kut kao i Sunčevo tijelo. Pomrčina Mjeseca nastaje zato jer je Mjesec zašao u Zemljinu sjenu. Sjena je područje gdje Sunčeve zrake ne stižu izravno. Rub sjene ima oblik kruga. Sjena nije sasvim crna. Mjesec je i za vrijeme potpune pomrčine la-gano osvijetljen jer postoji svjetlost koja se raspršila u Zemljinoj atmosferi. Zemljina atmosfera na sve strane razasipa, raspršuje modru svjetlost mnogo više nego crvenu pa osvijetljena atmosfera propušta iza Zemlje najviše crvena svjetlosti. Stoga nam se pomračena Mjesečeva površina pokazuje zagasito- crvenkastom. Ako je Mjesečevo

36

tijelo samo dijelom ušlo u sjenu, pomrčina je djelomična, a ako je Mjesec čitav u sje-ni, pomrčina je potpuna. Pomrčina se vidi jednako iz svih mjesta noćne Zemljine po-lutke.

Do pomrčine Sunca dolazi ako se Mjesec nađe između Sunca i Zemlje. Ona može biti djelomična, potpuna i prstenasta. Do prstenaste pomrčine dolazi zato što Mjesec nije stalno na jednakoj udaljenosti od Zemlje; kada je dalji, vidimo ga manjeg, pa ako se u tom trenutku nađe na putu Sunčevih zraka, neće moći svojim tijelom posve prek-riti daleko Sunce. Pomrčinu Sunca vide samo stanovnici malog dijela dnevne Zemlji-ne polutke. Stožac Mjesečeve sjene nije tako dug niti prostran da bi mogao pokriti znatniju površinu. Sjena pokriva kojih stotinjak kilometara i kreće se nadzvučnom brzinom.

3.4.3.2. Gibanje Mjeseca u Sunčevom sustavu

Mjesec, Zemlja i Sunce povezani su međusobnom privlačnom silom. Gibaju se zajed-no u svemirskom prostoru. Mjesec je manji od Zemlje i manje je mase; Zemljina ma-sa je 81 puta veća od Mjesečeve mase. Zato kažemo da se Mjesec giba oko Zemlje, a ne obratno. No, njih dvoje zajedno obilaze oko Sunca. Zbog Zemljine gravitacije (privlačne sile) Mjesec se giba po kružnici i nikako ne može pasti na Zemlju. On “pa-da” prema Zemlji zbog uzajamnog privlačenja Zemlja – Mjesec, ali da li će uistinu pasti, ovisi o tome kojom se brzinom i u kojem se smjeru Mjesec giba. Kad bismo promatrali sa zvijezda, vidjeli bismo da Mjesecu za obilazak oko Zemlje treba nešto više od 27.3 dana, točnije 27 d 7 h 43 min 11 s. To vrijeme obilaženja zovemo zvjez-danim ili sideričkim mjesecom. Siderički je mjesec kraći od sinodičkog mjeseca (pe-rioda ponavljanja faza) koji traje 29.5 dana. Razlika nastaje zato što se Zemlja zajed-no sa Mjesecom giba oko Sunca, pa dok se sve faze izmijene, promijeni se i položaj prema zvijezdama.

Ako pogledamo Mjesečevu stazu vidimo da u jednom položaju Zemljina sjena ne dira njegovu stazu, a u drugom položaju dira. Zato Mjesec pri svakom svom obilasku oko Zemlje ne ulazi u njezinu sjenu; ravnina u kojoj se Mjesec kreće, ukošena je pre-ma smjeru u kojem je sjena. Sjena je u ravnini Sunce – Zemlja. Mjesec je stoga kat-kad malo iznad sjene, malo ispod sjene. U godini nema toliko pomrčina koliko ima punih Mjeseca.

37

3.4.4. Mars

Poznat kao crveni planet (uslijed prisustva kemijskih spoje-va koji sadrže željezo, pokazuje crvenkastu boju). Relativno rijetka Marsova atmosfera je pretežno građena od ug-ljik-dioksida (95.32%), dušika (2.7%), argona (1.6%), kisi-ka (0.13%), ugljik-monoksida (0.07%) i vodene pare (0.03%). Prosječna temperatura na Marsu je –23°C. Noću pada ispod temperature od –123°C na kojoj ugljik dioksid prelazi u čvrsto stanje (suhi led), a u polarnim područjima

spušta se i do –150°C pa nastaju poznate polarne kape. Posljedica prijelaza ug-ljik-dioksida u čvrsto stanje je pad tlak u polarnim područjima što dovodi do strujanja zračnih masa prema polovima. Uslijed nagiba Marsove osi rotacije prema ravnini sta-ze po kojoj ovaj planet kruži oko Sunca, dolazi do izmjene godišnjih doba.

Česte su pojave pješčanih oluja. U reljefu Marsa prepoznaju se udarni krateri i u-gasli vulkanski krateri (najveći je Olympus Mons visok 26 km, koji je ujedno najviša planina u Sunčevom sus-tavu), zatim kanjoni te vi-jugavi kanali u ekvator-skom području koji sliče na presušena riječna kori-ta. Opsežna istraživanja Marsa provedena su letje-licama (Mariner, Mars, Viking). Magnetsko polje Marsa je tisuću do deset tisuća puta slabije od Zem-ljinog. Mars ima dva sate-lita nepravilnog oblika. Otkrio ih je američki as-tronom Asaph Hall 1877. godine i nazvani su Fobos (Strah) i Deimos (Užas).

3.4.5. Planetoidi

Još u 16. stoljeću J. Kepler je zamijetio da su staze Marsa i Jupitera, u odnosu na staze ostalih planeta, više razmaknute, pa je pretpostavio da unutar njih vjerojatno postoji još neotkriveni planet. J.D. Titius (1772.g.) i J.E. Bode (1776.g.) pronašli su jednostavnu zakonitost prema kojoj se mogu računati udaljenosti planeta od Sunca. Premda Titius-Bodeovo pravilo nije pouzdano fizikalno rastumačeno, a također ne daje dobre rezultate za da-leke planete, ipak je nagovijestilo da se u udaljenosti između Marsa i Jupitera treba nalaziti neki planet. Spomenimo da je problem raspodijele planetnih staza opsežno

38

istraživan, a danas je posebno aktualan zahvaljujući otkriću Jupiteru sličnih planeta koji kruže oko drugih zvijezda. Titius-Bodeovo pravilo se može prikazati izrazom: 1(a.j.) 0.4 0.15 2nr −= + ⋅

gdje je r udaljenost planeta od Sunca u as-tronomskim jedinicama, a n je redni broj planeta po udaljenosti od Sunca. Za Merkur se uzima da je n beskonačno, pa za udalje-nost dobivamo 0.4 a.j. Slijedi Venera ( 1n = ), Zemlja ( 2n = ) itd. Ovu zakonitost možda je lakše pamtiti na sljedeći način: planetima redom pridružimo brojeve 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192, 384 (svaki sljedeći broj je dvostruko veći od prethodnog, pri čemu se kao prvi i drugi član u nizu odabiru brojevi 0 i 3). Svakom od ovih brojeva pribrajamo broj 4 i rezultat dijelimo s 10. Tako dobiva-mo udaljenost planeta od Sunca u astronomskim jedinicama. Kada, prema ovom pra-vilu, izračunamo redom udaljenosti planeta od Sunca i usporedimo ih sa stvarnim vri-jednostima, lako zaključujemo da pravilo predviđa postojanje planeta u udaljenosti 2.8 astronomskih jedinica od Sunca. Zanimljiva je svojevremena tvrdnja znamenitog filozofa G.W.F. Hegela kako je uzaludno trošiti vrijeme u traženju novog planeta, jer je broj sedam najveći mogući broj planeta. Potraga za “nedostajućim” planetom prvi je rezultat dala u noći od 31. prosinca 1800. na 1. siječnja 1801. godine kada je Giu-seppe Piazzi u Palermu otkrio tijelo Sunčeva sustava koje je nazvano Ceres. Iste je godine znameniti njemački matematičar i astronom Karl Friedrich Gauss (koji je tada imao svega 24 godine) proračunao elemente staze ovog tijela i pokazao da bi se mog-lo raditi o nedostajućem planetu. No, već nakon dvije godine otkriveno je drugo slič-no tijelo, Pallas (otkrio ga je H.W.M.Olbers). Ubrzo se pokazalo da je u Sunčevu sus-tavu veliki broj takvih malih planeta. Nazvani su planetoidi ili asteroidi. Ukupna masa planetoida reda je veličine desetine mase Mjeseca. Većina ih je udaljena od Sunca od 2.2 do 3.5 a.j. Ovo područje nazvano je asteroidni pojas. Međutim, ima planetoida koji svojim stazama znatno odstupaju od asteroidnog pojasa. Donedavno je primat najveće staze (koja se proteže do Saturna) imao Hidalgo. Najveću stazu ima planetoid Hiron koji je otkriven 1977. godine. Period njegova ophoda je 50 godina, numerički ekscentricitet staze je 0.38 i inklinacija 7° i uz to je veoma sjajan objekt. Afel mu do-seže do staze Urana. Postoji i nekoliko skupina planetoida s izrazito malim stazama. Primjeri su Apolon, Adonis i Ikar čiji je perihel staze najbliži Suncu (nalazi se u ma-njoj udaljenosti od Sunca nego planet Merkur). Ovi se asteroidi mogu naći veoma bli-zu našeg planeta (npr. Ikar i Eros). Posebnu skupinu čine planetoidi koji su razmješte-ni u tzv. Lagrangeovim točkama. Tako npr. Trojanci “leže” na Jupiterovoj stazi i to, u odnosu na Sunce, 60° ispred i 60° iza Jupitera. Slično tome, postoji i skupina planeto-ida Aten, koja zauzima jednaku konfiguraciju u odnosu na naš planet.

lanetoidi kojima je određena staza dobivaju svoj broj i ime. Najsjajniji i najveći je 1 Ceres, promjera nešto većeg od 1000 km. Relativne dimenzije nekih većih planetoi-

39

da prikazane su na slici desno. Godine 1992. otkriven je prvi planetoid u tzv. Kuipe-rovom pojasu, smještenom iza Plutonove staze. Do danas je pronađeno nekoliko dese-taka tisuća planetoida od kojih je oko 6000 dobilo ime i broj.

Imena nekih planetoida vezana su i uz našu domovinu. Astronom Johann Palisa otkrio je 28 planetoida iz pulske zvjezdarnice (spomenimo 142 Polana, 143 Adria, 183 Istria). Godine 1906. njemački astronom Gustav Kopf otkrio je sa Zvjezdarnice u Heidelbergu planetoid, koji je, u čast otvaranja Zvjezdarnice Hrvatskoga prirodoslov-nog društva u Zagrebu, nazvan 589 Croatia. Veliki uspjeh u otkrivanju novih planeto-ida postignut je sa zvjezdarnice u Višnjanu. Otkriveno je desetak novih malih planeta. Nekoliko prvih otkrili su Korado Korlević i Vanja Brčić u listopadu 1995. godine.

3.4.6. Meteoroidi

Na zvjezdanom nebu često možemo opaziti “zvijezdu padalicu”. Radi se o sićušnom nebeskom tijelu koje ulijeće u atmosferu Zemlje gdje izgara. Opažana pojava se nazi-va meteor (što dolazi od grčke riječi meteoros što znači “pojava u zraku”), dok se na-ziv meteoroid koristi za tijelo koje ulazi u atmosferu Zemlje i izaziva svjetlosnu pojavu. Padne li meteo-roid na Zemlju tada obično dobiva ime meteorit. Meteoroidi su broj-nija tijela Sunčeva sustava. Malih su dimenzija- promjera su od 10–6 m do nekoliko metara. Meteoroidi u atmosferi Zemlje dostižu brzine od 12 do 72 km/s. Meteori koje viđamo navečer dostižu Zemlju i u njenu atmosferu ulaze znatno ma-njim brzinama i u manjem broju, nego jutarnji meteori, što je pos-ljedica rotacije i revolucije Zemlje pa je stoga, općenito, više meteora vidljivo u jutarnjim satima. Prem-da je većina meteoroida male ma-se(najmanji su tzv. mikrometeoro-idi, koji su veličine zrnca pijeska, promjera do 10–4 cm), ova tijela imaju, uslijed svoje velike brzine, značajnu kinetičku energiju. Naglim usporavanjem meteoroida u Zemljinoj atmosferi, kinetička energija prelazi u toplinsku (zagrijavanje meteoroida, uslijed čega on može i potpuno izgorjeti) i svjetlosnu (uslijed velike brzine meteoroida u prostoru ispred nje-ga zrak se zgušnjava i grije do temperature od nekoliko tisuća stupnjeva, što dovodi do ionizacije. Rekombinacijom, u kojoj ionizirani atom prihvaća izgubljeni elektron, a također i prelaskom pobuđenih atoma u niže energetsko stanje, nastaje svjetlost). Pro-ces je energetski vrlo izdašan; usporavanje meteoroida u Zemljinoj atmosferi i pret-

U jutarnjim se satima može opažati više meteora nego u večernjim satima. Razlog je Zemljino gibanje. Na-

ime, “večernji” meteoroidi trebaju prestići brzinu Zemljine revolucije i rotacije. Tako oni ulaze u Zem-ljinu atmosferu u manjem broju i gibaju se u atmos-

feri u prosjeku sporije nego jutarnji meteori.

40

vorba kinetičke energije u toplinsku, odvijaju se vrlo brzo pa se nastala svjetlost može opažati iz velikih udaljenosti (većina meteoroida sagorijeva u visinama od 80 do 100 km). Uslijed ionizacije okolnog plina, meteore je moguće i detektirati radarski (radi-o-valovima). Najčešće opažani meteori imaju trajanje do nekoliko sekundi. Tipični sjajniji meteori imaju sjaj usporediv sa sjajnijim zvijezdama, a duljina im je obično više desetaka stupnjeva. Posebno su impresivne pojave vrlo sjajnih meteora, koji se nazivaju bolidi. Prividnog su sjaja većeg od Venere, a poneki mogu biti sjajniji od pu-nog Mjeseca pa se ponekad opaze i danju. Kako se radi o većim tijelima, ona obično ne uspiju potpuno sagorjeti u atmosferi pa padnu na Zemlju. Stoga je opažanjem boli-da moguće odrediti mjesto njegova eventualnog pada. Mikrometeoroidi, zbog svojih malih dimenzija, ne “sagorijevaju” u atmosferi, nego se uspore i talože na Zemlju po-put prašine.

Ovisno o tipu tla meteorit može, udari li u tvrdu stijenu, napraviti krater i ispariti, dok u slučaju mekšeg tla (sloj zemlje) dolazi do ukapanja meteorita (manji meteoriti pri tome se mogu ukopati nekoliko metara, a da na površini ostave jedva primjetnu rupu). Veći meteoriti stvaraju kratere poput onih na Mjesecu. Jedan od najpoznatijih zemaljskih kratera meteoritskog porijekla je Barringerov krater u Arizoni (Diablov kanjon). Promjera je 1300 m i dubine 173 m, a rubovi se izdižu 40-50 m iznad platoa. Geološka ispitivanja su pokazala da je nastao padom meteorita od 2 milijuna tona i to prije 25 000 godina (kinetička energija ovog posljednjeg velikog meteoroida odgova-rala je energiji 30-megatonske hidrogenske bombe!). Pretpostavlja se da je Zemlja tijekom svog razvitka (a posebno u svojoj ranijoj povijesti) doživjela brojne udare me-teoroidnih i planetoidnih tijela. Udarima masivnijih tijela Zemlja je bila izložena u svojoj veoma ranoj povijesti, prije nekih četiri milijarde godina. U tim procesima naj-vjerojatnije su nastali “udarni bazeni” ispunjeni lavom, a koje su kasnije prekrili oce-ani. Geološka aktivnost prekrila je kratere i karakteristične reljefne oblike koje su u-dari meteoroida ostavili na Zemljinoj površini. Stoga je danas teško prepoznati i otkri-ti mjesta pada velikih meteorita. Veliki krater promjera 100 km nalazi se nedaleko od jugoistočnog dijela poluotoka Tajmir (u Sibiru). U Njemačkoj, pokraj grada Nördlingena otkriven je krater promjera 24 km. U razotkrivanju karakterističnih udar-nih reljefa pomažu satelitski snimci Zemljine površine. Poznat je satelitski snimak (iz Landsat-satelita) jezera kružnog oblika koje obilježava obrise Manicuagan kratera u Kanadi nastalog udarom meteorita pred 210 milijuna godina. Promjer kratera je oko 60 kilometara. Najpoznatiji recentni slučaj svakako je “Sibirski meteorit”, koji je 30. lipnja 1908. godine u silovitom udaru potpuno uništio tajgu u polumjeru od 80km. Ostaci “Sibirskog meteorita” još nisu pronađeni, tako da je ovaj događaj još uvijek tajna i izazov brojnim istraživačima. Udari većih meteorita ili čak planetoida u naš planet mogući su i danas. Spomenimo npr. da je planetoid Hermes 1937. godine pro-šao na svega 600 000 km od našeg planeta. Godine 1989. pored Zemlje na udaljenosti od 800 000 km prošao je kamen promjera 1km i mase milijardu tona. primijećen je tek dan nakon što je projurio pored Zemlje brzinom od 21 km/s. Najveći sačuvani me-teorit je “Hoba West” u Namibiji (ima masu 50 tona). U New Yorku se čuva meteorit mase 34 tone koji je pronađen na Greenlandu. Meteoroidi na Zemlju padaju svakod-nevno. Većina ih je male mase, no ipak Zemlja dnevno dobije na masi 1 000 do

41

10 000 tona. Premda ova brojka izgleda ogromna, uspoređena s masom Zemlje, ona je gotovo zanemariva (za milijun godina masa Zemlje se na ovaj način poveća za svega 0.00000004%). Premda su padovi većih meteoroida na površinu Zemlje relativno ri-jetki, bilo je nekoliko slučajeva da meteorit pogodi čovjeka. Tako je 16. veljače 1827. godine u Mhow-u (Indija) meteorit pogodio jednog muškarca, a 30. studenog 1954. godine meteorit je u Sylacaugi (Alabama) ranio jednu ženu dok je spavala u krevetu. Svake godine u prosjeku desetak kuća je oštećeno udarom meteorita prosječne mase od 1 kg, a zabilježeni su slučajevi udara meteorita u životinje, automobile pa čak i u poštanski sandučić (10. prosinca 1984, Claxton, Georgia)!

Za nas je zanimljiv slučaj meteorita poznatog kao Zagrebačko željezo, koji je 26. svibnja 1751. godine pao kod mjesta Hraščine u Hrvatskom Zagorju. Meteorit se za-bio u zemlju i izvađena su dva metalna komada, jedan mase oko 40 kg, a drugi mase oko 9 kg. Čuvaju se u bečkom Prirodoslovnom muzeju. Polirana pločica od tog mete-orita (mase svega 0.56 g) nalazi se i u zagrebačkom Prirodoslovnom muzeju. Tadašnji ravnatelj tvornice porculana u Beču A. Widmannstätten ispitao je Zagrebačko željezo (ili tzv. Hraščinski meteorit) na način da je izbrusio i polirao jednu pločicu meteorita i podvrgao je visokoj temperaturi. Tada su nastale pravilne šare (tzv. Widmannstättenove linije) koje i danas predstavljaju jedan od načina dokazivanja me-teoritskog porijekla željeznih meteorita. Prema porijeklu meteoroidi se općenito mogu svrstati u dvije skupine. Prvu čine oni nastali raspadom kometa. Sastoje se od sitnih čestica i leda pa ne mogu stići do površine Zemlje - “ispare” u atmosferi. Druga sku-pina je asteroidnog porijekla. Kompaktniji su i mogu biti većih dimenzija. Meteoriti se mogu razvrstati i prema strukturi i sastavu, a također i prema starosti (koja se odre-đuje radioaktivnim metodama). Premda u strukturu meteorita nećemo detaljnije ulazi-ti, važno je naglasiti da su meteoriti jedina svemirska tijela (uz kamenje doneseno s Mjeseca) koja se neposredno analiziraju na Zemlji. Istraživanje njihove strukture izu-zetno je značajno za postavljanje kozmoloških modela Sunčeva sustava.

Promatranje meteora posebno je zanimljivo za astronome amatere. Opažanja se obavljaju obično vizualno - prostim okom, a ponekad se, radi promatranja slabo sjaj-nih meteora, može koristiti i teleskop (većeg vidnog polja). Fotografskim tehnikama, pri čemu se ispred objektiva aparata postavlja rotirajući zatvarač poznate kutne brzine, moguće je mjeriti brzine meteora. Obavljaju li se istovremeno opažanja iz dvaju mjes-ta (udaljenih od 50 do 100 km), moguće je odrediti i visine meteora. Upotrebom op-tičke prizme snimaju se i spektri sjajnijih meteora, na temelju čega zaključujemo o mehanizmu zračenja svjetlosti. Posebno su korisna radarska promatranja meteora. U posljednje vrijeme, zastupljenost meteoroida u okolini Zemlje istražuje se i pomoću letjelica. Iz poznate zastupljenosti moguće je izračunati vjerojatnost staza letjelice s meteoroidom. Tako je npr., prema jednom računu, vjerojatnost staza sonde Apolla za desetodnevnog putovanja sa meteoroidom jednaka jedinici, za slučaj kada je masa meteoroida 0.01 mg; trag od udara na aluminijskoj oplati bio bi dubok pola milimetra.

Meteoroidi potoka, koji se gibaju uzajamno paralelno, za opažača na Zemlji privi-dno izlaze iz jedne točke neba (radijanta).

Kod amaterskih opažanja sustavno se istražuju meteorski potoci. Oni su vezani uz raspad kometa. Naime, pri raspadu kometa prvo se formira meteoroidski oblak, koji

42

se sastoji od zgusnutih čestica koje zauzimaju mjesto gdje se nalazila ili još uvijek nalazi glava kometa. Kada Zemlja, u svom gibanju oko Sunca, uđe u takav oblak opa-ža se pojava meteorskog pljuska. Vremenom se meteoroidski oblak raspršuje po stazi kometa, zauzimajući prostor debeo oko milijun kilometara (meteoroidsko vlakno). Prolaz Zemlje kroz meteoroidsko vlakno traje manje od jednog dana. Uslijed gravita-cijskih utjecaja planeta i Sunčeva zračenja, meteoroidsko vlakno se povećava, stvara-jući meteoroidski potok. Prolaz Zemlje kroz meteoroidski potok traje nekoliko dana.

Tablica 2. Najaktivniji meteorski potoci koordinate radijanta Ime potoka

a (°) d (°) datum

maksimuma satna

frekvencija QUADRANTIDI 232 50 3.I 35

LYRIDI 272 34 22.IV 12 ETA AQUARIDI 336 –1 5.V 15

DELTA AQUARIDI 339 –16 28.VII 20 PERSEIDI 46 58 12.VIII 50 ORIONIDI 95 15 22.X 25 S TAURIDI 53 14 6.XI 15 N TAURIDI 57 22 10.XI 5

LEONIDI 153 22 17.XI 12 GEMINIDI 113 33 13.XII 60

URSIDI 217 76 22.XII 5

Za amaterska opažanja upravo su interesantni meteoroidski potoci, čije staze Zem-

lja svake godine siječe u isto vrijeme, pa se unaprijed zna vrijeme za njihovo opaža-nje. Uslijed perspektive, meteori potoka prividno izlaze iz jedne točke nebeske sfere (naime, meteoroidi pripadaju jednoj skupini i gibaju se paralelno), koja se naziva radi-jant. Meteor, koji se giba prema opažaču, naziva se stacionarni i izgleda poput zvijez-de koja je na trenutak zasjala. Ime potoka i roja vezano je uz zviježđe gdje se nalazi radijant. Za razliku od meteoroida, koji se gibaju u skupinama, postoje “usamljeni” meteori koji se nazivaju sporadični (pri opažanju meteorskih potoka njih ćemo razli-kovati po tome što općenito prividno ne izlaze iz radijanta). U priloženoj tablici dan je popis poznatijih potoka s njihovim osnovnim karakteristikama.

3.5. Jupiterova skupina planeta

3.5.1. Jupiter

Najveći planet Sunčeva sustava. Ima gustu atmosferu s izraženim prugama paralelnim ekvatoru. Uočava se i velika crvena pjega. Kao i kod ostalih vanjskih planeta i Jupite-rova je atmosfera pretežno građena od vodika i helija, a zastupljeni su i spojevi poput metana, amonijaka, vodene pare i sl. Prosječna temperatura je oko –130°C. Jupiter zrači više energije nego što prima od Sunca, što je uvjetovano gravitacijskim sažima-njem kao izvorom energije (potencijalna energija gravitacijskog polja sažimanjem prelazi u unutarnju energiju). Tlak u unutrašnjosti Jupitera dostiže više od desetaka milijuna bara. Stoga se pretpostavlja da najveći dio Jupiterove unutrašnjosti čini teku-ći metalni vodik. Jako magnetsko polje potječe od strujanja u tekućem metalnom vo-

43

diku. U atmosferi iznosi oko 10–3 T. Magnetska je os priklonjena za 11° prema rota-cijskoj.

Jupiter ima 28 poznatih satelita i slabo sjajni prsten. Io, Europa, Ganimed i Kalisto vide se običnim dalekozorom. Otkrio ih je Galilei. Ganimed (s dijametrom od 5262 km) je najveći planetni satelit u Sunčevom sustavu. Od satelita je osobit Io koji pokazuje najintenzivniju vulkansku aktiv-nost od svih tijela u Sunčevom sustavu. Istraživanja “iz blizine” Jupitera (kao i Saturna, Urana i Neptuna) prove-dena su letjelicama (Pioneer, Voyager). Jupiter je istraži-van i pomoću svemirske sonde Galileo.

3.5.2. Saturn

Osobit po svom sjajnom prstenu koji se vidi manjim teleskopom. Prsten je otkrio C. Huygens 1659. go-dine. Brzina rotacije Saturnovih prstena određena je Dopplerovim efektom (prvi je to učinio američki astronom James Edward Keeler, 1895.g.) na temelju čega je pokazano da je vrtnja u skladu s Keplerovim zakonima, što znači da se radi o skupu nezavisnih čestica. U prstenu se uočavaju pukotine, od kojih je najveća vidljiva osrednjim teleskopima (Cassinijeva

pukotina). Prosječna temperatura na Saturnu iznosi oko –170°C. Saturn zrači nešto više energije nego što je prima od Sunca. Jezgra ovog planeta najvjerojatnije je sači-njena od stijenja i leda, dok je plašt vjerojatno građen od molekulskog tekućeg vodi-ka. Pretpostavlja se da je prostor između plašta i jezgre ispunjen tekućim metalnim vodikom. Magnetsko polje Saturna nešto je slabije od Zemljinog, ali je dosta prostra-no. Magnetska os praktički se podudara s rotacijskom. Otkriveno je 30 Saturnovih satelita. Titan je jedan od rijetkih planetnih satelita koji (uz Jupiterov Io i Neptunov Triton) ima relativno gustu atmosferu. Dijametra je 5 150 km. Saturnovi sateliti, kao i većina ostalih satelita vanjskih planeta, pretežito su prekriveni ledom.

3.5.3. Uran

Planet Uran otkrio je W. Herschel 1781. godine. Atmosferu U-rana čine smrznute tvari (led, amonijak, metan) i plinovi. Atmo-sfera je prozirna do većih dubina, gdje se opažaju oblaci s krista-lima metana. Uslijed raspršenja i apsorpcije Sunčeve svjetlosti na metanu, Uran pokazuje zelenkasto-modrikastu boju. Tempe-ratura u vanjskim slojevima atmosfere opada do –220°C, dok je u nekim slojevima izmjerena viša temperatura (–173°C). Jezgra

Urana je najvjerojatnije stjenovita. Magnetsko je polje po jakosti slično Zemljinom, ali je znatno nakošeno u odnosu na os rotacije. Slično je i Neptunovo magnetsko po-lje. Poznato je 20 Uranovih satelita, a otkriven je i sustav prstena. Od satelita se ističe

44

Miranda, na kojoj su zastupljene najraznolikije geološke strukture koje postoje u Sun-čevom sustavu.

3.5.4. Neptun

Postojanje Neptuna predviđeno je računskim putem. Neptun je opažački otkriven 1846. godine (Johann Gottfried Galle i Heinrich d'Arrest), premda je opa-žan i nekoliko puta prije nego što je prepoznat kao planet. Tako je položaj Neptuna (ne znajući da se radi o planetu) zabilježio još Galileo, 27.01.1613. godine za vrijeme motrenja Jupiterovih satelita. Tada su Jupiter i Neptun bili u konjunkciji. Kutna udalje-nost između njih iznosila je svega 17 prividnih Jupi-terovih polumjera. Neptun zrači 2.4 puta više energi-

je nego što je prima od Sunca. Atmosfera je plavkaste boje (uslijed raspršenja Sunče-ve svjetlosti i apsorpcije crvene komponente u plinu metanu). Uočava se velika tamna pjega i visoki srebrnasti “cirusi”, oblaci od ledenih kristala metana. Neptun ima veo-ma dinamičnu atmosferu s najvećim brzinama vjetrova od svih planeta (brzine dostižu 400m/s). Magnetsko polje Neptuna je relativno slabo (najvjerojatnije je potaknuto potpovršinskim strujama) i priklonjeno je pod kutem od oko 50° u odnosu na os rota-cije planeta. Poznato je 8 Neptunovih satelita i nekoliko prstena. Sateliti Triton i Ne-reid otkriveni su teleskopom. Temperatura površine Tritona dostiže vrijednost od sve-ga –236°C. Na Tritonovoj južnoj polutki uočava se polarna kapa od smrznutog dušika i metana na kojoj se vide tamne pjege najvjerojatnije nastale od erupcija tekućeg du-šika iz unutrašnjosti satelita.

3.5.5. Pluton

Postojanje Plutona predviđano je prije njegova otkrića. Opažački je otkriven 1930. godine (C.W. Tombaugh). Poznat je samo jedan Plutonov satelit, koji je nazvan Ha-ron (Charon). S obzirom na veličinu, Haron i Pluton predstavljaju pravi “dvostruki planetni sustav”. Temperatura oba tijela je oko –220°C. Svojom građom Pluton i Ha-ron su sličniji satelitima vanjskih planeta (sadrže mnogo leda i smrznutog metana) nego li jovijanskim planetima. S obzirom na specifičnost njihove staze u gibanju oko Sunca te veličinu i fizički sastav, sustav Pluton-Haron mnogi astronomi ne smatraju planetom Sunčeva sustava. U novije vrijeme mnogi ga smatraju divovskim kometom.

3.6. Kometi

Pojava kometa na nebu oduvijek je pobuđivala posebnu pažnju. Zapisi o kometima stari su gotovo četiri tisućljeća. U antičko doba vjerovalo se da su kometi atmosferske pojave. Takvo tumačenje nalazimo npr. kod Aristotela i Ptolemeja. Godine 1577. T. Brahe navodi da su kometi u najmanje tri puta većoj udaljenosti od Zemlje, nego što je Mjesec. Zaključak je izveo iz činjenice da se promatranim kometima nije uspjela izmjeriti paralaksa. Kada se nalazi u blizini Sunca, komet razvija rep (suprotno usmje-ren u odnosu na Sunce) koji se za neke komete može pružati na nebu u duljini i do

45

više desetaka stupnjeva. Glava kometa sastoji se od razmjerno guste jezgre(građene od tzv. “prljavog leda” , gustoće oko 32 10× kg/m3) i kome (plinovitog omotača iz kojeg se razvija rep), a oko kometa nalazi se vodikova koma (tzv. halo). Kada su da-leko od Sunca, kometi nemaju rep. Vide se kao sićušni magličasti ovalni oblaci, čije se gibanje, u odnosu na zvjezdanu pozadinu, lako ustanovljava uzastopnim noćnim promatranjima. Pomoću svemirske letjelice Giotto snimljena je 1986. godine jezgra Halleyeva kometa. Površina jezgre je potpuno tamna (led u jezgri sadrži ug-ljik-dioksid, amonijak i metan). Približavanjem Suncu jezgra kometa se zagrijava, led prelazi u plinovito stanje (nastaje koma) i uslijed ionizacije počinje zračiti svjetlost. Pod utjecajem Sunčeva zračenja lakše čestice plina tvore kometski rep položen nasup-rot Suncu, dok teže čestice prašine zaostaju na stazi kometa (stoga se mogu ponekad opaziti dvostruki ili višestruki kometski repovi). Hipotezu o strukturi kometskih jez-gara kao aglomerata smrznute prašine i kamenja postavio je još 1949. godine američki astronom Fred Lawrence Whipple.

Određivanjem kometskih staza prvi se praktično bavio E. Halley. Godine 1705., odredio je staze nekolicine kometa, iz podataka dobivenih opažanjima (pri tome se koristio metodom koju mu je ustupio I. Newton). Pokazao je da su staze kometa, opa-žanih 1531, 1607 i 1682, gotovo identične pa je zaključio da se radi o istom nebeskom tije-lu i predvidio da bi se sljedeći put trebalo vi-djeti 1758. godine. Sjajan komet stvarno se pojavio te godine (16 godina nakon Halleyeve smrti) i nazvan je Halleyev komet. Danas je poznat relativno veliki broj kometa. Kometi nose imena otkrivača (prvog koji ga je vidio, ili imena nekoliko ljudi, ukoliko je otkriće uslijedilo nezavisno i vremenski prib-ližno istodobno). Na početku, komet uz ime potencijalnog otkrivača nosi i oznaku godine otkrića, te malo slovo koje ukazuje koji je to po redu otkriveni komet dotične godine (npr. komet Levy 1990c znači da je komet otkriven 1990. godine i da se radi o trećem po redu otkrivenom kometu te godine). Nakon što se odredi staza kometa i pokaže da komet nije od ranije poznat, dobiva, uz ime opažača i godinu otkrića, rimski broj koji označava godišnji redoslijed prolaza perihelom. Npr. 1974 XII znači da je to dvanaes-ti po redu komet, koji je te godine prošao perihelom. Ima kometa koji ne nose imena svojih otkrivača. Radi se o općenito poznatim kometima koji su dobili imena prema osobama koje su odredile njihove staze ili došle do znanstvenih otkrića vezanih uz istraživanje kometa (npr. Halleyev komet, Enckeov komet).

Mnogo kometa otkrili su (i još uvijek otkrivaju!) astronomi amateri. Legendaran je Jean Louis Pons, portir zvjezdarnice u Marseilleu, koji je početkom 19. stoljeća ot-krio 37 kometa i do danas drži rekord u broju otkrivenih kometa. Za astrono-me-amatere potraga za novim kometima svakako je zanimljiva i može biti vrlo uspje-šna, pogotovo ako su atmosferski uvjeti i položaj mjesta opažanja povoljni. Jasno,

Komet Hale-Bopp iz 1997. godine

46

treba imati i odgovarajuću, ali ne i pretjerano skupu, opremu. Međutim, mnoge kome-te otkrili su profesionalni astronomi i to obično slučajno, snimajući velikim telesko-pima pojedina područja neba, u svrhu nekih drugih istraživanja.

Jezgre kometa su tijela male mase i malih dimenzija (promjera do 10 km), dok su koma i rep mnogo većih dimenzija (prosječna je veličina kome od 50 do 100 000 km, dok je rep reda veličine 10 milijuna kilometara), ali znatno manje gustoće. Stoga i prolaz Zemlje kroz rep kometa ne ostavlja posljedice.

Relativno mala masa, koju imaju kometi, razlogom je što na staze ovih tijela jako utječu veliki planeti. Pod gravitacijskim utjecajem velikih planeta, staze kometa mogu se znatno promijeniti. Komet može prijeći iz veće u znatno manju stazu i obrnuto. Staze nekih kometa “zarobljene” su gravitacijskim utjecajem velikih planeta. Tako imamo npr. Jupiterovu porodicu kometa (koja je najbrojnija), Saturnovu, Neptunovu (kojoj pripada Halleyev komet) itd. Poneki od kometa prelaze iz jedne porodice u drugu. Godine 1994. bili smo svjedoci spektakularnog događaja - udara kometa Sho-emaker-Levy9 u planet Jupiter. Zarobljen gravitacijskim poljem masivnog Jupitera, komet se prije pada raspao u 21 fragment, koji su brzinom od 60 km/s udarili u Jupiter izazvavši veoma jake eksplozije. Tragovi kometskog udara u atmosferi Jupitera mogli su se vidjeti i manjim teleskopima.

Premda su staze kometa vrlo raznolike (raznih ekscentriciteta, perioda ophoda, in-klinacija i smjerova gibanja - direktnih i retrogradnih), ipak postoji klasifikacija ko-meta prema elementima njihovih staza. Danas se kometi općenito dijele u četiri sku-pine:

1) Kratkoperiodični kometi s periodom manjim od 200 godina. Veći-nom se gibaju u istom smjeru kao i planeti Sunčeva sustava. Staze su im relativno malo otklonjene od ravnine ekliptike ( 15i °? ), s afelima u blizini velikih planeta (po-rodice kometa) ili čak u ne-posrednoj blizini Sunca.

2) Dugoperiodični kometi s periodom većim od 200 go-dina. Općenito imaju razne vrijednosti inklinacija. Prib-ližno je jednaka zastuplje-nost kometa s direktnim i re-trogradnim gibanjima. Eks-centricitet staza im je rela-tivno velik.

3) Kometi kojima je ekscentri-citet staze blizak jedinici. Staze ovih kometa vrlo su izdužene elipse. U granič-nom slučaju 1e = , radi se o parabolama.

4) Kometi s hiperboličnim sta-

Većina kometa dolazi iz Oortovog oblaka čija je udaljenost od Sunca reda veličine jedne svjetlo-

sne godine.

47

zama . Za 1e > staza je hiperbola. Parabole i hiperbole su za razliku od elipse, otvorene krivulje. Tijelo koje se giba

po paraboli ili hiperboli napušta Sunčev sustav. Staze kometa prelaze u parabole ili hiperbole uslijed gravitacijskih utjecaja velikih planeta Sunčeva sustava. Kometi čije su staze parabole ili hiperbole možemo nazvati neperiodičnim kometima.

Ipak, bitno je naglasiti da nisu otkriveni kometi s ekscentricitetom staza znatno većim od jedinice (najveći danas poznati ekscentricitet ima komet Sandage 1972 IX, ( 1.006e = ). Podatke o elementima staza kratkoperiodičnih kometa donose astronom-ski godišnjaci, dok se podaci o novootkrivenim kometima objavljuju u astronomskim cirkularima ili časopisima. Možemo spomenuti da postoji i klasifikacija kometa (u petnaest skupina) prema sličnosti elemenata njihovih staza. Tako npr. kometi iz sku-pine koja nosi oznaku “M”, imaju toliko izdužene staze da im se perihel nalazi u sa-moj blizini Sunca, dok im je afel nekoliko stotina astronomskih jedinica daleko od Sunca. Poznati predstavnik ove skupine je komet Ikeya-Seki. Nasuprot tome, ima kometa čija je staza malo izdužena. Npr. komet Schwassmann-Wachmann 1 ima go-tovo kružnu stazu ( 0.1e = ; 6.1a = a.j.), vrlo sličnu stazama asteroida. Komet s naj-kraćim do sada poznatim periodom od 3.3 godine je Enckeov komet.

Na svom putu oko Sunca kometi gube masu, što se uočava u slabljenju sjaja u na-rednim pojavljivanjima periodičkih kometa (primjer je Enckeov komet kod kojeg je primijećen pad prividne veličine za jednu zvjezdanu veličinu tijekom jednog stoljeća). Opažani su i raspadi kometa. Prvi raspad je primijećen kod kometa Biella 1846 II, ko-ji se raspao na dva dijela. Godine 1872. raspadnuti komet je trebao proći točkom, u kojoj se njegova staza križa sa stazom Zemlje. Pri prolazu Zemlje tom točkom opažan je veliki broj meteora pa je pretpostavljeno da se dio sadržaja kometa razasuo njego-vom stazom, tvoreći sitne meteoroidske čestice. Kasnije je pokazano da su mnogi me-teorski potoci povezani s raspadom određenih kometa (talijanski astronom Giovanni Virgino Schiaparelli izračunao je stazu kojom se giba meteorski potok Perzeidi i po-kazao da istu stazu ima komet 1862 III; slična je veza meteorskog roja Leonidi i Tempelova kometa). Do danas je primijećeno oko dvadesetak raspada kometa. Očito je da periodički kometi stalno gube dio svoje mase i da je za očekivati da oni vreme-nom “nestaju” (od kometa preostane kruta i mala jezgra, koja se ne može uočiti sa Zemlje). Pretpostavlja se da kometi ne “žive” duže od desetak tisuća godina. Stoga je pretpostavljeno da postoji područje iz kojeg dolaze novi kometi. Prema hipotezi koju je postavio John Hendrik Oort većina kometa giba se u kometskom oblaku (tzv. Oor-tov oblak) koji je na udaljenosti reda veličine jedne svjetlosne godine. Uslijed izvjes-nih poremećaja (utjecaj bližih zvijezda, prolaz Sunčeva sustava kroz oblak međuzvje-zdane materije i sl.), poneki od kometa “oslobađaju” se od Oortova oblaka i zalaze duboko u Sunčev sustav, gdje mogu biti “zarobljeni” gravitacijskim poljem tijela Sunčeva sustava ili pak “izbačeni” daleko u svemir. Oortova hipoteza o oblaku kome-ta našla je potvrdu u nedavnim otkrićima sličnih kometskih oblaka oko nekih bližih zvijezda (npr. Vege).

48

3.7. Planeti drugih zvijezda

U svom djelu “De l’infinito universo e mondi”, objavljenom 1584. godine, Giordano Bruno je napisao: “Postoji bezbroj sunaca i bezbroj zemalja koje obilaze oko njih na isti način kao što čini sedam planeta našeg sustava. Mi vidimo samo sunca zato što su veća tijela i sjajnija, dok njihovi planeti ostaju nevidljivi zbog njihove male veličine i slabog sjaja. Bezbrojni svjetovi u svemiru nisu ništa lošiji i slabije nastanjeni nego li naša Zemlja.”

Te su zamisli potvrđene tek četiri stoljeća kasnije. Otkrivanje planeta drugih zvi-jezda (ekstrasolarnih planeta) većinom se temelji na posrednim metodama. Mnogo prije nego što su otkriveni ekstrasolarni planeti, astronomi su primjenjivali astromet-rijska, spektroskopska ili fotometrijska mjerenja u pronalaženju dvostrukih sustava zvijezda kod kojih se jedna (slabije sjajna) komponenta sustava ne može neposredno vidjeti. Neke od metoda koje se danas koriste i koje se temelje na posrednom opaža-nju su: astrometrijska metoda, metoda radijalnih brzina, pomrčinska (fotometrijska) metoda, metoda mikrofokusiranja, te metoda detekcije planeta temeljena na pravilnos-ti pulseva pulsara. No, najzanimljivija i znanstveno najvrednija metoda otkrivanja ek-strasolarnih planeta je nji-hovo neposredno opaža-nje. Metodom radijalnih brzina, npr., znanstvenici su otkrili da zvijezda 51 Pegaza ima nevidljivog pratioca mase reda veliči-ne mase Jupitera. Taj pla-net obilazi oko zvijezde za svega 4.2 dana i nalazi se na udaljenosti od zvijezde jednakoj 0.05 astronom-skih jedinica. Planet je bli-ži zvijezdi nego li je Mer-kur Suncu.

Prvi ekstrasolarni pla-neti koji kruže oko zvijez-da sličnih Suncu, otkriveni su prije šest godina. Otada je otkriveno 80 novih ekstraso-larnih planeta. Nakon otkrića prvog sustava sličnog našem Sunčevom sustavu, astro-nomi su otkrili još tri nova planeta. Sva tri planeta okreću se oko svojih roditeljskih zvijezda po približno kružnim orbitama i na udaljenostima usporedivim sa udaljenos-tima Zemlje i Marsa od Sunca. Većina planetarnih sistema koji su otkriveni, izgledaju poput vrlo dalekih “rođaka” našeg Sunčevog sustava. U novije vrijeme su otkriveni takvi planetarni sustavi koje bi se moglo nazvati “bratićima” ili “sestričnama” našeg Sunčevog sustava, a za nekoliko godina, astronomi se nadaju da će pronaći sustave koji bi mogli biti “brat” ili “sestra” našeg Sunčevog sustava.

Umjetnička vizija zore na ledenoj planeti sistema Lalande 21185

49

Jedan od planeta, koji će eventualno biti otkriven u “zoni prebivanja”, tj. životnoj zoni u kojoj je moguća stabilnost tekuće vode, možda će u dalekoj budućnosti našoj civilizaciji biti samo jedno od mogućih održivih životnih utočišta.

3.8. Praktični rad

Promatranje planeta Jupitera i Saturna, te njihovih satelita (mjeseci).

LITERATURA: [15] Vladis Vujnović, Astronomija za učenike osnovne škole, ELEMENT, Zagreb,

1997.

[16] Vladis Vujnović, Astronomija 1, Školska knjiga, Zagreb, 1994.

[17] Vladis Vujnović, Astronomija 2, Školska knjiga, Zagreb, 1994.

[18] Čovjek i svemir, Zvjezdarnica Zagreb, Zagrebački astronomski savez, 2000/2001, br. 3

[19] Astronomy, 2002., February

50

4. ZVIJEZDE sa s t av io : Draž en K upec As t r o n om sko d r u š t v o K o p r i v n i c a

4.1. Uvod

Svaki put kad za vedre noći pogled podignemo prema nebu, gotovo sve, manje ili više svijetle točkice koje vidimo, jesu zvijezde. Od davnih vremena one su privlačile pog-led ljudi, fascinirale ih i navodile na razmišljanje. Plijenile su pažnju svojom postojanošću te stoga smatrane nedostižnom i neshvatljivom božanskom sferom.

Razvojem znanosti, pa tako i astronomije, ljudi su sustavnim promatranjem naučili mnogo o privid-nom kretanju nebeskog svoda sa zvijezdama. Prim-jećujući njihov stalni, nepromjenjivi raspored, svrs-tali su ih u zviježđa. Time su olakšali snalaženje u tom zvjezdanom gradu, tijekom čitave godine. Ug-lavnom su zviježđa dobila nazive životinjskih likova ili likova iz priča i mitova, a zadržala su se sve do današnjih vremena.

Među mnogobrojnim, prividno nepomičnim zvi-jezdama, odavno su vrijedni astronomi primijetili nekoliko njih koje se naoko nasumično kreću, nekad brže, a katkad sporije. Sustavnim promatranjem i bilježenjem njihovog putovanja tije-kom godine, zaključili su da je takvih “zvijezda” pet. Nazvali su ih planetima, a što znači “lutalice”. Danas znamo da planeta u Sunčevom sustavu ima devet, ali golim ih je okom moguće vidjeti upravo onih pet odavno poznatih. Stoga njih ne smijemo br-kati sa zvijezdama, iako golim okom gledani izgledaju upravo kao zvijezde.

Ukupan broj zvijezda koje za vrlo vedrih noći i podalje od gradskih svjetala mo-žemo golim okom vidjeti iznosi nekoliko tisuća. Korištenjem nekog optičkog poma-gala, odnosno teleskopa, broj je vidljivih zvijezda neusporedivo veći. No one su toliko udaljene da ih čak i velikim teleskopima možemo vidjeti samo kao manje ili više sjaj-ne točkaste izvore svjetla. Već i letimičnim, nasumičnim pregledom noćnog neba za-mijetit ćemo da se osim svojim sjajem, zvijezde razlikuju i po boji. Ako promatramo golim okom, boje ćemo razabrati samo kod sjajnijih zvijezda, ali kad uporabimo tele-skop ili promotrimo fotografije načinjene dugim ekspozicijama, vidjet ćemo da je ve-liki broj zvijezda raznovrsnih boja. Ovo nas dovodi do sustava klasificiranja svih poz-natih zvijezda.

4.2. Tipovi zvijezda

Znamo da su sve zvijezde vrlo masivne plinovite kugle, koje zrače vlastitom svjetloš-ću. Svima je zajedničko da im je izvor energije u nuklearnim reakcijama koje se odvi-

Osnovni oblik zviježđa Orion (snimka)

51

jaju uglavnom u njihovom središtu. No iza ovako šture definicije krije se raznoliko društvo pojedinih tipova zvijezda. Općenito možemo reći da je osnovna klasifikacija zvijezda načinjena prema temperaturi njihove površine. Pri tom je njihova vidljiva boja direktno vezana upravo uz temperaturu, što nam omogućuje da razabravši boju neke zvijezde brzo možemo zaključiti o njezinoj površinskoj temperaturi. Da bismo to pobliže objasnili, pomoći će nam analogija sa zagrijavanjem nekog metala. Kad ne-kom takvom tijelu dovodimo toplinu, ono će se prvotno zagrijavati bez vidljive prom-jene boje jer tada emitira u okolinu elektromagnetsko zračenje većih valnih duljina. Daljnjim zagrijavanjem prvo će se na površini javiti crvena boja, koja od svih boja iz vidljivog spektra ima najveću valnu duljinu te dakle i najmanju energiju. Nakon ovog početnog crvenog usijanja, boje će se nastavljanjem dovođenja topline mijenjati re-dom preko žute i plave sve do tzv. bijelog usijanja. Slično dakle vrijedi i pri utvrđiva-nju veze između boje i površinske temperature neke zvijezde. Tako kad vidimo da je neka zvijezda crvena, odmah možemo zaključiti da se ubraja u one hladnije. S druge pak strane, bijele ili plave zvijezde su one s visokom površinskom temperaturom, od-nosno takve zvijezde zrače najveće količine energije po jedinici površine.

Razmotrimo sada podjelu zvijezda koja uzima u obzir upravo njihovu površinsku temperaturu. Pojedini tipovi označavaju se tako zbog tradicionalnih razloga velikim slovom abecede. U početku klasifikacije, zvijezde su razvrstane u samo nekoliko sku-pina pa je korišteno i nekoliko slova. Tada se to činilo prikladnim. Kako se proširivalo znanje o zvijezdama i njihovim razlikama, uvođene su dodatne skupine pa tako i nova slova za njihovo označavanje. Tako se došlo do slijedećih osnovnih skupina odnosno tipova zvijezda:

Tablica 3. Tipovi zvijezda Tip površinska temperatura °C zvijezda tipičan primjer W > 80 000 O 40 000–35 000 ζ Puppis B 25 000–12 000 Spica (Spika) A 10 000–8 000 Sirius F 7 500–6 000 Polaris (Sjevernjača)

G divovi: 5 500–4 200 patuljci: 6 000–5 000

Capella (Kapela) Sunce

K divovi: 4 000–3 000 patuljci: 5 000–4 000

Arcturus (Arktur) τ Ceti (tau Ceti, tau Ki-

ta)

M divovi: 3 400 patuljci: 3 000

Betelgeuse (Betelgez) Proxima Centauri

R 2 600 N 2 500 S 2 600

Danas se već i svaka od ovih osnovnih skupina dijeli na podskupine tako da im se

uz slovnu oznaku pridodaje i znamenka od 0 do 9. Iz tablice je vidljivo kako je naše Sunce sasvim obična, prosječna zvijezda patu-

ljak. Općenito se može reći da je upravo takvih zvijezda najviše u našoj galaksiji.

52

4.3. Vrste zvijezda

Razmotrimo sada što znači kad kažemo da je Sunce zvijezda patuljak. Da bismo to objasnili krenimo prvo s općenitim upoznavanjem stvarne prirode zvijezda. Prva i najvažnija karakteristika im je da su sve one plinovite kugle koje sjaje vlastitim sja-jem. Izvor energije su im nuklearne reakcije koje se odvijaju u njihovim dubljim slo-jevima, bliže središtu. Tamo vladaju tlakovi od više milijuna bara, odnosno tlakovi koji su milijunima puta veći od atmosferskog tlaka na površini Zemlje. Pri tom i tem-perature dosižu i po nekoliko desetaka milijuna °C. U tako drastičnim uvjetima ideal-na je prilika za odvijanje nuklearnih reakcija fuzije. Najkraće rečeno fuzija je među-sobno spajanje atoma nekog elementa, odnosno njihovih jezgara, pri čemu nastaju atomi novog elementa. Kod toga se oslobađa velika količina energije, jer se dio mase atoma koji ulaze u interakciju direktno pretvara u energiju. Najjednostavnija, ali i naj-češća fuzija kod zvijezda, jest ona u kojoj spajanjem jezgara vodika nastaje jezgra atoma helija. U toj nuklearnoj reakciji približno oko 0.7% ulazne mase pretvori se u energiju. Upravo se to stalno, već nekoliko milijardi godina, događa na našem Suncu. U ovom trenutku procijenjeni je sastav Sunca takav da čak oko 71% predstavlja vodik, gotovo 27% helij, a samo oko 2% svi ostali prisutni elementi. Svake pak sekunde negdje u unutrašnjosti Sunca u nuklearne fuzijske reak-cije ulazi oko 600 milijuna tona vodika, od kojih se u energiju pret-vori oko 4 milijuna tona. Koliko god nam se ove brojke činile veli-kima, ipak nema opasnosti da bi Suncu uskoro moglo ponestati gori-va. Može se proračunati da će jednako postojano sjajiti još nekih 5 milijardi godina, trošeći svoje velike zalihe vodika. No i kad vodik u dalekoj budućnosti konačno bude gotovo sasvim potrošen, Sunce se neće ugasiti. Fu-zija će se nastaviti, a gorivo će postati helij. Nakon njega, fuzija će se nastaviti sa sve težim elementima i tako sve do željeza, ali sa sve manje oslobođene energije. Nakon toga fuzija će se zaustaviti, jer za daljnje nuklearne reakcije u kojima bi se spajale je-zgre atoma željeza bilo bi potrebno dovoditi energiju. Kako se budu izmjenjivale faze u kojima će nuklearno gorivo biti sve teži i teži elementi, tako će Sunce pulsirati u sve kraćim razdobljima, kao zvijezda crveni div. Pri tom bi se njegov obujam mogao toli-ko povećati da se Merkur, Venera i Zemlja, a možda čak i Mars, nađu unutar njega. Na kraju svojeg aktivnog života Sunce će u Svemir odbaciti veliki dio svoje mase, a preostala će masa formirati tijelo relativno malog volumena no velike mase, odnosno gustoće. Bit će to tzv. zvijezda bijeli patuljak, koja će se polako hladiti. Sjaj će joj pri tom polako postajati sve slabiji te će vjerojatno završiti kao hladna i teško zamjet-ljiva zvijezda smeđi patuljak. Pretpostavlja se da u galaksiji postoji veliki broj ovak-vih smeđih patuljaka, a neki od njih otkriveni su pomoću velikih teleskopa.

Sunce je jedna obična i prosječna zvijezda u našoj galaksiji - Mliječnoj stazi. Svrs-tano je u skupinu tzv. žutih patuljaka i ničim se posebno ne razlikuje od velikog mnoštva sličnih zvijezda u galaksiji. Karakteristika im je upravo da su to tzv. zvijezde glavnog niza, koje relativno mirno i postojano sjaje više milijardi godina. Pored ovih postoji još nekoliko tipova zvijezda, koje su ponekad vrlo specifične. Tako su tu već spomenuti bijeli i smeđi patuljci, a njima možemo pridodati i crvene patuljke. Sve

Naše Sunce u usporedbi sa crvenim pa-

tuljkom

53

su ovo male i ne odviše atraktivne zvijezde, koje uglavnom život završavaju tako da se postupno mirno ugase i ohlade.

No što reći o zvijezdama divovima koje mogu biti uistinu spek-takularne. Takvi su divovi najčešće bijele ili plave boje. Masom na-dmašuju naše Sunce od nekoliko puta pa čak i do više desetaka puta. U njihovom središtu vladaju nezamislivo veliki tlakovi i temperatu-re. Zanimljivo je pri tom da je upravo to razlogom što takve zvijezde svoje zalihe nuklearnog goriva troše neusporedivo brže od prosječ-nih zvijezda te im sjaj može biti i do nekoliko stotina tisuća puta ve-ći od sjaja našeg Sunca. Posljedica je međutim da je njihov životni vijek vrlo kratak u usporedbi s običnim zvijezdama, tako da najma-

sivnije zvijezde potraju samo nekoliko milijuna godina. No završetak njihovog aktiv-nog postojanja često je vrlo atraktivan pa i spektaku-laran, u eksplozijama nezamislivo velikih energija. Tako će zvijezde čija je masa do nekoliko puta veća od Sunčeve, završiti u eksploziji koja će ih učiniti neusporedivo sjajnijima za kratko vrijeme, a nazi-vamo ih nove (novae) zvijezde. Ovakvo su ime do-bile zato što se astronomima u prošlosti činilo kao da je na nebu zasjala nova zvijezda na mjestu gdje je prije nije bilo. Tek je u novije vrijeme razjašnjeno da se radi o eksploziji zvijezda koje su često toliko udaljene da ih se ne zamjećuje za njihovog normal-nog sjaja. No svakako je još dojmljivija sudbina onih najmasivnijih zvijezda. Nakon njihovog vrlo kratkog i burnog života, tlakovi koji nastaju završnim gravitacijskim kolapsom izazovu gigantsku eksploziju pri kojoj takva jedna zvijezda može kratkot-rajno zasjati sjajem usporedivim sa sjajem čitavih galaksija. Stoga su one dobile sas-vim opravdano ime – supernove. U eksploziji one u svemir odbacuju veliki dio svoje mase, no ono što od njih ostane često završava na neobičan način. Završno gravitacij-sko sažimanje proizvodi tlakove dovoljne da elektrone utisne u jezgre atoma pa tako nastane tzv. neutronska zvijezda. Ona je vrlo malog volumena, npr. svega desetak kilometara u promjeru. No zbog i dalje velike mase, gustoća materijala od kojeg se sastoji je toliko velika da bi omanja šalica ispunjena njime težila i do nekoliko mili-

jardi tona. Zbog velike brzine rotacije neutronska zvi-jezda često je izvor vrlo brzih bljeskova radio valova. Frekvencija im može biti više tisuća puta u sekundi, što znači da se toliko puta okrenu oko svoje osi. Ova-kvi svojevrsni svemirski svjetionici nazivaju se pul-sari.

U nekim slučajevima masa zvijezde preostale na-kon eksplozije supernove toliko je velika da se gravi-tacijsko sažimanje nastavlja tako snažno da dolazi i do urušavanja strukture jezgre atoma, odnosno neut-rona. Gravitacijsko djelovanje takvog masivnog ob-

Usporedba Sunca i pla-

vog diva

Eksplozija supernove može sja-jem nadjačati čitavu galaktiku

Umjetnička vizija crne jame

54

jekta, sažetog u izuzetno mali volumen, tako je snažno da čak ni svjetlo više ne može s njega pobjeći. Zato on praktično postane nevidljiv za vanjskog promatrača pa je do-bio naziv crna jama ili crna rupa. Ovi su zagonetni objekti vrlo zanimljivi piscima znanstvene fantastike, pogotovo zato što još nismo sigurni kakvi fizikalni zakoni vla-daju unutar prostora djelovanja neke crne jame. Znanstvenici njihovo postojanje po-kušavaju otkriti posredno, jer su crne jame snažni izvor visokoenergetskog zračenja. Radi se o X- ili Röntgenskom zračenju koje ustvari odašilje snažno ubrzana i ionizi-rana materija koja upada u crnu jamu. Stoga se smatra da se u središtu galaksija kriju crne jame, a pretpostavlja se da je jedna smještena i u središtu naše galaksije, Mliječ-ne staze. Procjenjuje se da bi ona mogla imati masu od nekoliko desetaka milijuna Sunčevih masa.

Pored plavih i bijelih divova, postoje i zvijezde crveni divovi. To su često divovi u pravom smislu te riječi. Neki od njih u promjeru su stotinama puta veći od Sunca, a najčešće su ustvari faza koja prethodi njihovom eksplozivnom završetku postojanja,

npr. kao supernova. Takva njihova veličina razlog je što su toliko sjajne, unatoč relativno niskoj površinskoj temperaturi. Na našem noćnom nebu moguće je vidjeti nekoliko takvih crvenih divova, koji očito prolaze kroz posljednje faze svojeg života. Predstoji im eksplozivni završetak, a kad bi neka od relativno bliskih takvih zvi-jezda sada doživjela takvu sudbinu, njezin bi sjaj kao supernove bio tolik da bi bila vidljiva i usred dana.

Ono što je zanimljivo jest da će u dalekoj budućnosti, tj. za ne-koliko milijardi godina, donekle sličnu sudbinu doživjeti i Sunce, premda znatno manje spektakularnu. Naime kad zvijezda prosječne mase potroši glavninu svojeg nuklearnog goriva, tada ulazi u pos-ljednju fazu svojeg života. Volumen joj se višestruko poveća, tako

da će promjer Sunca u toj fazi vjerojatno biti toliki da obuhvati Zemljinu, a možda čak i Marsovu orbitu. Zemlja će se tada praktično nalaziti unutar vrlo razrijeđene plinovite mase Sunca. Površinska temperatura takve zvijezde znatno je niža u usporedbi s onom kod normalne zvi-jezde, no ukupna joj je površina sada toliko velika da zrači enormne količine energije. Pri tom ciklički pul-sira u svojem promjeru, u sve kraćim razdobljima. U završnoj erupciji energije oslobođene u središtu, ona odbacuje veliki dio svoje mase u okolni prostor. Primjer za to su neke od tzv. planetnih maglica, koje su ustvari upravo takav jedan plinovit oblak odbačen od umiruće zvijezde. Ono što je od nje preostalo nas-tavit će mirno postojati kao bijeli, crveni ili na kraju smeđi patuljak.

4.4. Nastanak zvijezda

Znamo da su zvijezde smještene u svojevrsnim svemirskim gradovima – galaksijama ili galaktikama. U vidljivom dijelu svemira njihov se broj mjeri u milijardama, kao i

Odnos veliči-ne Sunca i

crvenog diva

Jedna od stotina milijardi galak-sija u Svemiru

55

broj zvijezda unutar svake od njih. Tako i u našoj galaksiji Mliječnoj stazi ima vjero-jatno između 100 i 200 milijardi zvijezda. Velika većina njih smještena je u središtu te u spiralnim krakovima galaksije u obliku diska, koji se stalno okreće oko svoje osi. Oko ovog osnovnog diska razbacani su brojni tzv. kuglasti skupovi zvijezda. Dio ukupne mase galaksije predstavlja tzv. nevidljiva masa, odnosno ona koju ne možemo zapaziti promatranjem u vidljivom i bliskim dijelovima spektra zračenja. U među-zvjezdanom prostoru još uvijek je mnogo oblaka plinova i prašine, nejednoliko raspo-ređenih.

Upravo iz takvih oblaka plinova i prašine nastaju zvijezde, dakle i naše Sunce. U takvom velikom oblaku plina najčešće znatno prev-ladava vodik, ima nešto helija i vrlo malo težih ele-menata. Kad u njegovoj relativnoj blizini prođe neka masivna zvijezda ili se npr. dogodi eksplozija super-nove, ovaj plinoviti oblak navede se na okretanje i postupno sažimanje. Kako se sve više mase nakuplja u manjem volumenu, tako raste gravitacijsko privla-čenje pa dolazi do sve bržeg sažimanja materije. Pri tom naravno rastu temperatura i tlakovi, sve do razi-ne kada započnu nuklearne reakcije između jezgara vodika, odnosno započinje fuzija. Kažemo da je zvi-jezda rođena! Vidjeli smo već da će njezin životni vijek ovisiti direktno o ukupnoj raspoloživoj količini

nuklearnog goriva, a koja pak ovisi o početnoj masi plinovitog oblaka iz kojeg je nastala. Kad zvijezda prosvijetli, velika je mogućnost da će oko nje preos-tati dovoljno materijala za nastanak većeg ili manjeg broja planeta. Barem je tako bilo u slučaju našeg Sunca, a sva je prilika da je to uobičajeno i kod dru-gih zvijezda. Ako za promatranje uporabimo već i mali astronomski teleskop možemo vidjeti upravo neka od mjesta na kojima u oblaku plina i prašine nastaju mlade zvijezde, kao što je to npr. Orionova maglica.

Ako pri svojem nastanku zvijezda utroši veliku većinu plina i prašine koji je bio na raspolaganju, od preostalog materijala mogu se formirati samo neki manji ili veći planeti. Oni veći, kao što je to u Sunčevom sustavu Jupiter, mogli bi se ustvari smatrati neuspjelom zvijezdom. Da je bilo dovoljno materijala na raspolaga-nju, moguće je da bi i Jupiter zasjao vlastitom svjetlošću i postao zvijezdom. Da to nije samo zanimljiva mogućnost, dokazuje veliki broj dvostrukih zvijezda u našoj ga-laksiji, a nisu rijetkost niti trostruki i višestruki sustavi zvijezda. U njima su zvijezde zarobljene međusobnim gravitacijskim utjecajem te se okreću oko nekog zajedničkog centra gravitacije. Dvostruke zvijezde često su vrlo atraktivne za promatranje astro-nomskim teleskopom, posebice kad se radi o onima većeg sjaja i kada su vrlo različi-

M 80, primjer kuglastog zvjez-danog skupa

U gustim oblacima međuzvjez-dane tvari zvijezde nastaju i

danas.

56

tih boja. Spomenimo neke od poznatijih dvostrukih zvijezda: Sirius u zviježđu Veliki pas, Mizar u Velikom medvjedu, Castor u Blizancima, Albireo u Labudu, Izar u zvi-ježđu Volar, Rigel u Orionu.

4.5. Promatranje zvijezda

Za početak, zvijezde se naravno mogu promatrati golim okom. Uostalom na taj način su ljudi promatrali tijekom najvećeg dijela povijesti. U idealnim uvjetima, dakle za potpuno bistre i vedre noći te daleko od ikakvog izvora svjetlosti, golim je okom mo-guće vidjeti otprilike tri tisuće zvijezda. No međutim, u naše moderno doba, gradska svjetla uvelike osvjetljavaju noćno nebo, tako da je u tim uvjetima vidljivo samo ne-koliko stotina najsjajnijih zvijezda.

Promatranje noćnog neba golim okom najbolji je način za učenje položaja pojedi-nih sjajnijih zvijezda, a također i zviježđa. Pri tom će od velike pomoći biti neka od zvjezdanih karata ili pak neki astronomski časopis ili priručnik. Tako uz malo dobro volje i vrlo malo napora, svatko može naučiti “surfanje” nebeskim svodom te prepoz-nati pojedina zviježđa, kao što su npr. svima dobro poznati Veliki i Mali medvjed ili pak zviježđa zodijaka.

Izgled sjevernog neba 15. srpnja krajem sumraka (oko 23 sata po ljetnom vremenu). Dno karte odgovara horizontu a vrh području zenita. Točkicama je označena sredina Kumove Slame (tzv. ga-

laktički ekvator).

57

Zvijezde koje sačinjavaju neko zviježđe, samo su prividno međusobno relativno blizu. Upravo zato su ih ljudi u prošlosti u mislima povezivali, te uz dosta mašte za-mišljali razne likove po kojima su zviježđa dobila imena. No mi danas znamo da su zvijezde na vrlo različitim udaljenostima od nas, a uz to i znatno različitog sjaja. Kad za promatranje uporabimo neko optičko pomagalo, dakle teleskop, zamijetit ćemo ve-liko mnoštvo zvijezda koje golim okom nisu vidljive. Na taj način ustvari vidimo uda-ljenije i manje sjajne zvijezde. Osnovno pravilo pri tom je – što veći promjer telesko-pa, to veći broj zvijezda u njegovom vidnom polju. No koliko god veliki teleskop bio i uz koje god povećanje promatrali, sve zvijezde će uvijek biti samo točkasti izvor svjetla. To nam zorno dokazuje koliko su one zaista udaljene pa čak i one koje su nam najbliži susjedi.

A koje su to nama stvarno najbliže zvijezde? Ko-liko god se to pitanje činilo jednostavnim, nije bilo lako naći odgovor na njega. Sve zvijezde na nebes-kom svodu promatraču sa Zemlje se čine nepomič-nima, odnosno njihov međusobni raspored postoja-nim tijekom vrlo dugog razdoblja. Razlog za to je dakako njihova velika udaljenost od nas, ali kolika je ona stvarno i može li se nekako izmjeriti? Ovo je pitanje dugo vremena mučilo mnoge astronome u prošlosti. Rješenje je pronađeno kad su teleskopi po-stali dovoljno snažni da mogu izmjeriti paralaksu bližih zvijezda. Jednostavno rečeno, paralaksa je kut pod kojim vidimo neki objekt s dva, međusobno do-voljno udaljena mjesta promatranja. Znamo da se Zemlja okreće oko Sunca na prosje-čnoj udaljenosti od 150 milijuna kilometara. To znači da su nasuprotne točke Zemlji-ne putanje međusobno udaljene oko 300 milijuna kilometara. Ovo je već dovoljna u-daljenost da se kod nekih bliskih zvijezda može izmjeriti mali prividni pomak njiho-vog položaja u odnosu na ostale pozadinske zvijezde. Tako astronomi mogu zabilježi-ti točni položaj promatranih zvijezda npr. u proljeće, a zatim ponoviti promatranje 6 mjeseci kasnije. Ako među njima ima onih koje su dovoljno bliske, kut njihovog pri-vidnog pomaka u odnosu na udaljenije pozadinske zvijezde bit će moguće izmjeriti. Pri tom su potrebni vrlo precizni instrumenti jer se radi o kutovima koji se izražavaju u kutnim ili lučnim sekundama – oznaka ″, a jedna kutna sekunda je 3600 puta manja od jednog kutnog stupnja. Na osnovu ovako provedenih mjerenja lako je izračunati udaljenost zvijezde. Zna se da paralaksu od 1 kutne sekunde pokazuje zvijezda uda-ljena 1 parsek odnosno 3.26 godina svjetlosti. Tako je npr. za najbližu zvijezdu, Proxima Centauri, izmjerena paralaksa od 0.79″. Iz tog podatka izračunamo njenu u-daljenost na slijedeći način:

1 1.28 parsek 1.28 3.26 godina svjetlosti 4.2 godina svjetlosti0.78

= = × = .

Neke od nama najbližih zvijezda su slijedeće:

Skup zvijezda Plejade ili Vlašići

58

Tablica 4. Najbliže zvijezde Zvijezda Udaljenost

Proxima Centauri 4.2 godine svjetlosti Alpha Centauri 4.3 gs

Barnardova zvijezda 5.8 gs Wolf 359 7.6 gs

Lalande 21185 8.1 gs Sirius 8.7 gs

Znamo da su sva tijela u svemiru u gibanju, ali zvijezde su toliko udaljene da nam

se čini da ne mijenjaju svoj položaj niti kroz vrlo dugo vremensko razdoblje. No u novije vrijeme za neke bliske zvijezde preciznim mjerenjima određeno je i njihovo stvarno kretanje. Tako je npr. izmjereno da već spomenuta Barnardova zvijezda godi-šnje prividno prevali put od 10.3 kutne sekunde. Može se izračunati da ova, jedna od prividno najbržih zvijezda na našem nebu, za otprilike 180 godina prevali put koji je gledano sa Zemlje jednak prividnom promjeru Mjeseca. U međuvremenu otkrivene su još neke zvijezde brzanci, a redom su to one bliske nama. One udaljenije jednostavno su predaleko da bi se njihovo kretanje moglo zabilježiti.

4.6. Sjaj zvijezda

Iz prethodne male tablice vidljivo je da su među najbližim zvijezdama samo dvije po-znate i znatnog sjaja, dok su ostale prilično neugledne. To nam pokazuje da blizina neke zvijezde ne određuje direktno njen prividni sjaj. Neke su bliske zvijezde slabog sjaja, dok su pak neke posebno sjajne, premda na vrlo velikim udaljenostima. Znamo otprije da to osim o udaljenosti, ovisi također o njihovoj veličini i stvarnom sjaju, od-nosno površinskoj temperaturi.

Današnji astronomi pokušali su sistematizirati zvijezde koje su vidjeli golim o-kom, tako da su im pridružili brojčane vrijednosti kao opis njihovog sjaja. Ovaj sistem zadržao se do danas, tako da zvijezde prema njihovom prividnom sjaju označavamo kao zvijezde 0 (nulte) magnitude (sjaja) i dalje redom magnitude 1, 2, 3, 4, 5, 6 itd. Pri tom uvijek manji broj označava sjajniju zvijezdu, a magnituda se može izraziti i decimalnim brojem, npr. 1.5 ili 3.8 i sl. Nekoliko najsjajnijih zvijezda ima magnitudu koja je niža od nulte pa se one označavaju s negativnim predznakom, npr. –1.46 za Sirius, koji je upravo i najsjajnija zvijezda na našem nebu. Naravno, osim Sunca, koje ima magnitudu –26.8! Puni Mjesec npr. može doseći magnitudu od –12, a planet Ve-nera –4.4. Na drugoj su strani jedva zamjetljive zvijezde, a najslabije od njih koje su zabilježene na fotografijama pomoću profesionalnih teleskopa, imaju magnitude od npr. čak 28. Pri tom treba imati na umu da je svaka slijedeća magnituda idući prema većim brojevima, za oko 2.5 puta slabijeg sjaja od prethodne. Tako je npr. zvijezda magnitude 1 oko 100 puta sjajnija od zvijezde magnitude 6. Nekadašnje subjektivne procjene prividnog sjaja zvijezda zamijenilo je egzaktno određivanje magnituda pre-ciznim instrumentima. Tako su danas točno poznate magnitude velikog broja zvijez-da, a ovdje ćemo navesti dvadesetak najsjajnijih.

59

Tablica 5. Najsjajnije zvijezde

Magnituda Ukupni sjaj Udaljenost Zvijezda

(prividni sjaj) (Sunce = 1) (u godinama svjetlosti)

Sirius –1.46 26 8.7

Canopus (Kanopus) –0.72 ~200000 ~1200

Alfa Centauri –0.27 1.5 4.3

Arcturus (Arktur) –0.04 115 36

Vega 0.03 52 26

Capella (Kapela) 0.08 70 42

Rigel 0.12 ~60000 ~900

Procyon 0.38 11 11.4

Achernar 0.46 780 85

Betelgeuze promjenljiva (crveni div) ~15000 ~310

Agena 0.61 ~10500 ~460

Altair 0.77 10 16.6

Acrux 0.83 ~3200 ~360

Aldebaran 0.85 100 68

Antares 0.96 ~7500 ~330

Spica (Spika) 0.98 ~2100 ~260

Pollux (Poluks) 1.14 60 36

Fomalhaut 1.16 13 22

Deneb 1.25 ~70000 ~1800

Iz prethodne tablice lako je zapaziti da među najsjajnijim zvijezdama ima onih ko-

je su prividno tako sjajne samo zbog njihove relativne blizine, a njihov stvarni ukupni sjaj nije znatno veći od prosječnog. Druge su pak prividno sličnog sjaja, premda na velikim udaljenostima, a ipak ih tako dobro vidimo jer im je stvarni ukupni sjaj neus-poredivo veći od npr. Sunčevog.

LITERATURA [20] Oton Kučera, Naše nebo, “Consilium”, Zagreb 1995.

[21] Patrick Moore, A - Z of astronomy, Patrick Stevens Ltd., Wellingborough 1986.

[22] Nigel Henbest, Eksplozija Svemira, Globus, Zagreb 1983.

60

[23] Philippe Henarejos, Guide to the night sky, Könemann VGmbH, Köln, 2000.

[24] Sky & Telescope, Sky Publishing Corporation, Cambridge USA, 2000.-2002.

[25] Čovjek i Svemir, Časopis zagrebačke zvjezdarnice

61

5. DALEKI SVEMIR sa s t av io : Dar io Ga l inec As t r o n om sko d r u š t v o K o p r i v n i c a

5.1. Osnovna struktura i dinamika naše galaktike

Mliječna Staze je skup od više stotina milijardi zvijezda među kojima je i naša zvijez-da Sunce. Uz zvijezde i mnogobrojna zvjezdana jata, u međuzvjezdanom prostoru pri-sutni su oblaci plina i prašine. Uvijek prisutna poteškoća kod istraživanja ustrojstva naše galaktike posljedica je činjenice da se nalazimo unutar sustava kojeg istražuje-mo. Tako je npr. istraživanje spiralne strukture Mliječne Staze znatno složenije od sličnih istraživanja kod nekih drugih galaktika, kod kojih se spiralna struktura lako razotkriva već samo jednim “pogledom” kroz veliki teleskop. Općenito se rezultati istraživanja naše galaktike i drugih sličnih galaktika obostrano nadopunjuju i oboga-ćuju.

Satelitska istraživanja u infracrvenom i ultraljubičastom zračenju znatno su dopri-nijela novim spoznajama o prirodi međuzvjezdane materije koja je sačinjena od plina i prašine. Naime, uslijed niske temperature, međuzvjezdana prašina najviše zrači u infracrvenom području spektra elektromagnetskih valova. Stoga standardne metode optičke astronomije nisu pogodne kod istraživanja Svemirske prašine i tamnih magli-ca. Premda međuzvjezdana prašina čini tek 1% ukupne mase međuzvjezdane materije, ona značajno raspršuje, apsorbira i polarizira svjetlost zvijezda, stvarajući opažačke poteškoće kod astrofizičkih istraživanja zvjezdanih atmosfera. Iznos međuzvjezdane ekstinkcije općenito je vrlo promjenjiv. Za vidljivu svjetlost prosječno iznosi jednu prividnu veličinu po kiloparseku (kpc). Iznos međuzvjezdane ekstinkcije povećava se smanjivanjem valne duljine i dovodi do tzv. crvenjenja svjetlosti zvijezda. Opažanjem dalekih zvijezda, čija svjetlost na svom putu do opažača prolazi kroz međuzvjezdanu prašinu, nalazi se ovisnost međuzvjezdane ekstinkcije o valnoj duljini. Tako podaci dobiveni u vidljivom i ultraljubičastom zračenju ukazuju da međuzvjezdana prašina sadrži čestice (zrnca) različitih veličina. Općenito su zrnca u obliku leda, silikata, gra-fita i metala, dok neka sadrže i organske spojeve. Spomenimo da se slične metode is-traživanja primjenjuju i kod međugalaktičke materije, dok se međuplanetna materija može istraživati i neposredno, pomoću letjelica.

Međuzvjezdana ekstinkcija ograničava pogled prema središnjim područjima naše galaktike. Optičkim opažanjima vidljivo je do gotovo jednakih udaljenosti u raznim smjerovima ravnine Mliječne Staze. Upravo ova činjenica zavarala je Herschela (18. stoljeće) kada je zaključio da se Sunce nalazi u središnjem dijelu Mliječne Staze.

Na temelju raspodjele kuglastih jata zvijezda, godine 1920. Shapley je došao do zaključka da se središte naše galaktike nalazi daleko od Sunca, prividno u smjeru zvi-ježđa Strijelca.

Središnji dio Mliječne Staze je oblika elipsoida s velikim dijametrom od 3.7 kpc i malim dijametrom veličine 3 kpc (Slika 23.). U njemu se nalazi veliki broj zvijezda i oblaka međuzvjezdanog plina i prašine. U samom središtu je galaktička jezgra. Radio-interferometrijska opažanja ukazuju da je galaktička jezgra vrlo male veličine, dija-

62

metra svega 13 a.j. Središnji dio Mliječne Staze je snažni izvor infracrvenog zračenja. U prostoru oko same galaktičke jezgre događaju se vrlo izdašni i dinamički energetski procesi. Zračenje jezgre čini desetinu ukupnog zračenja Mliječne Staze. Opaža se snažno i promjenjivo rendgensko zračenje, kao i γ-zračenje. Pretpostavlja se da je u galaktičkoj jezgri masivna crna jama, čije postojanje može objasniti velike brzine kru-ženja materije oko galaktičke jezgre i emitirano elektromagnetsko zračenje.

Središnji dio Mliječne Staze ne pokazuje spiralnu strukturu. Spiralnu strukturu pokazuje galaktički disk, koji se proteže izvan galaktičkog središta i dijametra je ne-kih 37 kpc. U njemu se nalazi Sunce, koje je od galaktičkog središta daleko oko 9 kpc. Prosječna debljina galaktičkog diska iznosi nekoliko stotina parseka. Galaktički disk sadrži mlade zvijezde.

Starije zvijezde i kuglasta jata čine galaktički halo. Za razliku od galaktičkog dis-ka, halo se proteže daleko iznad i ispod ravnine Mliječne Staze (Slika 23.).

Slika 23. Osnovna struktura Mliječne Staze.

Slika 24. Mliječna Staza kako ju vidi COBE

5.2. Podjela galaktika i galaktička jata

Mliječna Staza samo je jedna od mnogobrojnih galaktika u Svemiru. Dvadesetih go-dina prošlog stoljeća započela su sustavna istraživanja galaktika. Veliki teleskopi o-mogućili su opažanja unutarnje strukture nama bližih galaktika. Godine 1926. Hubble je predložio prvu klasifikaciju galaktika. Hubbleova klasifikacija obuhvaća osnovne morfološke tipove galaktika: eliptične, spiralne i nepravilne galaktike (Slika 25.).

Eliptične galaktike ne pokazuju spiralnu strukturu. Kao što i sam naziv kaže, ove su galaktike eliptičnog, “jajastog” oblika. Podijeljene su u podtipove E0, E1, E2..., E7

63

i to u ovisnosti o spljoštenosti njihova izgleda (galaktike tipa E0 pokazuju sferni ob-lik). Najviše ih je patuljastih (mase od oko 106 masa Sunca i dijametra oko 2 kpc). Velike (divovske i naddivovske) eliptične galaktike imaju masu i do 1013 masa Sunca i dijametra su oko 106 pc. Eliptične galaktike uglavnom ne sadrže međuzvjezdani plin i prašinu. Sačinjene su od starih zvijezda (poput onih u kuglastim jatima), pa općenito imaju slab luminozitet.

S obzirom na način pružanja spiralnih krakova iz središnjeg dijela galaktike, spi-ralne se galaktike dijele u dva tipa: obične i prečkaste. Označavaju se simbolima S, odnosno SB. Svaki od tipova spiralnih galaktika (S i SB) dijeli se (s obzirom na uvije-nost krakova i relativnu veličinu središnjeg dijela galaktike) u tri podtipa koji se ozna-čavaju dodatnim simbolima a, b ili c. Kod nekih galaktika opaža se disk, ali bez spi-ralnih krakova (tzv. S0 tip). Mase spiralnih galaktika obično su u rasponu od 109 do 1011 Sunčevih masa, dok im je dijametar pretežno od 10 kpc do 30 kpc. Mliječna Sta-za pripada prečkastim spiralnim galaktikama.

Treću skupinu galaktika u Hubbleovoj klasifikaciji čine nepravilne galaktike. One nemaju pravu jezgru ili spiralne krakove. Istodobno, nisu niti simetričnog oblika. Po-znati primjeri su Veliki i Mali Magellanov oblak.

Slika 25. Hubbleova klasifikacija galaktika

Hubbleovom klasifikacijom nisu obuhvaćeni svi tipovi galaktika. Spomenimo npr. pekulijarne galaktike, koje se ne mogu svrstati niti u jedan od tipova Hubbleove klasi-fikacije. Neke od pekulijarnih galaktika imaju prsten oko jezgre (tzv. prstenaste galak-tike), dok je kod nekih oblik značajno izmijenjen uslijed plimnih sila susjedne bliske galaktike. Od ukupnog broja opažanih galaktika većinu čine spiralne (preko 70%), oko 20% su eliptične, dok je svega oko 3% nepravilnih galaktika. Međutim, to je sa-mo posljedica činjenice da spiralne galaktike imaju veliki luminozitet. Stvarna zastup-ljenost je potpuno drukčija. Tako npr. u volumenu Svemira do udaljenosti od 10 Mpc ima oko 34% spiralnih galaktika, 13% eliptičnih, dok je najviše (preko 50%) nepra-vilnih. Slično kao i zvijezde, galaktike se dijele u pet klasa, prema luminozitetu. Rela-cija masa-luminozitet koristi se i u galaktičkoj astronomiji. Mase galaktika neposred-no se mogu odrediti iz dinamike dvostrukih galaktičkih sustava.

Galaktike nisu nasumce raspoređene po Svemirskom prostoru. Većina ih je udru-žena u skupove koje nazivamo galaktičkim jatima. Tako i Mliječna Staza pripada Lo-kalnom galaktičkom jatu koje sačinjava tridesetak (većinom eliptičnih) galaktika, ras-poređenih u volumen od približno jednog kubnog megaparseka. Najmasivniji članovi Lokalnog jata su spiralne galaktike Mliječna Staza i Andromedina galaktika M31. Na-

64

laze se na gotovo suprotnim krajevima Lokalnog jata i svojim gravitacijskim poljem dominiraju unutarnjom dinamikom Lokalnog jata. Možemo kazati da nama bliske ne-pravilne galaktike, Veliki i Mali Magellanov oblak, kruže oko Mliječne Staze. Između Mliječne Staze i Magellanovih oblaka opažaju se struje vodikova plina. Udaljenost Velikog Magellanovog oblaka je oko 50 kpc, a Malog Magellanovog oblaka oko 60 kpc. Tu je i nekoliko patuljastih eliptičnih galaktika, koje su “zarobljene” gravitacij-skim poljem Mliječne Staze. Spiralne galaktike M31 i M33 članice Lokalnog jata, zbog blizine Mliječnoj Stazi, pogodne su za istraživanje spiralnog ustrojstva galakti-ka.

Slika 26. Spiralne galaktike - tipični predstavnici Hubbleove klasifikacije: NGC 1201 - S0, NGC 2811 - Sa, NGC 2841 - Sb, NGC 3031 (M81) - Sb, NGC 628 (M74) - Sc, NGC 2859 - SBO, NGC 488 -

Sba, NGC 2523 - SBb(r), NGC 175 - SBab(s), NGC 2525 - SBc(s), NGC 1300 - SBb(s), NGC 1073 - SBc(sr)

65

Slika 27. Veliki i Mali Magellanovi oblaci

U okolini Lokalnog jata postoji više manjih galaktičkih jata. Nama najbliže veliko galaktičko jato opaža se u smjeru zviježđa Djevice (jato Virgo). Sadrži više tisuća ga-laktika koje prividno na nebu obuhvaćaju prostor dijametra oko 7°. Jato Virgo nalazi se u udaljenosti od oko 15 Mpc. Ono je toliko masivno da svojim gravitacijskim po-ljem utječe na gibanje Lokalnog jata. Poznato galaktičko jato, koje sadrži tisuće ga-laktika opaža se i u zviježđu Berenikina Kosa.

66

Galaktička jata udružena su u skupove koje nazivamo galaktičkim superjatima. Superjata su strukture ćelija. Jata su povezana nizovima (tzv. mostovima) galaktika, a pronađene su i strukture zidova. Radi se o relativno tankim plohama koje su nastanje-ne velikim brojem galaktika. Ustrojstva superjata značajna su sa stanovišta kozmolo-gije. Suvremene kozmološke teorije nastoje objasniti razloge grupiranja materije u strukture kakve danas opažamo. Naglasimo da je “trodimenzionalno kartografiranje Svemira” dugotrajan i složen opažački problem. Naše Lokalno jato, zajedno s jatom Virgo i jatom u Berenikinoj Kosi, čine tzv. Lokalno superjato. Ono je dijametra oko 30 Mpc i ima masu oko 1015 Sunčevih masa. Centar masa Lokalnog superjata je u (ili u blizini) jata Virgo. Nama najbliže superjato je tzv. Južno superjato. Veliki most ga-laktika, koji se opaža u smjeru zviježđa Perzeja i Pegaza, najvjerojatnije povezuje Ju-žno superjato sa superjatom u Perzeju. Pretpostavlja se da je dinamika Lokalnog su-perjata posljedica gravitacijskog utjecaja Velikog privlačitelja - ogromne skupine ga-laktika koja prekriva gotovo trećinu južne nebeske polukugle (superjato Hydra-Centaur).

Uzajamni razmak galaktika u jatima je relativno malen. Galaktike su u prosjeku razmaknute za samo 100 puta veću udaljenost od njihovih dijametara. Radi usporedbe spomenimo da su planeti Sunčeva sustava u 100000 puta većim uzajamnim udaljenos-tima od njihovih dijametara, dok je prosječna udaljenost zvijezda Mliječne Staze go-tovo 1000000 puta veća od veličine zvjezdanih dijametara. Bliskost galaktika (poseb-no u središnjim područjima jata), može dovesti i do “sudara” galaktika. Izraz “sudar” ne opisuje dobro proces koji se tada događa. Naime, galaktike, koje sadrže zvijezde i međuzvjezdani plin i prašinu, mogu proći jedna kroz drugu, a da se pri tome niti jedna od zvijezda ne sudari. Sraz se događa između plina i prašine. To potvrđuju i kompju-torske simulacije koje ukazuju da u ovim procesima nastaju nove galaktike. Naime, početne brzine galaktika nisu dovoljne da otrgnu jednu galaktiku od druge. Galaktike jedno vrijeme prolaze jedna kroz drugu, a zatim se stope u jednu galaktiku. Stoga ovaj proces bolje opisuje pojam stapanje galaktika. Postojeći kompjutorski algoritmi poka-zuju da je stapanjem moguća transformacija spiralnih galaktika u eliptične. Jedan od najpoznatijih primjera stapanja dviju galaktika su galaktike NGC4038 i NGC4039, koje se nalaze u zviježđu Gavran. Zbog dva dugačka vanjska kraka nazvane su Ante-na galaktike. Kompjutorski modeli potvrđuju da je opažana struktura nastala stapa-njem dviju spiralnih galaktika.

67

Slika 28. Kompjutorski model galaktika NGC4038 i NGC 4039 što su ga sačinili A. Toomre i J. To-omre 1972. godine. Stapanjem dviju spiralnih galaktika (gornji crtež) nastaje tzv. Antena galaktika

(donji crtež) kakvu danas opažamo. Opažane galaktike NGC4038 i 4039 trenutačno se udaljavaju je-dna od druge. Pretpostavlja se da je proces stapanja započeo prije više stotina milijuna godina.

Slika 29. Galaktike NGC4038 i NGC 4039.

5.3. Kozmološko načelo, Hubbleov zakon

Kozmologija je grana astronomije koja proučava opće ustrojstvo Svemira i njegov razvoj. Teoretska kozmologija zasniva se na matematičko-fizikalnim modelima Sve-mira. Provjera teoretskih modela temelji se na svojstvima Svemira izvedenim iz opa-žanja (opažačka kozmologija).

68

Nekoliko je temeljnih teoretskih pretpostavki u postavljanju kozmoloških modela Svemira:

1) U čitavom Svemiru (tj. u svakom njegovom dijelu),vrijede jednaki fizikalni zakoni.

2) U cjelini je Svemir homogen (materija i zračenje jednoliko su raspore-đeni). Pri tome smatramo da su dimenzije grupiranja materije (veličine galaktika ili galaktičkih jata), znatno manje od dimenzija Svemira.

3) Svemir je izotropan - prostor ima jednaka svojstva u svim smjerovima. Posljednje dvije pretpostavke sadržane su u tzv. kozmološkom načelu, hipotezi

koja predstavlja polaznu točku gotovo svih kozmološkim teorijama. Prema kozmološ-kom načelu Svemir je izotropan za opažača smještenog u bilo kojoj galaktici. To zna-či da bi opažač, koji bi se nalazio u bilo kojoj drugoj galaktici, ustanovio da se sve druge galaktike udaljavaju brzinama opisanim Hubbleovim zakonom. Pri tome se u-zima u obzir gibanje galaktika koje je posljedica širenja Svemira, dok se zanemaruju vlastita gibanja galaktika u jatima.

Hubbleov zakon obično se piše u obliku: 0v H r= (1) gdje je v brzina udaljavanja promatranog (izvangalaktičkog) objekta, r njegova uda-ljenost i H0, Hubbleova konstanta. Da bismo odredili vrijednost Hubbleove konstante potrebno je za što veći broj galaktika odrediti njihove brzine udaljavanja i udaljenosti. Brzina udaljavanja se relativno jednostavno određuje iz Dopplerova efekta u spektru izvora, dok je nalaženje udaljenosti znatno složeniji problem. Stoga pouzdanost u od-ređivanju Hubbleove konstante neposredno ovisi o točnosti metoda koje se primjenju-ju u mjerenju udaljenosti galaktika. Primjera radi, Hubble je za vrijednost konstante H0 dobio oko 10 puta veći iznos od današnjih procjena (podcijenio je udaljenosti promatranih galaktika). Suvremena određivanja vrijednosti Hubbleove konstante ko-riste različite metode mjerenja udaljenosti galaktika.

Prema teoriji “Velikog praska” širenje Svemira započelo je prije konačnog vre-mena, kada je čitav Svemir bio sažet u vrlo veliku gustoću. Vrijeme prije kojeg je za-počelo širenje (starost Svemira), može se procijeniti iz vrijednosti Hubbleove konstante. Pretpostavimo li jednoliko širenje, tada je ono započelo prije vremena t0, koje, prema Hubbleovom zakonu (1), odgovara recipročnoj vrijednosti konstante H0:

00

1tH

= (2)

Vrijeme t0 (tzv. Hubbleovo vrijeme), veće je od stvarne starosti Svemira. Naime, uslijed usporavanja širenja Svemira,(što je posljedica gravitacijskog međudjelovanja galaktika), današnja vrijednost Hubbleove konstante (H0), manja je od vrijednosti u ranijim trenucima razvoja Svemira. U svakom slučaju, Hubbleovo vrijeme trebalo bi biti u skladu sa starošću Svemira koja se izvodi drugim metodama (npr. iz teorije zvjezdane evolucije, ili omjera zastupljenosti radioaktivnih elemenata), što ujedno omogućuje procjenu pouzdanosti u određivanju Hubbleove konstante.

69

5.4. Dinamički modeli Svemira u okvirima Newtonove mehanike

Dinamiku širenja Svemira razmotrit ćemo analitički u okvirima klasične Newtonove mehanike. No, bez obzira što ćemo zanemariti predviđanja opće teorije relativnosti, većina dobivenih rezultata bit će u skladu s onima koji slijede iz Einsteinove teorije gravitacije. Pod pojmom širenja Svemira podrazumijeva se stalno povećavanje uza-jamnih udaljenosti galaktika (odnosno galaktičkih jata).

Slika 30.

Kozmološko načelo o izotropnosti i homogenosti Svemira, kazuje nam da je opa-žana kinematika širenja Svemira (udaljavanje galaktika), jednaka za opažača u bilo kojoj galaktici u Svemiru. Stoga dinamiku Svemira možemo opisati razmatranjem gibanja galaktika u odnosu na Mliječnu Stazu. Dinamičku analizu značajno pojednos-tavljuje svojstvo gravitacijske sile, prema kojem je gravitacijska sila u unutrašnjosti šuplje kugle jednaka nuli. Naime, kuglina površina (za koju pretpostavljamo da je homogena), djeluje izvjesnom silom na svaku točku u njenoj unutrašnjosti, ali je uku-pna (rezultantna) sila na svaku od unutarnjih točaka jednaka nuli. Na ovo svojstvo gravitacijske sile prvi je ukazao Newton. Ono slijedi i iz Einsteinove teorije gravitaci-je, što je dokazao matematičar G. D. Birkhoff 1923. godine. Kod razmatranja dinami-ke širenja Svemira možemo odabrati zamišljenu kuglu, čiji je polumjer (r), dovoljno velik da gustoću unutar kugle možemo smatrati jednolikom. Preostali dio Svemira predstavlja površinu odabrane kugle. Uvažavajući kozmološko načelo i upravo opisa-no svojstvo gravitacijske sile, očito je da materija (galaktike) iz preostalog dijela Svemira neće imati gravitacijskog utjecaja na galaktike unutar odabrane kugle. štovi-še, iz kozmološkog načela slijedi da možemo odabrati bilo koju kuglu u Svemiru i na temelju njene dinamike zaključiti od dinamici Svemira u cjelini. Dakle, zaključci koje ćemo izvesti iz razmatranja kinematike galaktika u odnosu na motritelja (Mliječnu

70

Stazu), vrijedit će i za Svemir u cjelini. Na galaktiku A (Slika 30.) na površini odab-rane kugle djelovat će konačna gravitacijska sila samo od materije iz kugline unutraš-njosti. Kako je materija raspoređena približno jednoliko (homogenost Svemira), na promatranu galaktiku djelovat će rezultantna sila kao da je cjelokupna kuglina masa sažeta u materijalnu točku u kuglinom središtu. Situacija je slična onoj kod izračuna-vanja druge kozmičke brzine (brzine oslobađanja). Iznos gravitacijske potencijalne energije galaktike na kuglinoj površini dan je izrazom:

pMmE G

r= (3)

pri čemu je m, masa galaktike, r, njena udaljenost od opažača (kuglin polumjer), M, kuglina masa i G, gravitacijska konstanta. Kinetička energija galaktike dana je izra-zom:

2

2kmvE = (4)

gdje je v, brzina gibanja galaktike u odnosu na motritelja. U slučaju da je kinetička energija galaktike veća od njene potencijalne energije,

gravitacijska sila ne može spriječiti udaljavanje galaktike, koje će se nastaviti u budu-ćnosti. U suprotnom, ako je kinetička energija manja od potencijalne, udaljavanje ga-laktike će jednom prestati, da bi nakon toga došlo do približavanja galaktike. Granični uvjet (kada je kinetička energija jednaka potencijalnoj) iskazat ćemo preko tzv. kritič-ne gustoće Svemira (ρc). Masu unutar kugle možemo napisati kao umnožak kugline gustoće i volumena. Za granični slučaj je:

3c c

43

M rρ π= (5)

Brzina galaktike dana je Hubbleovim zakonom: 0v H r= (6)

Izjednačavanjem kinetičke i potencijalne energije (izrazi (3) i (4)), za granični slu-čaj dobivamo:

2

c

2v MG

r= (7)

pa iz posljednja tri izraza ((5), (6) i (7)) nalazimo:

20

c38

HG

ρπ

= (8)

Ako je stvarna srednja gustoća Svemira (ρ) manja od kritične (ρc), gravitacijska sila neće zaustaviti širenje Svemira (promatrana galaktika ima brzinu veću od brzine oslobađanja). U tom je slučaju Svemir otvoren. Suprotno, ako je srednja gustoća Svemira veća od kritične, Svemir se neće zauvijek širiti (zatvoreni Svemir).

Kritična gustoća Svemira ovisi o vrijednosti Hubbleove konstante. Npr. za vrijed-nost 6

0 20 10 km/s gsH = × slijedi (izraz (8)), da je kritična gustoća Svemira: 27 3

c 5 10 kg/mρ −= × . (9)

71

Saznanja o stvarnoj srednjoj gustoći Svemira zasada su još nepotpuna. Srednja gu-stoća svjetleće materije, koja se izvodi iz relacije masa-luminozitet za galaktike, ma-nja je od 10–27 kg/m3, što bi značilo da je Svemir otvoren. Međutim, dinamika unutar galaktičkih jata ukazuje na veće galaktičke mase. Pitanje je u kojoj mjeri skrivena (nevidljiva) materija povećava srednju gustoću Svemira. Prije nekoliko godina ukaza-no je na mogućnost da neutrini (i antineutrini) imaju masu mirovanja. Teoretski mo-deli Svemira(teorija “Velikog praska”), predviđaju velike količine neutrina u Svemir-skom prostoru (radi se o tzv. fosilnim neutrinima, nastalim u ranom Svemiru), ali nji-hovo postojanje još nije zabilježeno (vjerojatan razlog je što ovi neutrini imaju vrlo malu energiju). Kada bi neutrini imali masu od svega 1 20000 mase elektrona, njihov doprinos ukupnoj srednjoj gustoći Svemira bio bi dovoljan da srednja gustoća Svemi-ra bude veća od kritične.

Podatak o srednjoj gustoći Svemira može se posredno izvesti i iz teorije “Velikog praska”. Naime, matematičko-fizikalni modeli teorije “Velikog praska” za “ulazne” veličine koriste sadašnju vrijednost Hubbleove konstante, temperature zračenja i sred-nje gustoće Svemira. Na temelju ovih podataka, teoretski se proračunava zastupljenost lakih elemenata u Svemiru. Proračuni pokazuju da je zastupljenost deuterija vrlo osje-tljiva o srednjoj gustoći Svemira. Dakle, mjereći stvarnu gustoću deuterija, moguće je dobiti informaciju o srednjoj gustoći Svemira. Eksperimentalna određivanja zastup-ljenosti deuterija u međuzvjezdanim molekularnim oblacima i teoretska procjena ko-ličina deuterija “zarobljenog” zvijezdama, ukazuju da je srednja gustoća Svemira naj-vjerojatnije manja od kritične.

Bez obzira kakav je Svemir (otvoren ili zatvoren), gravitacijsko djelovanje ima za posljedicu usporavanje širenja. Stoga su brzine galaktika u ranijim trenucima razvoja Svemira bile veće nego danas. Zbog konačnosti i konstantnosti brzine svjetlosti, što je galaktika udaljenija opažamo je u sve ranijim trenucima razvoja Svemira (svjetlost galaktike koju opažamo napustila je galaktiku prije onoliko vremena koliko je potreb-no svjetlosti da dođe do nas). Zbog usporavanja širenja Svemira i činjenice da udalje-nije objekte vidimo u ranijim trenucima razvoja Svemira, omjer brzine udaljavanja i udaljenosti za udaljenije će objekti biti veći nego za one koji su nam bliži.

5.5. Teorija “Velikog praska” i fizikalni uvjeti tijekom razvoja Svemira

Prema teoriji “Velikog praska” Svemir nastao iz gustog i toplog stanja prije konačnog vremena. Širenjem Svemira njegova temperatura i gustoća se smanjuju. Na temelju opažačkih podataka, prema teoriji “Velikog praska”, moguće je izračunati kako se gustoća i temperatura Svemira mijenjala tijekom njegove povijesti. Premda teorija “Velikog praska” nije jedini kozmološki model (spomenimo npr. teoriju “Stalnog sta-nja”), ipak možemo kazati da je ona danas općenito prihvaćena. Značajno je istaknuti da teorija “Velikog praska” ne predstavlja konačno rješenje pitanja nastanka i razvoja Svemira. Primjera radi o samom “trenutku nula” zasad ništa ne možemo kazati. Isto-dobno, teorija pokazuje neke nedostatke. Njihovo tumačenje dovelo je do nadopunja-vanja i izmjena same teorije. Tako je posljednjih godina aktualan inflacijski model Svemira, koji je nadopunio standardnu teoriju “Velikog praska”.

72

Za razumijevanje fizikalnih uvjeta tijekom razvoja Svemira, pogotovo onih koji su vladali u ranim trenucima Svemira, presudno značenje imaju naše spoznaje o svijetu elementarnih čestica. Kao što smo kazali, sam “trenutak nula” još uvijek je potpuna zagonetka. Međutim, suvremenim fizikalnim teorijama nastoje se rastumačiti zbivanja u Svemiru, već od trenutka kada je on bio star svega 10–43 sekundi. Pretpostavlja se da je tada temperatura Svemira bila 1032 K i da se jedinstvena sila među česticama (su-pergravitacija) razdvojila na dvije sile gravitacijsku i veliku ujedinjenu silu. Širenje i hlađenje Svemira do temperature od 1028 K (starost Svemira tada je bila 10–35 sekun-di), dovelo je do razdvajanja velike ujedinjene sile na jaku nuklearnu i elektroslabu silu. Obično se kaže da je tada došlo do “zamrzavanja” jake nuklearne sile. Kada je temperatura Svemira opala na 1015 K,(što odgovara starosti Svemira od 10–10 sekun-di), elektroslaba sila razdvojila se na elektromagnetsku i slabu nuklearnu silu.

Dakle, jedinstvena sila (supergravitacija) vrlo brzo se razdvojila na četiri danas nam poznate sile. Usporedno su nastajale elementarne čestice. Od jednostavnijih, pos-tupno su stvorene one koje danas poznajemo.

U grubom, povijest Svemira može se, s obzirom na omjer gustoće zračenja i mate-rije, razdijeliti na dva razdoblja: razdoblje zračenja, koje je trajalo od trenutka separa-cije prirodnih sila u ranom Svemiru, pa do vremena od 53 10× godina, kada je započe-lo razdoblje materije. Porijeklo elementarnih čestica povezano je procesom suprotnim od procesa anihilacije materije i antimaterije. Poznato je da pri srazu čestice i antičes-tice nastaje energija (E), koja se može izračunati prema znamenitoj Einsteinovoj rela-ciji: 2E mc= (10) pri čemu je m, ukupna masa (anihiliranih) čestica, dok je c, brzina svjetlosti. Primjera radi, anihilacijom elektrona i njegove antičestice pozitrona nastaju dva visokoener-getska γ-fotona. U suprotnom postupku dva γ-fotona mogu stvoriti elektron i pozitron. Međutim, za to su potrebni određeni uvjeti. Nužno je da fotoni imaju dovoljno veliku energiju, odnosno temperaturu zračenja. Tako je za nastanak elektrona i pozitrona po-trebna temperatura od najmanje 1010 K, a za nastanak parova proton-antiproton potre-bna je temperatura od najmanje 1013 K. Visoke temperature vladale su u ranom Sve-miru kada su se i događali ovakvi procesi. S obzirom na to koje su čestice dominirale, rani Svemir (koji pripada razdoblju zračenja), razdijeljen je u nekoliko podrazdoblja:

n Hadronsko podrazdoblje ( 8 410 s 10 st − −= − , 14 1210 K 10 KT = − ): do-minacija masivnih čestica i antičestica, kao što su protoni i antiprotoni, kvarkovi i antikvarkovi.

n Leptonsko podrazdoblje ( 410 s 10 st −= − , 1210 KT ≤ ): nastanak lakših čestica i antičestica, kao što su elektroni i pozitroni.

n Podrazdoblje nukleosinteze ( 10 s 300 st = − , 11 1010 K 10 KT = − ): protoni i elektroni formiraju neutrone. U Svemiru su uglavnom zastup-ljeni elektroni i neutrini (i njihove antičestice) te protoni i neutroni.

Kada je temperatura Svemira opala na 109 K, protoni i neutroni stvarali su jezgre deuterija i helija i male količine jezgara berilija i litija. Postupnim hlađenjem Svemira nastajali su atomi vodika i helija. Nakon što je temperatura poprimila vrijednost od oko 3000 K, (što odgovara starosti Svemira od približno 53 10× godina), gustoća zra-

73

čenja izjednačila se s gustoćom materije. Svemir od tog trenutka postaje propustan za zračenje. Pozadinsko zračenje, koje opažamo, potječe upravo iz tog doba. Uslijed ši-renja Svemira ono je danas “ohlađeno” na svega 2.7 K. Pozadinsko zračenje predstav-lja doseg našeg motrenja u Svemir. To su najstariji fotoni koje opažamo. Nakon što je Svemir postao propustan za zračenje, započinje razdoblje materije, u kojem nastaju protogalaktike, kvazari, galaktička jata, zvijezde...

Prema inflacijskoj teoriji naglo širenje Svemira započelo je u trenutku odvajanja elektroslabe i jake nuklearne sile, dakle kada je starost Svemira iznosila svega 10–35 sekundi. Možemo kazati da je u tom trenutku došlo do “zamrzavanja” jake nuklearne sile. Slično kao što voda pri zamrzavanju oslobađa energiju u obliku topline, tako je “zamrzavanjem” jake nuklearne sile oslobođena velika količina energije, što je imalo za posljedicu naglo širenje Svemira, koje je trajalo do trenutka kada je starost Svemira iznosila 10–32 sekundi. Pretpostavlja se da je u tom kratkom periodu Svemir povećao svoju veličinu 1050 puta! (Prisjetimo se da pod pojmom povećanja veličine Svemira ili širenja Svemira, podrazumijevamo porast uzajamnih udaljenosti točaka u Svemir-skom prostoru, što ne treba dovoditi u svezu s povećanjem nepostojećih “vanjskih dimenzija Svemira”).

Inflacijskom teorijom “Velikog praska” objašnjavaju se neki problemi standar-dnog modela “Velikog praska”. Tako inflacija Svemira može protumačiti naglu prom-jenu zakrivljenosti Svemira, kao i očuvanje izotropnosti pozadinskog zračenja. Pret-postavlja se da je izdvajanjem jake nuklearne sile stvorena nešto veća količina materi-je nego antimaterije, što može protumačiti asimetriju između materije i antimaterije u današnjem Svemiru. Teorije velike ujedinjene sile nastoje rastumačiti gravitacijske nestabilnosti već u ranom Svemiru, a koje bi mogle objasniti grupiranje materije u ustrojstva koja su nastala mnogo kasnije. Tako neke od teorija ujedinjene sile pretpos-tavljaju konačnu masu neutrina. Kompjutorske simulacije pokazuju da masivni neut-rini mogu biti razlogom grupiranja materije u obliku filamenata, što se opaža u ustroj-stvima galaktičkih superjata.

Zanimljivo je da su suvremena kozmološka istraživanja usko povezana s istraži-vanjem mikrosvijeta. Nove spoznaje o fizici elementarnih čestica i prirodi njihovog uzajamnog djelovanja, neposredan su doprinos našim spoznajama o nastanku i razvo-ju Svemira u kojem živimo.

Na kraju se postavlja pitanje kakva je konačna sudbina Svemira. Procjene srednje gustoće Svemira, (koje ne moraju biti točne), većinom ukazuju da je Svemir otvoren, tj. da će se njegovo širenje vječno nastaviti. što će se u tom slučaju događati s materi-jom i energijom? Nakon što istroše nuklearno gorivo, zvijezde će izumirati. U Svemi-ru će biti sve više bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda i crnih jama. Jedan dio zvije-zda napustit će svoje galaktike, a drugi dio će se sabiti u masivnu crnu jamu u galak-tičkom središtu. Teorija pokazuje da bijeli patuljci kolapsiraju u neutronske zvijezde, a da neutronske zvijezde kolapsiraju u crne jame. Vjerojatnost tog procesa je vrlo ma-la, ali u vrlo dugom periodu vremena on će se ipak dogoditi. Za naše pojmove u goto-vo neizmjernoj budućnosti, Svemir će se sastojati od crnih jama. Međutim, ni to nije konačno stanje. Vrlo dugotrajnim procesom (tzv. Hawkingov proces), crne jame gube

74

masu i “isparavaju”. Tako će na kraju Svemirski prostor ostati ispunjen fotonima, neutrinima i antineutrinima te česticama i antičesticama isparenih iz crnih jama...

LITERATURA [26] Internet stranica: http://hpd.botanic.hr/ast/eastro.htm

[27] Nigel Henbest, Eksplozija Svemira, Globus, Zagreb 1983.

[28] Stephen Hawking, Kratka povijest vremena

[29] Stephen Hawking, Budućnost Svemira i drugi eseji