Astronomija je ena najstarejših znanosti. Njeno ime izhaja iz stare grščine, v kateri ástron pomeni ‘zvezda’ in nómos ‘zakon’, in ga lahko prevedemo kot “zakoni zvezd”.

Že v prazgodovini so se ljudje ozirali v nebo. Objektom in dogodkom na njem so pripisovali mitološki in religiozen pomen, včasih so tudi iskali povezavo z dogodki okoli sebe, npr. s sušami, poplavami, potresi, visokimi plimami ipd. Nekoč je bilo opazovanje neba v tesni povezavi s tolmačenjem vpliva nebesnih teles na dogajanje na Zemlji in niso razlikovali med astronomijo in astrologijo. Sčasoma pa se je astronomija razvila v znanost, saj v nasprotju z astrologijo uporablja znanstvene metode (preverjanje hipotez in teoretičnih napovedi s poskusi in meritvami).^[1]

Stara ljudstva so imela nebo pogosto za prebivališče bogov ali duhov, menila so, da je torej domena božanstev. Pomembne stavbe, ki so jih gradili, kot na primer Stonehenge, egipčanske piramide in piramide v Mezoameriki, so poravnali glede na posebne pojave na nebu tako iz astronomskih kot religioznih razlogov.

Opazovanje neba je bilo za stara ljudstva zelo pomembno,^[2] saj jim je omogočalo orientacijo^[3] v prostoru (npr. glede na točko vzhoda in zahoda Sonca na obzorju so lahko določili smeri neba) in času (ciklično ponavljanje nebesnih pojavov določa osnovne časovne enote, kot so dan, mesec in leto).

Naši prapredniki so na nebu poleg Sonca in Lune videli tudi zvezde, planete in Rimsko cesto. Opazili so, da se kljub temu, da nebo ni videti vedno enako, vzorci zvezd (medsebojna razporeditev in oddaljenost na nebu) ne spreminjajo. V nespremenljivih vzorcih zvezd so različna ljudstva videla različne predmete, živali in mitološke junake, dala so jim različna imena in o njih spletla različne mitološke zgodbe. Tem vzorcem zvezd pravimo ozvezdja in so bila v različnih kulturah različna. Pet teles pa je na videz potovalo med zvezdami, zato so jim v stari grščini nadeli ime astēr planētēs, kar pomeni potujoča zvezda, od koder izvira današnji izraz planet. S prostimi očmi so na nebu torej videli pet planetov: Merkur, Venero (znano tudi kot zvezda Danica in zvezda Večernica), Mars, Jupiter in Saturn.

Opazovanje neba je bilo za naše prednike pomembno zaradi orientacije v času in prostoru že v času lovsko-nabiralniške družbe, še pomembnejše pa je postalo z razvojem poljedelstva. Za poljedelsko družbo je bilo namreč življenjskega pomena, da so znali napovedati začetek letnih časov in da tako niso sejali prehitro (vzklile rastline bi lahko presenetila ponovna ohladitev) ali prepozno (plodovi ne bi imeli časa dozoreti). Danes vemo, koliko dni traja leto in da so letni časi posledica nagnjenosti Zemljine osi vrtenja in gibanja okoli Sonca. Zaradi slednjega se tudi spreminja videz nočnega neba in višina Sonca nad obzorjem.

Vremenski pojavi, ki so povezani z letnimi časi, lahko zamujajo ali prehitevajo, zato so nezanesljivi, periodične spremembe na nebu pa se ponavljajo po ustaljenem “urniku”.^[4]

Z opazovanjem neba in njegovega spreminjanja med letom (vidnost različnih ozvezdij, spreminjanje višine Sonca nad obzorjem, točk na obzorju, kjer vzhaja in zahaja Sonce ipd.) so stara ljudstva izdelovala koledarje. Koledarji so bili zelo različni, v osnovi pa so temeljili na periodičnosti ali ponavljanju astronomskih dogodkov:

• izmenjevanje dneva in noči (za katero danes vemo, da je posledica vrtenja Zemlje okrog lastne osi) oz. čas med dvema zaporednima vzhodoma/zahodoma Sonca je definiralo osnovno enoto koledarja: en dan;
• ponavljanje letnih časov je določilo dolžino enega leta (ki je obhodni čas Zemlje okoli Sonca);
• ponavljanje Luninih men je bilo osnova za en mesec (in je posledica gibanja Lune okoli Zemlje).^[5]

Obstaja veliko različnih koledarjev: babilonski, egipčanski, majevski, kitajski, hindujski, hebrejski, islamski, julijanski, pravoslavni, koledar francoske revolucije idr. Gregorijanski koledar, ki je danes v uporabi v zahodnem svetu, je bil uveden leta 1582 in izhaja iz rimskega oziroma julijanskega koledarja. Ker ima leto necelo število dni: 1 leto = 365,242 dne, zaradi ostanka 0,242 dne ≈ 0,25 dne običajna leta po gregorijanskem koledarju trajajo 365 dni, vsako četrto leto pa je prestopno in ima 366 dni. Da popravimo razliko med 0,242 in 0,25, ki v 400 letih prinese 3 dni, pa se bolj natančno pravilo glasi: če je letnica deljiva s 4, je leto prestopno, če pa je letnica poleg tega deljiva s 100 in ne s 400, to leto ni prestopno (npr., leto 2000 je bilo prestopno, leto 2100 ne bo prestopno). Danes merjenje časa ni več določeno z astronomskimi pojavi, ampak je osnovna enota ena sekunda, ki je definirana z atomsko uro (ena sekunda je enaka trajanju 9.192.631.770 nihajev valovanja, ki ga odda atom cezija 133 pri prehodu med hiperfinima nivojema osnovnega stanja). Na podlagi sekunde nato naprej definiramo astronomske enote: 1 dan = 24 ur x 60 min x 60 s, 1 leto = 365,24219 dne.^[6]

OZVEZDJA

Ozvezdja tvorijo zvezde, ki so – gledano z Zemlje – blizu druga drugi na nekem delu neba in v katerih so ljudje prepoznali neki vzorec. Lahko jih je spominjal na predmet, žival ali lik iz njihovih mitov. Ozvezdja različnih ljudstev so se razlikovala. Mnoga današnja ozvezdja, zlasti na severnem nebu, imajo korenine v starogrški mitologiji. Ozvezdja na južnem delu neba pa nosijo imena, ki so jim jih dali pomorščaki – prvi Evropejci, ki so jih uzrli in v njihovih vzorcih prepoznali ladijsko opremo (npr. Sidro) in instrumente (npr. Sekstant). Ozvezdja so torej le skupine zvezd, ki so na videz blizu druga drugi in tvorijo neki vzorec. Zvezde v nekem ozvezdju so v resnici lahko od nas zelo različno oddaljene in nimajo med sabo nič skupnega. Če bi jih gledali od drugod v vesolju, bi tvorile drugačen vzorec.

A čeprav nimajo astrofizikalnega pomena, ozvezdja ostajajo pomembna za lažjo orientacijo po nebu. Mednarodna astronomska zveza (International Astronomical Union – IAU) je glede na znana ozvezdja celotno nebo razdelila na 88 območij. Vsako območje oz. ozvezdje poleg svetlih zvezd, ki tvorijo ustrezni prepoznavni vzorec, vključuje tudi mnoge šibkejše zvezde in galaksije, ki ležijo na tem območju neba.

Znan primer ozvezdja je ozvezdje Orion na sliki 1.2, ki je zlahka prepoznavno in nam služi kot dober pripomoček za iskanje drugih ozvezdij. Na sliki 1.3 vidimo, da če Orionov pas podaljšamo levo navzdol, pridemo do najsvetlejše zvezde na nočnem nebu: to je Sirij, ki leži v ozvezdju Veliki pes. Če povežemo Orionova ramena in nadaljujemo še naprej od rdečkaste Betelgeze v levo, pridemo do zvezde Prokijon v ozvezdju Mali pes. Od Betelgeze levo in navzgor pridemo do zvezd Kastor in Poluks v ozvezdju Dvojčka.  Če povežemo srednjo zvezdo Orionovega pasu in njegovo glavo ter namišljeno daljico podaljšamo za še 3-krat navzgor, pridemo do zvezde Kapela v ozvezdju Voznik. Podaljšanje pasu desno navzgor pa nas pripelje do zvezde Aldebaran v ozvezdju Bik. Zvezde Rigel (Orionovo stopalo), Sirij, Prokijon, Poluks, Kapela in Aldebaran tvorijo tako imenovani zimski šesterokotnik, ki je, kot pove že ime, lepo viden pozimi.

Na našem nebu brez težav najdemo tudi Veliki voz, ki pa ni ozvezdje, ampak asterizem: to je vzorec zvezd, ki je del nekega ozvezdja. Veliki voz je del ozvezdja Veliki medved. Če zadnjo stranico Velikega voza podaljšamo za 5-krat, pridemo do svetle zvezde Severnice. Ta zvezda (po naključju) leži skoraj v smeri nebesnega pola – točke na nebu, okrog katere se navidezno vrtijo druge zvezde. Če nebo opazujemo dalj časa, na primer nekaj ur, bomo ugotovili, da zvezde, ki so Severnici bliže, okrog nje opišejo manjši krožni lok, bolj oddaljene pa večjega. Severnica pa ostaja pri miru in jo vedno najdemo nad severnim obzorjem. Od tod tudi izhaja njeno ime in uporabnost pri orientaciji: ko gledamo proti Severnici, imamo pred sabo sever, za sabo jug, levo zahod in desno vzhod.

 

Na sliki 1.5 vidimo, kako si lahko z Velikim vozom pomagamo, da poiščemo nekatera druga ozvezdja oz. svetle zvezde v njih.  Na sliki 1.6 je prikazan poletni trikotnik, ki ga tvorijo zvezde Vega, Atair in Deneb in je lepo viden poleti visoko na nebu.

1.2 Začetki astronomije

Na različnih koncih sveta so različna ljudstva neodvisno drugo od drugega opazovala nebo in se lotila izdelave koledarjev. Začetki zahodne astronomije pa segajo v Mezopotamijo, v zibelko zahodne civilizacije, v deželo med rekama Tigris in Evfrat (današnja Irak in Sirija). Z razvojem poljedelstva se je pričela razvijati civilizacija in z njo različni poklici. Nekateri člani družbe so obdelovali zemljo, drugi izdelovali uporabne predmete, tretji pobirali davke itd. Nekateri pa so opazovali nebo in izdelovali koledar. Za razvoj astronomije je bila tako kot za mnoga druga področja znanosti in kulture pomembna iznajdba pisave: med letoma 4000 in 3000 pr. n. št. so iznašli klinopis. Na ta način so se lahko znanje in podatki o astronomskih dogodkih prenašali skozi daljša časovna obdobja. Najstarejši ohranjeni babilonski zvezdni katalog je iz leta 1200 pr. n. št. Sumercem se imamo zahvaliti za to, da pri opisovanju kotov uporabljamo večkratnike števila 60: da polni krog delimo na 360 kotnih stopinj, te pa naprej na 60 kotnih ali ločnih minut in te naprej na 60 kotnih ali ločnih sekund.

Na glinenih ploščicah s klinopisom, znanih kot Enuma Anu Enlil, so zapisana stoletja astronomskih opazovanj. Tablica 63 iz obdobja 1900–1600 pr. n. št. vsebuje, na primer, podatke o vzhodih Venere v obdobju 21 let. Z zapisovanjem astronomskih podatkov so lahko takratni astronomi odkrili periodičnost pojavov. Tako so okrog leta 700 pr. n. št. že vedeli, da se Lunini in Sončevi mrki ponavljajo na približno vsakih 18 let, s t. i. periodo Sarosa.

Poravnave egipčanskih piramid kažejo, da so bili egipčanski astronomi že 3000 let pr. n. št. zelo vešči v opazovanju neba. Velika piramida v Gizi je zelo natančno poravnana glede na smeri neba, notranji jašek, ki se razteza od glavne dvorane skozi celotno piramido, je usmerjen proti severnemu nebesnemu polu. Zaradi precesije Zemljine osi vrtenja nebesni pol v tistem času ni bil v bližini Severnice, ampak v bližini neke šibke zvezde v ozvezdju Zmaj. Veliki tempelj Amon-Raja v Karnaku je bil poravnan glede na smer, v kateri je vzhajalo Sonce ob zimskem solsticiju. Egipčanski astronomi so imeli pomembno vlogo pri določanju datumov verskih praznovanj. Ohranjeni zapisi kažejo, da so stari Egipčani spremljali gibanje zvezd, Sonca, Lune in petih planetov. Posebnega pomena za Egipčane je bila zvezda Sirij: njihov koledar je temeljil na heliakalnem vzhodu zvezde Sirij (ko je po 70 dneh odsotnosti z neba Sirij spet postal viden tik pred vzhodom Sonca na vzhodnem delu neba). To je starim Egipčanom naznanjalo začetek poplav Nila, ključnih za njihovo poljedelstvo.

1.3 Antična Grčija

Pod starogrško astronomijo štejemo ne samo delo astronomov v antični Grčiji, pač pa tudi v drugih deželah, ki so jih zavzeli in kamor so razširili svoj jezik (npr. dežele, ki jih je osvojil Aleksander Veliki). Iz stare grščine izhaja mnogo astronomskih izrazov, vključno z besedama astronomija in planet. Tudi imena posameznih planetov izhajajo iz grške mitologije oz. od rimskih inačic grških bogov.

Njihova poslovenjena imena so:

• Merkur – rimski bog trgovine in obrti,
• Venera – rimska boginja lepote in ljubezni,
• Mars – rimski bog vojne,
• Jupiter – vrhovni rimski bog, tudi bog neba in groma,
• Saturn – rimski bog poljedelstva in časa.

• Uran – grški bog neba, oče Kronosa (rimskega Saturna) in stari oče Zevsa (rimskega Jupitra),
• Neptun – rimski bog morja,
• Pluton^[7] – rimski bog podzemlja.

Večina starogrških mislecev je bila mnenja, da Zemlja miruje, Sonce in planeti pa se gibljejo okrog nje – da velja geocentrični model vesolja (gr. gáia, lat. gea ‘Zemlja’). Med njimi sta bila Aristotel in Ptolemaj, ki je v 2. stoletju n. št. napisal astronomsko knjigo Megalé sýntaxis ali Velika knjiga. Kasneje je bila prevedena v arabščino pod naslovom Almagest ali Največji in je imela več kot tisoč let velik vpliv na astronome. Starogrški astronomi so menili, da se planeti gibljejo po krožnicah, ker so to popolne krivulje, brez začetka in brez konca.

Geocentrični in heliocentrični model

Animacije Univerze Nebraska-Lincoln na spletni strani modeli Osončja:

• animacija Ptolemajevega modela
• animacija heliocentričnega modela
• animacija konfiguracij planetov

A ker preprost model, po katerem planeti krožijo okoli Zemlje, ni mogel opisati vzvratnega ali retrogradnega gibanja nekaterih planetov (glej poglavje 3), so ga nadgradili. Retrogradno gibanje so pojasnili s kombinacijo krožnic oz. z epicikli: predpostavili so, da vsak planet kroži okoli neke točke, ki kroži okoli Zemlje. Nekateri starogrški filozofi pa so menili, da je v središču sveta Sonce, okrog katerega se gibljejo Zemlja in drugi planeti – da velja heliocentrični model (gr. helios ‘Sonce’). Med njimi je bil že v 3. stoletju pr. n. št. Aristarh, ki je znan po tem, da je prvi izračunal razmerje med oddaljenostjo Lune in Sonca od Zemlje. Poglejmo, kako.

Stari Grki so že vedeli, da so Zemlja, Luna in Sonce krogle. Na nebu sta tako Sonce kot Luna videti okrogla – kot okrogli ploščici. To velja tudi za Luno, saj lahko ne samo ob polni luni, ampak tudi ob drugih Luninih fazah ali menah vidimo, da je okrogla ploščica. Takrat lahko vidimo, da je tisti del Lune, ki je obrnjen vstran od Sonca, osvetljen s šibko svetlobo, odbito z Zemlje – t. i. pepelnato svetlobo (slika 1.8).

 

Poleg tega so vedeli tudi, da se v okviru natančnosti njihovih opazovanj navidezna velikost Lune in Sonca na nebu (zorni kot, pod katerim ju vidimo) čez dan in čez leto ne spreminjata. Iz tega so sklepali, da se oddaljenosti Lune in Sonca od Zemlje ne spreminjata.

Aristarh je predpostavil, da je Luna okrogla in da jo osvetljuje Sonce. Sklepal je, da je ob krajcu (ko z Zemlje vidimo osvetljeno točno polovico Lune), kot med smerjo proti Soncu in smerjo proti Zemlji (gledano z Lune) ravno enak pravemu kotu (glej sliko 1.9).

Izmeril je, da je takrat kot med smerjo proti Luni in smerjo proti Soncu, gledano z Zemlje (kot β = 90°– α, na sliki 1.9), enak 87°. S trigonometrijo () je nato izračunal razmerje stranic (oddaljenost Sonca od Zemlje) in (oddaljenost Lune od Zemlje):  . Ker je kot β zelo blizu pravemu kotu, ga je težko natančno izmeriti, zato je bil Aristarhov rezultat, kljub pravilnemu sklepanju, napačen. Danes vemo, da je , kar da:

(1)  

 

 

Aristarh je tudi vedel, da lahko iz znanega razmerja oddaljenosti Sonca in Lune ter iz njunih navideznih velikosti (zornih kotov), dobimo razmerje med velikostjo Sonca in Lune. Zorni kot telesa (slika 1.10) je: , pri čemer je polmer telesa in njegova oddaljenost, kot pa je izražen v radianih. Zorna kota Sonca in Lune sta približno enaka: znašata 0,5 (to je približno kot, pod katerim vidimo širino palca, če iztegnemo roko). Ker sta zorna kota Sonca in Lune približno enaka, lahko ob pomoči slike 11 (in z današnjimi podatki) zapišemo:

(2)  

Sonce je približno 390-krat dlje od nas kot Luna, a ker sta na nebu oba videti približno enako velika, sledi, da je Sonce 390-krat večje od Lune.

Aristarh je naredil še en korak naprej: opazoval je Lunin mrk in izmeril čas od takrat, ko se mrk začne (Luna vstopi v Zemljino senco), do trenutka, ko nastopi faza popolnega mrka (Luna se v celoti skrije v Zemljino senco). Izmeril je še, da faza popolnega mrka traja približno enak čas, in iz tega sklepal, da je širina Zemljine sence približno enaka dvakratnemu premeru Lune. Danes vemo, da je Zemljina senca na Lunini razdalji od Zemlje široka približno 8/3 Luninega premera (slika 1.12). S trigonometrijo je Aristarh izračunal razmerje med oddaljenostjo Lune in polmerom Zemlje . Z današnjimi podatki bi dobili in razmerje med velikostjo Zemlje in Lune: .

Vendar pa samo poznavanje velikostnih in razdaljnih razmerij še ni povedalo, kolikšne so te velikosti in razdalje. Treba je bilo izmeriti vsaj eno izmed njih, od tod naprej pa bi lahko prek razmerij dobili še druge. Zato je bil zelo pomemben korak, ki ga je naredil Eratosten v 3. st. pr. n. št. Bil je glavni knjižničar v Veliki knjižnici v Aleksandriji in je, ne da bi se iz nje premaknil, izračunal velikost Zemlje. Eratosten je od popotnikov izvedel, da je v kraju Sena (današnji Asuan) na dan poletnega solsticija opoldne Sonce točno v zenitu, saj da posije na dno navpičnega vodnjaka. Na podlagi sence, ki jo je na ta dan opoldne v Aleksandriji metala navpična palica, je izmeril, da je tam Sonce 1/50-ino polnega kroga oz. južneje od zenita (slika 13). Predpostavil je, da je Zemlja okrogla in da je Aleksandrija točno severno od Sene.

Predpostavil je še, da je Sonce tako daleč, da so svetlobni žarki, ki padajo na Seno, vzporedni tistim, ki padajo na Aleksandrijo, in je torej kot med Seno in Aleksandrijo v središču Zemlje prav tako (glej sliko 13). Če označimo razdaljo med Seno in Aleksandrijo z , lahko napišemo razmerje:

(3)  

Eratosten je od popotnikov izvedel še, da znaša razdalja med krajema 5000 stadijev, in izračunal, da je polmer Zemlje 40.000 stadijev. Žal ni točno znano, kolikšna je bila dolžina enega stadija, ki ga je uporabil Eratosten: atiški stadij je meril 185 današnjih metrov, egipčanski stadij pa 157,5 metra. Če vzamemo slednjega, za polmer Zemlje dobimo:

(4)  

Rezultat se od prave vrednosti razlikuje za manj kot 2 .

HIPARH IN MAGNITUDE

Eden največjih antičnih astronomov je bil Hiparh, ki je živel v 2. stoletju pr. n. št. Med drugim je odkril precesijo enakonočij in naredil katalog zvezd.

Uvedel je sistem magnitud, ki je v uporabi še danes. Hiparh je zvezde razdelil v šest razredov glede na to, kako svetle so videti na nebu: najsvetlejše so 1. magnitude (1 mag), tiste, ki jih s prostim očesom komaj še vidimo, pa so 6. magnitude (6 mag). Skala je torej obrnjena, saj manjša številka pomeni svetlejšo zvezdo.

Sij zvezde je povezan z gostoto svetlobnega toka z nje – koliko energije v obliki svetlobe pride do nas s te zvezde na enoto časa in na enoto površine:

(5)  

in ima enote .

Ko so v 19. stoletju ugotovili, kako meriti šibko gostoto svetlobnega toka z zvezd, so spoznali, da je skala magnitud logaritemska (to je posledica logaritemskega odziva človeškega očesa na svetlobo), in sicer tako, da je zvezda s sijem mag 100-krat svetlejša od zvezde z mag. Iz tega podatka lahko zapišemo zvezo med gostotama svetlobnega toka in sijema dveh zvezd, ki ji rečemo Pogsonov zakon (1856):

(6)  

Ali če obrnemo:

(7)  

Zvezo lahko napišemo tudi glede na neki referenčni sij , ki mu ustreza gostota svetlobnega toka :

(8)  

 

Lahko si zapomnimo, da razlika mag pomeni razmerje : zvezda, ki ima za 1 mag višjo vrednost sija, je 2,512-krat šibkejša.
Siju (označenemu z malo črko) pravimo navidezni sij, saj pove, kako svetla je zvezda videti na našem nebu. To je odvisno od njene oddaljenosti in izseva – koliko energije odda v obliki svetlobe na enoto časa: . Da ugotovimo, katera od dveh zvezd je v resnici svetlejša, moramo primerjati njuna izseva (ne njunih navideznih sijev).

V astronomiji namesto o izsevu pogosto govorimo o absolutnem siju zvezde. Po dogovoru je absolutni sij enak navideznemu siju zvezde, ki bi ga le-ta imela, če bi bila na razdalji 10 pc od nas (1 pc m, glej (16)). V mislih vse zvezde postavimo na enako razdaljo, 10 pc, in primerjajmo njihove sije, kar je enakovredno temu, da primerjamo njihove izseve. Zvezda, ki ima večji absolutni sij, oddaja manj svetlobe od tiste z nižjim absolutnim sijem.

Zvezo med navideznim in absolutnim sijem dobimo, če v Pogsonov zakon (8) vstavimo navidezni sij in opazovano gostoto svetlobnega toka:

(9)  

Pri tem smo predpostavili, da zvezda sveti enakomerno v vse smeri in je zato površina, skozi katero gre njen izsev na razdalji , enaka površini krogle s polmerom , to je . Za vstavimo – sij, ki bi ga zvezda imela na oddaljenosti 10 pc, ter ustrezno gostoto svetlobnega toka pri tej oddaljenosti:

(10)  

Ker gre za isto zvezdo, se pokrajša in sledi zveza med navideznim in absolutnim sijem zvezde:

(11)  

Količini pravimo modul razdalje. Ta enačba nam pove, kako izračunamo absolutni sij (in iz njega izsev zvezde), če poznamo navidezni sij in oddaljenost. Če poznamo navidezni in absolutni sij zvezde, pa lahko izračunamo njeno oddaljenost.

1.5 Zgodnja astronomija v drugih deželah

Na zemljepisnih širinah Srednje Amerike med aprilom in junijem Sonce prečka zenit, kar je imelo v majevskem koledarju poseben pomen, saj je naznanjalo začetek deževne dobe, od katere je odvisen tamkajšnji poljedelski cikel. Kot zanimivost: V majevskem koledarju je imelo leto 365 dni (prestopnega leta niso poznali, dolžino leta so določili iz opazovanj Sonca, npr. kje na obzorju vzhaja in zahaja – to so bile t. i. solsticijske točke ali vogali sveta), ki so jih razdelili v 18 mesecev po 20 dni in dodatnih 5 nesrečnih dni. Poseben pomen je imel tudi 260-dnevni cikel, katerega izvor ni povsem jasen. Morda izvira iz dolžine cikla med dnevoma, ko je Sonce okrog 15. severnega vzporednika opoldne v zenitu – to se ponavlja v razmiku 260 in 105 dni –, morda pa se navezuje na obdobja vidnosti Venere kot Danice in Večernice. Majevski koledar je vključeval še 52-letno periodo, imenovano koledarski krog: 52 let je najmanjši skupni večkratnik 365 dni in 260 dni (52365 dni = 73260 dni = 18.980 dni).

Na Daljnem vzhodu so bili začetki astronomije na Kitajskem, kjer ima astronomija zelo dolgo zgodovino. Natančni zapisi astronomskih opazovanj obstajajo vse od 6. stoletja pr. n. št. do uvedbe zahodne astronomije in teleskopa v 17. stoletju. Kitajski astronomi so znali napovedovati Sončeve in Lunine mrke in so izdelovali svoje koledarje. Zapisali so tudi pojave kometov in “gostujočih zvezd”, ki so se nenadoma pojavile med stalnimi zvezdami in čez čas izginile. Prvi so opazili pojav “gostujoče zvezde” – supernove leta 185 n. št. Leta 1054 so opazili supernovo, ki je ustvarila meglico Rakovica.

Tudi v Indiji obstajajo dokazi, da so že pred našim štetjem astronomi opazovali gibanje Sonca in Lune, prihod Aleksandra Velikega jim je prinesel tudi vpliv in astronomsko znanje starih Grkov. Bilo je več pomembnih indijskih astronomov in astronomskih šol. Nekateri so okrog leta 500 n. št. predlagali sistem, po katerem se Zemlja vrti okoli svoje osi in planeti gibljejo glede na Sonce. Izdelovali so zvezdne kataloge in pri opazovanjih in modelih uporabljali matematiko.

Razvito astronomijo so imele tudi arabske dežele. Njihova vloga je bila še posebej pomembna pri ohranjanju znanja antične Grčije po razpadu Zahodnega rimskega imperija. Medtem ko je Evropa z njegovim razpadom v 5. stoletju prešla v obdobje zgodnjega srednjega veka, ko znanje in kultura antike med pripadniki novonaseljenih ljudstev nista bila razširjena, so imele arabske dežele visoko razvito kulturo. Pomembna dela iz Grčije in Indije so prevajali v arabščino in hranili v knjižnicah. Arabski astronomi so velik poudarek dajali tudi opazovanjem, izdelovali so astronomske instrumente in gradili observatorije. Izdelali so katalog Zidž (v angl. Zij), nekateri so razmišljali o heliocentričnem modelu Osončja. Leta 1006 je Ridvan opazoval supernovo. Alhazen je v 11. stoletju razmišljal o tem, kako se Sončeva svetloba odbija na Luninem površju, kar nekateri štejejo za prvo astrofizikalno delo, saj je fiziko uporabil za razlago astronomskega pojava. Mnoga današnja imena zvezd (Mizar, Aldebaran, Altair idr.) izvirajo iz arabščine.

1.6 Renesansa

V Evropi se je ob razpadu Zahodnega rimskega imperija pričelo t. i. obdobje preseljevanja ljudstev, med katerim so se mnoga germanska in slovanska plemena naselila na ozemlje bivšega imperija in ustanovila lastna kraljestva. To obdobje je prineslo mnoge družbene in politične spremembe, ki so vplivale tudi na področje znanosti. Znanje grščine se je izgubilo, le tu in tam so poznali povzetke antičnih del. Nekaj astronomskega znanja, ki je bilo potrebno za določanje koledarja in datumov praznikov, npr. velike noči,^[10] se je ohranilo v samostanih. Pod vladavino Karla Velikega so začeli znanje obnavljati. V 9. stoletju so poznali osnove izračunavanja položajev planetov. V 10. in 11. stoletju so nekateri potovali v arabske dežele (v tistem času sta mednje spadali tudi Španija in Sicilija) in od tam v Evropo prinašali (pozabljeno in novo) znanje. V 11. stoletju so pričeli v Evropi ustanavljati univerze.

Pravi preporod se je pričel v renesansi. Nikolaj Kopernik je leta 1543 izdal knjigo De revolutionibus orbium coelestium (O kroženju nebesnih teles).^[11] Predlagal je heliocentrični model Osončja, v katerem je Sonce (Helios) v središču, okrog njega krožijo planeti, okrog Zemlje pa se giblje le Luna. To je bilo v nasprotju z geocentričnim modelom, ki je bil v veljavi tisočletja. Heliocentrični model je imel velik vpliv ne samo na razvoj astronomije, ampak tudi drugih znanosti, filozofije in umetnosti. Zemljo in s tem človeštvo je “vrgel” iz središča vesolja, kar mnogim ni bilo všeč, saj je s tem Zemlja postala le eden od planetov. Odprl je nov pogled na svet in naš položaj v njem.

Podpornik Kopernikovega modela je bil Galileo Galilei. Ko je Galilei slišal, da so na Nizozemskem sestavili napravo, s katero lahko gledajo oddaljene predmete, si je leta 1609 tudi sam iz dveh leč sestavil daljnogled oz. teleskop in z njim opazoval nebo. Videl je kraterje na Luni in pege na Soncu. Te “nepopolnosti” so bile v nasprotju z dotedanjo predstavo, da so nebesna telesa popolne krogle brez napak (za razliko od nepopolnih, “grešnih” stvari in bitij na Zemlji). Videl je tudi, da ima Venera mene (podobno kot Luna) in jih je možno razložiti s tem, da se giblje okoli Sonca in kaže proti Zemlji enkrat večji, drugič manjši del svoje od Sonca osvetljene polovice. Ko je opazoval Jupiter, je odkril štiri drobne “zvezdice”, ki so plesale okrog njega – to so bile štiri Jupitrove lune (Io, Evropa, Ganimed in Kalisto). Opazovanja je objavil v knjigi Sidereus nuncius ali Zvezdni sel. Utrdila so njegovo prepričanje, da tako kot se majhne lune gibljejo okoli večjega Jupitra, se tudi Zemlja in drugi planeti gibljejo okoli veliko večjega Sonca. Njegovo zagovarjanje heliocentričnega modela ni bilo povšeči Katoliški cerkvi, zato je moral svojo trditev, da se Zemlja giblje okoli Sonca, leta 1633 preklicati. Legenda pravi, da je ob odhodu iz dvorane, kjer je podpisal preklic, zamrmral: “Eppur si muove …” (“Pa vendar se giblje …”)

Johannes Kepler je bil Galileiev sodobnik. Kepler je bil nekaj časa asistent Tycha Braheja. Po njegovi smrti je uporabil Brahejeva opazovanja Marsa in z natančno analizo prišel do svojih prvih dveh zakonov, ki ju je objavil leta 1609 v knjigi Astronomia nova (Nova astronomija). Svoj tretji zakon je Kepler objavil 10 let kasneje. Keplerjevi zakoni so bili zelo pomembni, saj so pokazali, da tirnice planetov niso popolne krožnice, ampak elipse. Kljub temu pa Kepler ni vedel, zakaj se planeti tako gibljejo.

Odgovor na to vprašanje je več desetletij kasneje našel Isaac Newton. Newtonov gravitacijski zakon pravi, da je gravitacijska sila premo sorazmerna z masama obeh teles in obratno sorazmerna s kvadratom razdalje med njima. Iz njega sledijo Keplerjevi zakoni (več v poglavju 4). S tem so se razblinili še zadnji dvomi o pravilnosti heliocentričnega modela Osončja. Newtonovo delo je bilo pomembno tudi zato, ker je njegov gravitacijski zakon pojasnil tako gibanje planetov kot tudi to, zakaj jabolko pade z drevesa (oz. kaj nas drži na Zemlji) – pokazal je torej, da za telesa na Zemlji veljajo isti fizikalni zakoni kot za nebesna telesa.

Newtonova gravitacijska sila pojasni, zakaj se planeti gibljejo tako, kot se. Lahko bi rekli, da se je s tem začela astrofizika, saj so uporabili fizikalni zakon za razlago gibanja nebesnih teles.

1.7 Moderna astronomija

Po iznajdbi teleskopa in razrešitvi problema gibanja planetov so astronomi in astronomke (glej okvirček o astronomkah) z vedno večjimi in boljšimi teleskopi gledali vedno dlje v vesolje. A tudi v našem Osončju jih je čakalo še nekaj odkritij: leta 1781 je William Herschel odkril planet Uran, leta 1846 je Johann Galle odkril planet Neptun (na tistem delu neba, kjer sta ga napovedala Urbain Le Verrier in John Couch Adams), leta 1930 je Clyde W. Tombaugh (pravzaprav po naključju) odkril Pluton. Odkrivali so tudi manjša telesa, lune, asteroide, komete. Sčasoma so večino svoje pozornosti usmerili iz Osončja, k zvezdam in še dlje.

Po 2. svetovni vojni so nebo opazovali v vedno širšem delu elektromagnetnega spektra. Z radijskimi antenami so odkrili prasevanje, ki je ostanek iz časov nastanka vesolja, in s sateliti opazovali nebo tudi v tistih valovnih dolžinah, ki zaradi neprepustnosti Zemljinega ozračja ne pridejo do tal. Odkrili so izjemno močne svetilnike, kot so kvazarji in izbruhi sevanja gama. Spoznavali so nastanek in razvoj zvezd ter odkrivali goste ostanke zvezd: bele pritlikavke, nevtronske zvezde in črne luknje. Teoretično so razložili, da je bilo prvotno vesolje sestavljeno iz vodika in helija (ter nekaj malega litija), da so ga sčasoma zvezde obogatile še z drugimi, težjimi kemijskimi elementi. Z razvojem vedno boljših instrumentov je pogled astronomov in astronomk segal vedno dlje v vesolje in s tem v preteklost. Danes vidijo tako rekoč že do prvih zvezd in galaksij, ki so obstajale kmalu po nastanku vesolja. S sodobnimi meritvami so odkrili tudi nevidni sestavini vesolja: temno snov in temno energijo. Vesolje opazujejo v vseh valovnih dolžinah elektromagnetnega spektra in tudi zunaj njega, saj obstajajo tudi detektorji kozmičnih delcev (npr. Observatorij Pierra Augerja v Argentini), kozmičnih nevtrinov (npr. IceCube na Antarktiki) in gravitacijskih valov (LIGO v ZDA in Virgo v Italiji). Smo v dobi t. i. večglasniške astronomije (angl. multi-messenger astronomy), ko nam informacije o dogajanju v vesolju prinašajo štiri vrste glasnikov: svetloba, kozmični delci, kozmični nevtrini in gravitacijsko valovanje.

Današnje vedenje o vesolju je, da je nastalo pred 13,8 milijarde let s prapokom in se od takrat naprej nenehno širi. V njem je nekaj sto milijard velikih in še več pritlikavih galaksij, v vsaki običajni galaksiji je po nekaj sto milijard zvezd, neznano (ogromno) število planetov in lun ter nekaj plina in prahu. A vse to predstavlja le okrog 5 odstotkov mase oz. energije vesolja. Večina vesolja je v obliki temne snovi in temne energije, za kateri za zdaj ne vemo, kaj sta.

PARALAKSA

Paralaksa je navidezni premik nekega telesa glede na telesa v ozadju, če nanj pogledamo iz dveh različnih smeri. Če pred sabo držite svinčnik in zamižite najprej na eno oko, nato pa istočasno odprete to oko in zamižite na drugo, se vam bo zdelo, da se je svinčnik glede na predmete v ozadju premaknil. Navidezni premik je odvisen od razdalje svinčnika od vaših oči – večja kot je razdalja, manjši je premik (preizkusite s skrčeno in iztegnjeno roko).

Paralakso je uporabil starogrški astronom Hiparh, ko je primerjal opazovanja Lune z različnih krajev na Zemljinem površju in na ta način meril razdaljo do Lune.

Pri prvih meritvah oddaljenosti zvezd so uporabili t. i. letno paralakso.

 

Letna paralaksa je posledica gibanja Zemlje okoli Sonca. Če med letom opazujemo neko bližnjo zvezdo ob različnem času – z različnih položajev Zemlje na njeni tirnici okoli Sonca – bo videti, da se je glede na bolj oddaljene zvezde premaknila. Označimo položaj opazovane zvezde glede na druge zvezde oz. smer, v kateri jo vidimo, v razmiku pol leta (z dveh diametralno nasprotnih točk na Zemljini tirnici, glej sliko 14). Spremembo te smeri označimo z , pri čemer kotu rečemo letna paralaksa. Označimo oddaljenost opazovane zvezde z in razdaljo med Zemljo in Soncem z . Upoštevamo, da je in lahko približno opišemo kot krožni lok s polmerom in kotom . Sledi ( mora biti izražen v radianih):

(12)  

Drug način, z uporabo funkcije tangens in približka za majhne kote ( je v radianih), da enak rezultat.

Srednja oddaljenost Zemlje od Sonca znaša:

(13)  

To je 150 milijonov kilometrov ali 1 astronomska enota (1 a. e.).

Iz (12) lahko izrazimo oddaljenost zvezde:

(14)  

ali letno paralakso (v radianih):

(15)  

Ker so zvezde zelo daleč v primerjavi z razdaljo med Zemljo in Soncem ( a. e.), je kot tudi za najbližje zvezde zelo majhen in so ga lahko prvič izmerili šele v 19. stoletju (prvi je oddaljenost neke zvezde izmeril Friedrich Bessel leta 1838). Za nam najbližjo zvezdo, Proksimo Kentavro, znaša . To je kot, pod katerim bi videli 2 cm veliko frnikulo z razdalje 5,3 kilometra. Kot je zato priročneje izraziti v ločnih sekundah:

(16)  

Medtem ko uporabljamo astronomsko enoto kot priročno enoto, ko govorimo o razdaljah v Osončju, je parsek priročna enota za razdalje med zvezdami in jo iz zgodovinskih razlogov uporabljamo še danes. V novejšem času pogosto uporabljamo tudi enote, ki so vezane na čas potovanja svetlobe. Svetlobno leto je razdalja, ki jo svetloba prepotuje v praznem prostoru v enem letu:

(17)  

Podobno izračunamo tudi krajše enote (svetlobna minuta, svetlobna ura, svetlobni dan, svetlobni mesec).

Koristno si je zapomniti, da je 1 pc = 3,26 sv. let.

Poleg letne paralakse poznamo tudi dnevno paralakso, ki je posledica vrtenja Zemlje. Opazovalec na površju Zemlje se čez dan premika glede na nebesna telesa, zato lahko bližnja telesa vidimo v različnih smereh (glede na oddaljene zvezde, ki ostajajo pri miru). Razlika je največja, če opazujemo v razmiku pol dneva na ekvatorju. Osnova v enačbi (12) je v tem primeru enaka polmeru Zemlje, zato je dnevna paralaksa:

(18)  

Dnevna paralaksa je za zvezde tako rekoč nemerljiva in tudi za planete v Osončju je zelo majhna. Znatna je za Luno, za katero znaša okrog 1. Izmerimo jo lahko tudi za asteroide, ki pridejo v bližino Zemlje.