Že od nekdaj so se ljudje spraševali, kakšen je položaj in vloga Zemlje v vesolju. O tem so različna ljudstva imela svoje zgodbe in mite. Odkar se proučevanja narave lotevamo z znanstvenimi metodami, se je naše razumevanje položaja in vloge Zemlje v vesolju večkrat dramatično spremenilo. Sprva so imeli Zemljo za središče vesolja, okoli katerega naj bi se gibala druga nebesna telesa: Sonce, planeti in zvezde. Podrobnejše opazovanje gibanja planetov je vodilo do spoznanja, da se Zemlja, tako kot drugi planeti našega Osončja, giblje okoli Sonca. Z opazovanjem zvezd se je izkazalo, da tudi naše Sonce ni nič posebnega – ne po svojih lastnostih ne po položaju. Je le ena izmed stotin milijard zvezd v naši Galaksiji, daleč stran od njenega središča. Še več, pred približno sto leti je postalo jasno, da tudi naša Galaksija nima posebnega pomena ali položaja v vesolju. Vesolje je veliko večje od nje in v njem obstaja na stotine milijard drugih galaksij.

Bežen pogled v nočno nebo pa vsega tega bogastva ne razkrije. S prostim očesom je vidnih le okoli 10.000 zvezd, s posameznega opazovališča na Zemljinem površju v nekem trenutku le približno polovica tega. Natančno število zvezd, vidnih s prostim očesom, je namreč odvisno od opazovalnih razmer: ovir na obzorju in tega, kako temno je nebo, na kar vpliva svetlobno onesnaženje in vidnost Lune na nebu (ko je na nebu polna Luna, s svojo svetlobo presvetli šibke zvezde).

Do pred 400 leti, ko so nebo pričeli opazovati s teleskopi, so poznali le Sonce, Luno, pet planetov in zvezde, ki so vidne s prostim očesom. Da bi se na nebu laže orientirali, so vzorce svetlih zvezd povezali v podobe živali in bajeslovnih bitij — dobili smo ozvezdja. Ta so videti nespremenljiva, in sicer iz dveh razlogov. Zvezde v primerjavi s človeško časovno skalo (dolžino človeškega življenja in tudi naših civilizacij) živijo zelo dolgo in se ne pojavljajo ali izginjajo (izjeme so povezane z eksplozijo supernov, o čemer bo več govora kasneje). Zvezde so tudi zelo daleč, zato njihovega morebitnega gibanja glede na Osončje s prostim očesom ne opazimo niti v daljših časovnih obdobjih. Tako so ozvezdja, ki jih sicer lahko sestavljajo zvezde, ki so od nas različno oddaljene, videti stalna: ne spreminjajo se zvezde, ki določajo njihovo osnovno obliko, kakor tudi ne njihove medsebojne razdalje na nebu.

Nekaj svetlih pikic na nebu pa glede na druge opazno spreminja položaj. Grki so jih poimenovali vandrovci oziroma planeti. Med vandrovci so tudi kometi in asteroidi, ki se, kot vemo danes, prav tako kot planeti gibljejo okoli Sonca (so del Osončja). Asteroidi so praviloma pretemni, da bi jih videli s prostim očesom, kometi pa v bližini Sonca razvijejo značilen rep in so lahko dovolj svetli za opazovanje s prostim očesom.

Svoj položaj glede na zvezde spreminjata še Luna (ki se giblje okoli Zemlje) in navidezno tudi Sonce (ker se Zemlja giblje okoli njega).

S prostim očesom je na nebu mogoče videti tudi svetel pas — to največjo strukturo na nebu so Grki poimenovali galaxias (mlečen), ker jih je spominjala na razlito mleko. Od tod izvira izraz galaksija in angleški izraz za našo Galaksijo Milky way (dobesedno Mlečna cesta), v slovenščini pa se zanj uporablja ime Rimska cesta. Z daljnogledom in teleskopom lahko razločimo, da so ti svetli, belkasti deli na nebu sestavljeni iz množice zvezd, ki jih s prostim očesom ne razločimo.

Kljub navidezni nespremenljivosti in redu na nebu so skozi zgodovino opazili več kratkotrajnih obiskovalcev, danes bi jim rekli tranzienti. Gre za nebesna telesa, ki kar naenkrat postanejo mnogo svetlejša, kot so bila prej. Morda so bila prej tako šibka, da jih sploh ni bilo opaziti. Zato se lahko zdi, da so se pojavila na novo. Kmalu, po nekaj dneh, tednih ali mesecih, ugasnejo (morda ne povsem, zgolj toliko, da jih ne moremo več zaznati). Tak primer so supernove. Zadnja s prostim očesom vidna supernova je eksplodirala leta 1987 v Velikem Magellanovem oblaku (SN 1987A).

Na nočnem nebu lahko opazimo tudi utrinke ali meteorje — delček sekunde trajajoče svetle sledi na nebu, ki so posledica vstopa meteoroida (majhnega telesa našega Osončja) v Zemljino ozračje. V zadnjih letih opazimo žal tudi vse več hitro se premikajočih svetlih pikic: to so umetni sateliti v nizkih tirnicah okoli Zemlje.

V vesolju ni nič pri miru

Zvezde so zelo daleč. Na oko ali s preprostim opazovanjem s teleskopom ne moremo ugotoviti njihove oddaljenosti, niti ne, katera nam je bližja in katera je dlje. Tudi če se zvezde glede na nas gibljejo, tega brez posebnega, daljšega opazovanja ne opazimo. Zato si smemo predstavljati, da so vse enako daleč in pri miru — kot da so pritrjene na nekakšno nebesno kroglo.

Razdalje med njimi na nebu opišemo s kotom, ki ga med njimi izmerimo z Zemlje (več v poglavju Orientacija po nebu): med zvezdo na obzorju in zvezdo v zenitu je na primer 90. Ker pa se Zemlja vrti (enkrat na dan se zavrti okoli svoje osi) se zvezde na našem nebu navidezno vrtijo okoli nebesnih polov – severnega pola, ki se nahaja v bližini zvezde Severnice, in južnega pola. V enem dnevu naredijo en obhod in opišejo polne krožnice. Tiste, ki so bližje polu, naredijo manjše kroge kot tiste, ki so dlje.

Razdalje med zvezdami na nebu opišemo s kotom, ki ga med njimi izmerimo z Zemlje (več v poglavju Orientacija po nebu): med zvezdo na obzorju in zvezdo v zenitu je na primer 90. Ker pa se Zemlja vrti (enkrat na dan se zavrti okoli svoje osi), se zvezde na našem nebu navidezno vrtijo okoli nebesnih polov — severnega pola, ki je v bližini zvezde Severnice, in južnega pola. V enem dnevu naredijo en obhod, torej polno krožnico. Tiste, ki so bliže polu, opišejo manjše kroge, tiste, ki so dlje, večje (slika 1.1).

Ker se Zemlja giblje okoli Sonca (v enem letu naredi en obhod), se položaj ozvezdij na našem nebu skozi leto spreminja. Če opazujemo neko ozvezdje ob vedno isti uri, opazimo, da se njegov položaj na nebu vsak večer malo premakne. Nekatera ozvezdja (tista, ki ležijo v bližini ekliptike — ravnine, v kateri se Zemlja giblje okoli Sonca) so vidna samo v določenih letnih časih, ko so nad obzorjem ponoči; podnevi zvezd ne vidimo, ker je nebo zaradi Sončeve svetlobe presvetlo. V zimskih mesecih je, na primer, visoko na nebu ozvezdje Orion, v poletnih ozvezdje Škorpijon.

Planeti našega Osončja se poleg navideznega gibanja po nebu (zaradi vrtenja Zemlje in njenega potovanja okoli Sonca) premikajo tudi glede na oddaljene zvezde — ker se tudi sami gibljejo okoli Sonca. Zato nekateri na nebu opisujejo na videz zapletene zanke (t.i. retrogradno gibanje).

Podobno kot planeti se glede na oddaljene zvezde zaradi gibanja okoli Sonca premikajo tudi kometi in asteroidi. Kometi prihajajo iz oddaljenih delov Osončja in v bližini Sonca razvijejo značilen rep, ki izgine, ko se od Sonca spet oddaljijo. Periodični kometi, med njimi je najbolj znan Halleyjev komet, imajo dovolj kratko obhodno dobo (manj kot 200 let), da so lahko njihov prihod in rep opazovali več kot enkrat. Periodični kometi prihajajo večinoma iz Kuiperjevega pasu. Neperiodični kometi običajno prihajajo iz zunanjega dela Osončja — Oortovega oblaka.

Zvezde, vključno s Soncem, se gibljejo okoli središča Galaksije. Pri tem imajo, druga glede na drugo, relativno hitrost, kar povzroči, da se glede na Sonce in Zemljo (in s tem na našem nebu) premikajo. Pravimo, da imajo zvezde lastno gibanje. A zgolj redke zvezde imajo lastno gibanje dovolj izrazito, da ga lahko v daljšem časovnem obdobju opazimo s prostim očesom ali z običajnim teleskopom. Najopaznejše lastno gibanje ima Barnardova zvezda, ki se premakne za okoli 10,3 kotne sekunde (glej Stopinje, minute, sekunde) na leto; zvezda sama ni vidna s prostim očesom. Lastno gibanje postane pomembno pri dolgih časovnih skalah. Zvezdnato nebo čez sto tisoče let bo precej drugačno od današnjega. Na skali nekaj tisoč let pa se videz neba spreminja tudi zaradi precesije Zemljine osi vrtenja.

Vesolje v treh dimenzijah

Razdalje v vesolju so nepredstavljivo velike. Običajne merske enote, kot je meter, postanejo pri razdaljah v vesolju neuporabne, saj izražene v metrih postanejo njihove številke “astronomsko” velike. Za razdalje znotraj Osončja zato uporabljamo astronomsko enoto (a. e.) — to je približno povprečna razdalja od Zemlje od Sonca, kar je oziroma 150 milijonov kilometrov.^[1]. Jupiter je, na primer, od Sonca v povprečju oddaljen 5,2 astronomske enote. Neptun, zadnji izmed planetov, pa kar 30 astronomskih enot.

Razdalje do teles zunaj Osončja so tako velike, da tudi astronomska enota ni več uporabna. Zato razdalje v vesolju podajamo na podlagi svetlobe.^[2]. Svetloba ima povsod v vakuumu vesolja enako hitrost (približno 300.000 km/s). Zato lahko definiramo svetlobno leto (ly) kot razdaljo, ki jo svetloba prepotuje v enem letu. Ustrezno lahko definiramo tudi manjše enote, svetlobno sekundo in svetlobno minuto, kot razdalji, ki ju svetloba prepotuje v praznem prostoru v 1 sekundi oziroma 1 minuti. Svetloba potrebuje dobrih 8 minut, da prepotuje razdaljo med Soncem in Zemljo. Soncu najbližja zvezda je 4,2 svetlobnega leta oddaljena Proksima Kentavra. Galaksija ima premer okoli 100.000 svetlobnih let. Astronomi uporabljajo še eno enoto, parsek (pc): en parsek meri približno 3,26 svetlobnega leta. Parsek ustreza razdalji, s katere bi polmer Zemljine orbite videli pod kotom 1.

Pri opazovanju ozvezdij se velja spomniti, da vse zvezde v ozvezdju od nas niso enako oddaljene. Nam dobro znana ozvezdja postanejo povsem neprepoznavna, če jih pogledamo v treh dimenzijah. Na primer, Belatriks, najbližja zvezda Oriona, je od nas oddaljena 252 svetlobnih let, zvezda Orionovega pasu Alnilam pa kar 1976 svetlobnih let. Če bi ozvezdja opazovali iz neke druge točke v vesolju (ne iz Osončja), bi bila videti povsem drugačne oblike.

Stopinje, minute, sekunde

Velikost teles na nebu in (projicirane) razdalje med njimi merimo s koti, pod katerimi jih vidimo z Zemlje. Primer: recimo, da opazovalka vidi neki planet na obzorju in neko zvezdo v zenitu (točno nad nami). Kot med smerjo proti planetu in smerjo proti zvezdi je v tem primeru 90. Kotne razdalje so podane v stopinjah () in manjših delih stopinj: kotnih (ali ločnih) minutah () in kotnih (ali ločnih) sekundah (). V eni stopinji je 60, v eni minuti je 60. Isti zapis uporabljamo tudi za zapisovanje koordinat (glej poglavje Orientacija po nebu).

Če na horizontu ni ovir, je med horizontom in točko nad nami (najvišjo točko na nebu) 90. Telesa na nebu so videti neprimerno manjša. Luna v premeru meri približno 30, Sonce malenkost več. Sonce in Luna še zdaleč nista največji telesi na nebu. Galaksija Veliki Magellanov oblak na južnem nebu v premeru meri okoli 10, Mali Magellanov oblak je polovico manjši.

Barve, skrite v sivini

Večina zvezd, meglic in galaksij je tako daleč, da nas doseže malo njihove svetlobe. Naše oko ima dve vrsti čutnic (receptorjev) za svetlobo: čepke in paličice. Prvi zaznavajo barve, drugi samo intenziteto svetlobe. Paličice so občutljivejše kot čepki, zato ob šibki svetlobi, torej v mraku ali temi, ne zaznavamo barv, ampak le odtenke sivine. Posledično s prostim očesom ne zaznavamo barv manj svetlih nebesnih teles. Šele snemanje s kamero in nadaljnja obdelava z računalnikom na slikah razkrije nebesna telesa v barvah (poglavje Barve v astronomiji). Obstajajo tudi izjeme. Zelo svetle zvezde lahko vidimo “v barvah”. Najlepši primer je Betelgeza v Orionu (slika 1.2), ki je tudi s prostim očesom vidno rdečkasta.

Vsako nebesno telo ima svojo “barvo”. Natančneje, vsako telo oddaja svetlobo različnih valovnih dolžin (ali poenostavljeno različnih barv). Pravimo, da imajo telesa različne svetlobne spektre. Lep primer svetlobnega spektra je mavrica, ki nastane pri lomu Sončeve svetlobe na dežnih kapljicah v Zemljinem ozračju. Mavrica kaže, da je valovna dolžina Sončeve svetlobe različna, zato jo vidimo v več barvah: vse od vijolične prek modre, zelene in rumene do rdeče.

Vse zvezde sevajo svetlobo v zanje značilnem obsegu (spektru) valovne dolžine. Pri katerih barvah oziroma v katerem delu spektra izsevajo največ svetlobe, je odvisno od njihove površinske temperature. Hladne zvezde večino svetlobe izsevajo pri daljši valovni dolžini, zato so videti rdečkaste, vroče zvezde večino svetlobe izsevajo pri krajši valovni dolžini, zato so modrikaste.

Različna nebesna telesa (zvezde, meglice, aktivna galaktična jedra, supernove) imajo povsem različne spektre — podrobneje si jih bomo ogledali v poglavjih Barve v astronomiji in Fotometrija. V tem gradivu bomo večinoma ostali v območju vidne svetlobe, to je svetlobe, ki jo vidimo s svojimi očmi. A vidna svetloba je le manjši del veliko širšega elektromagnetnega spektra, v katerem sevajo nebesna telesa. Elektromagnetnemu spektru bomo nekaj besed namenili v poglavju Pot svetlobe skozi Zemljino atmosfero.

Navidezni sij in magnitude

Zvezde so videti različno svetle. Glede na njihov sij na nebu jih je razvrstil že antični filozof in astronom Hiparh (ok. 190–120 pr. n. št.). Zvezde je razdelil v šest razredov navideznega sija in vsakemu razredu pripisal magnitudo. Najsvetlejše zvezde so dobile magnitudo 1, najtemnejše, še vidne s prostim očesom, magnitudo 6. Lastnosti navideznega sija oz. magnitud so:

• svetlejša ko je videti zvezda, manjši je njen navidezni sij, izražen v magnitudah,
• skala magnitud je logaritemska,
• magnitude nimajo enote
• navidezni sij ima lahko negativne magnitude (Sirij ima, na primer, navidezni sij -1,5 magnitude (mag), najtemnejše galaksije, ki jih lahko vidimo z najboljšimi teleskopi, imajo navidezni sij več kot +30 mag).

Sodobna definicija navideznega sija pravi, da je zvezda z mag stokrat svetlejša od zvezde z mag. To pomeni, da je gostota svetlobnega toka — količine energije, ki jo prejmemo v obliki svetlobe na enoto časa in enoto površine — s prve zvezde 100-krat večja od gostote svetlobnega toka z druge zvezde.

Gostota svetlobnega toka z zvezde je odvisna od izseva zvezde (koliko energije odda v obliki svetlobe na enoto časa) in oddaljenosti zvezde od nas . Če predpostavimo, da zvezda oddaja svetlobo v vse smeri enakomerno (izotropno) in se nič energije ne porazgubi (absorbira), lahko izsev delimo s površino krogle, s katero zaobjamemo vso svetlobo zvezde na razdalji in je enaka . Tako dobimo gostoto svetlobnega toka na razdalji :

(1)  

Povezavo med navideznima sijema in gostotama svetlobnega toka dveh zvezd strnemo v Pogsonov zakon:

(2)  

Enačbo logaritmiramo z logaritmom osnove 10 in zapišemo kot:

(3)  

Navidezni sij zvezde ni absolutna količina — vedno ga podamo relativno glede na navidezni sij druge zvezde. Iz zgodovinskih razlogov je navidezni sij referenčne zvezde (zvezde, glede na katero podajamo sij) običajno sij zvezde Vega, ki ji po dogovoru pripišemo navidezni sij 0 mag.

Siji, o katerih smo govorili do sedaj, so navidezni siji, ki nam povedo, kako svetle so videti zvezde. A te vrednosti ne povedo, koliko svetlobe zvezda izseva (kolikšen je njen izsev). Dve nam enako svetli zvezdi sta od nas lahko zelo različno oddaljeni, kar pomeni, da izsevata različno količino svetlobe (imata različen izsev).

V astronomiji zato uporabljamo še eno količino, absolutni sij. To je navidezni sij, ki bi ga imela zvezda, če bi bila oddaljena 10 pc. Na ta način v mislih postavimo zvezde na enako oddaljenost (10 pc) in absolutni sij nam pove, katera je dejansko svetlejša (ima večji izsev oziroma nižji absolutni sij) ali temnejša (z manjšim izsevom oziroma višjim aboslutnim sijem).

Vstavimo enačbo 1 v enačbo 3 in zvezdo postavimo na razdaljo 10 pc. Dobimo izraz za absolutni sij :

(4)  

Če poznamo navidezni sij in oddaljenost zvezde, lahko s to enačbo izračunamo njen absolutni sij. In obratno: če poznamo navidezni in absolutni sij zvezde (npr. za standardne svetilnike, kot so spremenljive zvezde tipa kefeid), lahko izračunamo njeno oddaljenost.

Na naslednji interaktivni sliki si še enkrat oglejte najsvetlejše zvezde Oriona. S klikom na gumb ob zvezdi se vam bodo izpisali njeni podatki.