Астрономија

Историја на астрономијата

Љубопитноста на античките народи за денот и ноќта, Сонцето, Месечината и ѕвездите најпосле ги довела до набљудувања со кои небесните тела изгледале дека се движат по еден вообичаен терк. Ова движење се покажало од голема корист при дефинирањето на времето, локацијата и правците на Земјата. Астрономијата всушност потекнала од самите проблеми со кои се соочиле уште првите цивилизации. Античките народи имале потреба од воспоставување на вистинските периоди на садење и жнеење на житата како и за нивните ритуални и религиозни прослави. Движењето на небесните тела им помагало да го мерат времето при долгите патувања на вршење на стоковата размена. Најстарите пронајдени цртежи поврзани со небесните набљудувања датираат од пред 3000 година п.н.е. На самите цртежи кои биле нанесувани на коски, а најчесто на пештерските ѕидови, се наоѓаат претставени соѕвездија како Големата Мечка, Касиопеја онака како што тогаш изгледале.
Културата на древните Кинези датира уште од 3000 година п.н.е. кога почнува да се развива нивната астрономија. Тие уште тогаш знаеле да ги предвидат затемнувањата на Сонцето и Месечината, да ги определат рамнодневниците и горната и долната кулуминација. Времето го мереле со помош на сончеви часовници, а воедно се и првите луѓе кои почнале да зборуваат за сончевите дамки кои случјно ги откриле кога прку густиот чад на голем пожар погледнале кон Сонцето.
Од периодот од 3000 година п.н.е. се среќаваат и интересни градби меѓу кои се издвојува најстарата астрономска опсерваторија, Стоунхенџ (помеѓу 3000 и 1000 година п.н.е.). Тоа се, всушност, огромни камени блокови кружно распоредени кои се сместени близу Салсбург, Англија. Се смета дека за предисториските луѓе Стоунхенџ претставувал еден вид ритуален споменик. Малку се знае за неговата вистинска функција, но се верува дека неговата структура им овозможувала на неговите градители да ги предвидат положбата на Сонцето, рамнодневниците, затемнувањата и други настани од Сончевиот календар.
Месопотамците биле први од античките набљудувачи на ѕвезди кои направиле обид за уредување на деновите, односно месеците во еден постојан временски систем, односно календар. Тие ги делеле светлите тала на небото на подвижни и неподвижни ѕвезди. Петте “подвижни ѕвезди” биле Меркур, Венера, Марс, Јупитер и Сатурн. Подоцна овие тела го добиле името планети (“скитници”). Тие, заедно со Сонцето и Месечината, се движат околу ѕвездената сфера во еден тенок појас кој бил наречен Зодијак. На секое соѕвездие му бил определен период на “владеење” кој се совпаѓал со периодот за кој Сонцето привидно минувало низ тој дел од сферата. Овие соѕвездија подоцна биле именувани од Птоломеј, астроном кој живеек во вториот век од нашата ера, и тоа со следниве имиња: Овен, Бик), Близнаци), Рак, Лав, Девица, Вага, Шкорпија, Стрелец, Јарец, Водолија и Риби.
Помеѓу античките народи кај кои се сретнуваат податоци за небесните набљудувања е и цивилизацијата на Маите кои во тоа време го знаеле точното привидно движење на небесните тела. Археолозите веруваат дека Формативниот период на Маите започнал околу 1500 година п.н.е., но врвот на нивните културни достигнувања бил постигнат за време на класичниот период кој траел од 300 до 900 година н.е. Во овој временски интервал Маите имаат создадено уникатна уметност и архитектонски стилови, направено зачудувачки астрономски опсерватории и развиено систем на хиероглифи за бележење на значајните настани. Придонесите од оваа цивилизација продолжуваат да се чувтвуваат во Мексико каде многу туристи ги посетуваат урнатините од времето на Маите, како на пример оние од Посткласичниот град Чиченица.

Астрономски рекорди

Најниска опсерваторија- овој телескоп се наоѓа во рудникот Хоумстејк, 1.5 км под земјата во американската држава Јужна Дакота. Во него се набљудуваат ситни честички од вселената, неутрини, кои без проблеми минуваат низ Земјата. Нивното минување се следи со помош на голем резервоар исполнет со посебна течност.
Најголема параболична радио антена- има пречник од 305 метри а претставува дел одрадиотелескопот Аресибо. Изградена е во природното врталиште во ридовите на Порторико.
Најстарата сочувана опсерваторија е Чомсунг-Дае во местото Кјонџу, во Јужна Кореја, изградена околу 632 година.

Телескопи

Рефракторски телескоп - Големата стаклена леќа( објектив) ја собира светлината од ѕвездите во лик кој се создава во центарот (окулар)го зголемува тој лик. Бидејќи во овој телескоп доаѓа до рефракција(прекршување) на светлината, затоа се нарекува рефракторски телескоп.
Рефлекторски телескоп - Тој не ја собира светлината со леќа, туку со закривено(параболично) огледало на дното на цевката а потоа го фокусира на малото огледало кое го свртува кон објективот. Полесно е да се направи големо огледало отколку голема леќа. Во денешно времеденешните најголеми телескопи се рефлекторските, со кои се набљудуваат и најоддалечените ѕвезди.
Камерата на Шмит - овој телескоп го пронашол естонскиот оптичар Бернард Шмит. Тоа е всушност рефлекторски телескоп со сферно огледалопри што пред огледалото се поставува посебна избрусена стаклена плоча. Таа ги поправа грешките на огледалото и со тоа овозможува снимање под многу жироок агол, што е многу важно при картирањето на небото.

Астрономски мерки

Светлосна година - тоа е растојание кое светлината го минува за една година. Со оваа единица се мерат големите растојанија, а изнесува 9461 милијарда километри. Светлината од галаксијата IC 4294 која денес ја гледаме, тргнала од својот извор пред 117 милиони години, кога на земјата шетале диносаурусите.
Паралакса - Доколку ја набљудуваме ѕвездата од двата краја на патеката на Земјата ќе забележиме дека ја сменила својата положба во однос на најоддалечените ѕвезди. Таа промена на аголот ја нарекуваме паралакса и со нејзина помош можеме да ја пресметаме оддалеченоста на секоја ѕвезда.

Набљудувачки инструменти

На телескопите за набљудување на видливата светлина можат да се проучуваат само некои бранови должини кои доаѓаат од вселената. Телескопите кои фаќаат друѓи бранови должини од електромагнетниот спектар им овозможуваат на астрономите да создадат поцелосна слика за вселената.

Занимливости

Астронаутски костум-Вселенските костуми (скафандер) мора да бидат отпорни, за да го штитат астронаутот од ситните метероиди. Повеќето од нив имаат вграденосистеми за ладење, како и затемнети рефлектирачки визири кои ги штитат астронаутите од сјајот на Сонцето. Вселенските костуми на Земјата се многу тешки, но на вселената немаат тежина.
Вселенски рекорди-Најдолгиот престој( без прекинување) го остварил рускиот космонаут Валериј Пољаков,кој во вселенската станица Мир поминал 417 дена и 17 часа во периодот од јануари 1994 година до март 1995 година.
Првиот брачен пар во вселената биле Американците Марк Ли и Џуди Дејвис, на вселенскиот шатл Ендеавор во септември 1992 година.
Вселенска станица-Благодарејќи и на вселенската станица, астронаутите можат долго да живеат и работат во вселената. Научни опити, невозможни за на Земјата во вселената можат да траат со месеци па и со години. Станиците се големи за веднаш да се пренесат на вселената, па се составуваат од делови донесени од повеќе ракети.

Вавилонска астрономија

Иако Египќаните, Маите и Кинезите развиле интересни карти на соѕвездија, како и корисни календари, сепак културата на Вавилонците бележи поголеми достигнувања. Вавилонската цивилизација растела од XVII до VI век п.н.е. За да го усовршат нивниот календар, тие ги проучувале движењата на Сонцето и Месечината. Тие го назначиле денот после младата месечина за почеток на секој месец. Околу 400 година п.н.е., период кога Вавилон е дел од Персија, вавилонските астрономи забележале дека привидните движења на Сонцето и Месечината од запад кон исток околу Зодијакот немаат постојана брзини. Овие тела наизглед се движат со брзина која расте сè до половината на нивната ротација до одреден максимум по што нивната брзината опаѓа на својот минимум. Вавилонците се обиделе да го претстават овој циклус аритметички со тоа што на Месечината ‘и дале фиксна брзина на движење за време на едната половина од нејзиниот циклус, а различна фиксна брзина за другата половина од циклусот. Подоцна тие го усовршиле математичкиот метод со тоа што ја претставиле брзината на Месечината како фактор кој линеарно расте од минимум до максимум за време на првата половина од револуцијата, за потоа да опадне на минимумот до крајот на циклусот. Со овие пресметки на месечевите и сончевите движења Вавилонските набљудувачи на ѕвезди можеле да гопредвидат времето на младата месечина и воедно првиот ден од месецот. На сличен начин биле пресметани и планетарните позиции претставени заедно со нивните повратни и вообичаени движења кон исток. Веројатно е дека од оваа цивилизација потекнуваат астрономите кои го измислиле системот на пресметки.

Старогрчка астрономија

Цивилизацијата на Старите Грци се развивала од околу 1400 до 300 година п.н.е. Ним им се припишуваат значјни теоретски придонеси за астрономијата. Во самата “Одисеја” на големиот Хомер се споменуваат ѕвездени групи како Големата Мечка, Орион и Плеадите, при што е опишана функцијата на ѕвездите како водич во навигацијата на луѓето. Во една од своите поеми познатиот старогрчки поет Хесиод ги информира фармерите за тоа кое оѕвездие изгрева пред мугри во различни годишни времиња назначувајќи го најпогодното време орање, садење и жнеење. Важни научни придонеси се поврзуваат со Талес од Милет и Питагора од Сабос, но никакви пишани дела не се сочуавни од овие старогрчки филозофи. Постои легенда, чие потеко буди сомнежи, дека Талес точно го предвидел затемнувањето на Сонцето во мај 585 година п.н.е. Околу 450 година п.н.е. Филолас, еден од следбениците на Питагора, верувал дека Земјата, Сонцето, Месечината и планетите се движат околу централен оган. Околу 370 година п.н.е. астрономот Евдокс ги објаснил набљудуваните движења врз претпоставката дека огромна сфера, која ги носи на својата вдлабната страна ѕвездите, се движи околу Земјата со дневна ротација. Додека, пак, за објаснување на движењата на Сонцето, Месечината и планетите, сметал дека внатре во сферата постојат други провидни сфери меѓусебно поврзани на ралични начини.
Најверојатно најоригиналниот антички набљудувач на небото бил Аристарх од Самос. Тој верувал дека движењата на небото можат да се објаснат со хипотезата дека Земјата се свртува околу својата оска еднаш на 24 часа и заедно со другите планети се врти околу Сонцето. Ова објаснување било отфрлено од многу старогрчки филозофи кои ја сметале големата, тешка Земја за статична топка околу која кружи светлината како безмасивно тело. Оваа, пак, теорија, која е позната како геоцентричен систем, останува виртуелно непредизвикана околу 2000 години. Аристарх, исто така, го измерил и полупречникот на растојанијата од Земјата до Сонцето и до Месечината.
Математичарот, астрономот и географот Ератостен (доле) (276 - 194), кој пред сè бил голем филозоф и логичар, стигнал дотаму што успеал со голема точност да го одреди полупречникот на Земјата. Приказната за ова негово откритие е широко позната за која пишува и Карл Саган во својата книга “Космос”. Накусо, Ератостен прочитал во некоја папирусна книга дека во Сиена, на пладне, на 21 јуни, стаповите што вертикално се забодени во Земјата не фрлаат никаква сенка. Во денот на летната долгодневница, во најдолгиот ден од годината, додека часовите изминуваат кон пладне, сенките од столбовите на храмовите стануваат сè покуси. На пладне исчезнуваат наполно. Тогаш одразот на Сон цето може да се види и во водата на дното од најблискиот бунар. Сонцето се наоѓа точно над главата. Љубоптноста го натерала Ератостен да преземе експеримент - всушност да провери дали вертикално забодените стапови остануваат без сенки и во Александрија на 21 јуни. Но се покажало дека сенки сепак имало. Ератостен се запрашал зошто стапот, забоден вертикално во Сиена, не фрла никакава сенка додека, во истиот тој миг, вертикално забодениот стап во Александрија, далеку на север, има значителна сенка. Единствениот можен одговор бил - површината на Земјата да биде закривена. И тоа: колку што е поголема таа закривеност толку е поголема и разликата во должината на сенките. Сонцето се наоѓа толку далеку што неговите зраци се паралелни кога ќе пристигнат до Земјата. Стаповите што се забодени под различни агли во однос на правецот на доаѓањето на сончевите зраци фрлаат сенка со различна должина. Со оглед на забележаната разлика во должината на сенките, оддалеченоста меѓу Александрија и Сиена морала да изнесува околу седум степени по површината на Земјата; со други зборови, ако замислиме дека стаповите се протегаат сè до центарот на Земјата, тие тука би се сечеле под агол од седум степени.
Седум степени се приближно педесетти дел од триста и шеесетте степени колку што изнесува вкупниот обем на Земјата. Ератостен знаел дека растојанието меѓу Александрија и Сиена е приближно осумстотини километри затоа што ангажирал еден човек да пропешачи и измери. Осумстотини километри по педесет изнесува четириесет илјади километри: значи толкав мора да биде обемот на Земјата. Тоа и е точниот одговор.
Во астрономијата, големиот старомакедонски филозоф, Аристотел ја застапувал претпоставкта за конечна сферична вселена со Земјата како најзин центар. Според него, централниот регион е составен од четири елементи: земја, воздух, оган и вода. Во Аристотеловата физика, секој од овие четири елементи има свое одредено место, детерминирано од својата релативна тежина односно “специфична тежа” (според својата тежина, од полесното кон потешкото, Аристотел ги подредил елементити по овој редослед: оган, воздух, вода, земја). Секој елеманет по природа се движи по права линија - земјата надолу, оганот нагоре - кон своето одредено место каде што ќе остане да мирува. Според тоа, Земјиното движење е секогаш линеарни и секогаш доаѓа до запирање. Небото, меѓутоа, се движи природно и бескрајно со комплексно кружно движење. Затоа небото би морало да биде составено одпетти, различен елемент, кој го нарекол етер. Етерот како супериорен елемент е неспособен за каква било промена освен промена на местото при кружното движење. Аристотеловата теорија дека линеарното движење секогаш се одвива низ отпорна средина е всушност валидна за сите Земјини движења кои можат да се набљудуваат. Аристотел, исто така, сметал дека потешките тела од некој материјал паѓаат побрзо од полесните со ист облик. Ова погрешно гледиште било прифатено како факт сè додека италијанскиот физичар и астроном Галилео Галилиеј не го спроведе својот експеримент со пуштањето на различните тежините од Кривата Кула во Пиза.
Во II век н.е., на почетокот на Хелинистичкиот период, Старите Грци ги комбинирале своите теории за небесните тела со внимателно испланирани опсервации. Астрономите Хипарх и Птоломеј ја одредиле положбата на речиси 1000 ѕвезди и ги употребиле тие ѕвездени табели како основа за мерење на планетарните движења. Напуштајќи ја идејата на Евдокс за сферите и прифаќајќи многу пофлексибилен систем на кругови тие поставиле постулати за низа ексцентрични кругови каде Земјата е близу центарот за да ги претстават главните источнонасочни движења при различни брзини на Сонцето, Месечината и планетите околу зодијакот. За да ги објаснат периодичните варијации во брзината на Сонцето и на Месечината и обратните движења на планетите, го поставиле постулатот дека секое од овие тела се врти униформно околу втор круг, наречен епицикл, чиј центар се наоѓа на првиот круг. Па така, при правилен избор на пречниците и брзините за две кружни движења припишани на секое тело, неговото набљудувано движење би можело да се претстави. Во некој од случаите се јавува потреба за уште еден, трет круг. Оваа техника била опишана од Птоломеј во неговото големо дело “Алмагест”.
Птоломеј ја дал завршницата на геоцентричниот систем. Основните начела на Птоломеевиот систем се:

Земјата е топка
Земјата лежи во близина на центарот на вселената
Земјата е неподвижна
Земјата не се движи околу својата оска
Земјата не се движи околу Сонцето
Сите тела се движат околу Земјата по кружни патеки и со непроменлива брзина (исклучок прават планетите)

Средновековна астрономија

Во овој период грчката астрономија била пренесена кон исток на Сиријците, Хиндусите и Арапите. Арапските астрономи составиле нови ѕвездени каталози во IX и X век, а притоа развиле табели на планетарни движења. Арапите, како добри набљудувачи, направиле неколку корисни придонеси во астрономските теории.
Ел-Бируни (973-1050) бил арапски научник кој пишувал на мноштво различни научни теми. Неговите најважни придонеси како научник биле неговите високо перцептивни набљудувања на природните појави. Меѓу неговите најголеми дела се наоѓа и “Канон” што претставува негова најсеопфатна студија за астрономијата. Ел-Бируни принел докази дека Земјата е округла и развил нов метод за мерење на нејзината површината. Наоѓајќи ги разликите помеѓу аглите на Земјините испакнатини, тој извршил пресметка на пречникот на Земјата врз основа на различниот видик што се наоѓа пред него.

Теоријата на Коперник

Полскиот астроном Никола Коперник извршил револуција во науката со тоа што го поставува постулатот дека Земјата и другите тела кружат околу стационарно Сонце. Со тоа тој му се спротивставил на дотогаш многу популарниот геоцентричен систем на Птоломеј. Коперник најпрвин се двоумел околу издавањето на неговото откритие, бидејќи се плашел од критиката на научните и религиозните заедници. Иако на почетокот претрпел отфрлање и недоверба, Копернковиот систем е рангиран за најприфатен концепт за вселената до крајот на XVII век. Всушност системот на Коперник привлекувал многу малку внимание сè додека италијанскиот астроном Галилео Галилеј (слика десно) не изнашол докази за негово поткрепување. Како таен обожавател на Коперниковиот труд, Галилео ја увидел шансата да ја Испроба Коперниковата теорија со пронаоѓањето на телескопот во Холандија.

Во 1609 година Галилео направил мал рефракторен телескоп, го насочил кон небото и ги открил фазите на Венера, што било индикација дека оваа планета кружи околу Сонцето: исто така открил четири месечини кои кружеле околу Јупитер, а ги забележал и прстените на Сатурн. Убеден во тоа дека, барем, некои тела не кружат околу Земјата, тој започнал да зборува и пишува поддржувајќи го Коперниковиот систем. Неговите обиди да го публицира Коперниковиот систем го довеле до судири со црковните власти. Иако бил принудуван да се откаже од неговите верувања и писанија, оваа моќна теорија не можела да остане потисната.

Законите на Кеплер и теоријата на Њутн

Копрниковата теорија била само еден вид преуредување на планетарните орбити на Птоломеј. Теоријата на Старите Грци за движењето на планетитепо кружници со фиксни брзини претставува, всушност, продолжение на Коперниковиот систем. Од 1580 до 1597 година данскиот астроном Тихо Брахеги набљудувал Сонцето, Месечината и планетите од опсерваторијата близу Копенхаген, а подоцна продолжил и во Германија. Врз основа на податоците собрани од Брахе, неговиот германски асистент, Јохан Кеплер (десно), ги формулирал законите за планетарните движења, притоа давајќи точен математички опис на планетарните орбите. Со тоа тој го изнаесол заклучокот дека планетите се движат околу Сонцето не по кружни орбити со униформирано движење, туку по елиптични орбити при различни брзини и дека нивните релативни растојанија од Сонцето можат да се одредат од набљудуваните периоди на нивната револуција.
Иако во Италија храбриста на Галилео да навести постоење на други светови и храброста на Џордано Бруно да се впушти во размислување за други облици на живот им донела многу страдања, во Холандија астрономот Кристијан Хајгенс, кој отворено ги застапувал идеите на Галилеј и на Бруно, бил опсипуван со почести. Хајгенс (1629-1695) конструирал повеќе дурбини како и часовник со секундарно клатно. Тој ја открил тајната на Сатурновиот прстен, а малку подоцна го извел и законот за центрифугална сила. Во времето на Хајгенс светлината претставувала предмет на научно истражување. Додека Снелиус ја испитувал рефракцијата, а Левнух го измислил микроскопот, самиот Хајгенс ја поставил теоријата за брановата природа на светлината. Тој тврдел дека поведението на природата на светлината е како ширење на бранови низ вакуум, слично на движењето на брановите во морето. Многу особини на светлината, вклучувајќи ја тука и дифракцијата, можат природно да се објаснат со брановата теорија, така што идејата на Хајгенс доминирала во годините потоа. Британскиот физичар Сер Исак Њутн (лево) (1643-1727) се восхитувал од Хајгенс. Тој верувал дека светлината се однесува така како да претставува струја од ситни честички, делумно и поради тоа што сенките се одликуваат со остри рабови. Сметал дека црвената светлина се состои од најголеми честички, а виолетовата од најмали. Тој усовршил едноставен принцип за да ги објасни Кеплеровите закони за планетарните движења. Преку математичко резонирање, тој дошол до заклучокот дека постои одредена привлечна сила помеѓу Сонцето и секоја од планетите. Оваа сила, која зависи од масите на Сонцето и планетите како и од растојанијата меѓу нив, претставува основа за физичко толкување на Кеплеровите закони. Њутновото математичко откритие е наречено Теорија на гравитација.

Кон модерната астрономија

По Њутн астрономијата се разгранува во неколку насоки. Со неговиот закон за гравитација, старото прашање за планетарното движење е одново проучувано како небесна механика. Усовршените телескопи дозвилија скенирање на површините на планетите, откривање на многу послабо сјајни ѕвезди како и мерење на ѕвездените растојанија. Во XIX век, новиот инструмент наречен спектроскоп овозможи да се добијат информации за хемискиот состав и движењето на небесните тела. За време на XX век се изградени значително поголеми рефлексиони телескопи со огледала од 1000 см во пречник. Проучувањата со овие инструменти доведоа до откривање на структурата на големите далечни збирови на ѕвезди, наречени галаксии и на групациите на галаксии. Во втората половина на XX век развојот во физиката доведе до појава на нови класи на астрономски инструменти од кои некои се поставени на сателитите-опсерватории кои орбититраат околу Земјата. Овие инструменти беа чувствителни на широк спектар на радијациски бранови должини, вклучувајќи ги гама-зраците, х-зраците, ултравио-летовите зраци, инфрацрвените зраци и радио регионите на електромаг-нетниот спектар. Астрономите започнуваат да ги проучуваат не само планетите, ѕвездите и галаксиите, туку и плазмата (топли јонизирани гасови) која ги опкружува двојните ѕвезди, меѓуѕвездениот простор во кој се раѓаат нови ѕвезди, ладниот прав кој е невидлив во оптичките региони, енергетските јадра на галаксиите кои можеби содржат во себе црни јами и фотоните кои потекнуваат од големиот прасок кои можеби носат информации за раната историја на вселената.

Сончев Систем

Њутновиот закон за гравитација ги постави постулатите за постоечката привлечна сила меѓу Сонцето и секоја од планетите со цел да ги објасни Кеплеровите закони за елиптичните двежења. Од него произлезе дека мора да постојат и многу помали сили помеѓу самите планети, како и помеѓу Сонцето и другите тела во Сончевиот Систем. Меѓупланетарните гравитациски сили ја предизвикуваат девијацијата на орбитите на планетите од регуларното елиптично движење. Повеќето од овие неправилности, предвидени врз основа на Њутновата теорија, можат да се набљудуваат и со телескоп. Како резултат на развојот на многу попрецизни астрономски инструменти и фотографски техники беше усовршено набљудувањето на позициите на планетите. Во исто време математичките пресметки овозможија на астрономите да ги предвидат позициите на планетите со години однапред со прецизност многу блиска на набљудуваните позиции. Со помош на компјутерите се изведувале сè посложени пресметки што овозможувало да се дојде до попрецизни резултати. Со употребата на телескопот беа откриени и нови членови на сончевиот Систем, вклучувајќи го откривањето на планетата Уран во 1781 година од страна на британскиот астроном Сер Вилијам Хершел; планетата Нептун во 1846 независно од британскиот астроном Џон К. Адамс и францускиот астроном Клајд В. Томбо. Бројот на познатите природни сателити се зголемува со пролетувањето на сондите покрај надворешните планети. Како што астрономите добиваат подобар поглед на планетите, така и овие бројки би можеле да продолжат да се зголемуваат. Се следат повеќе од 1600 астероиди при нивното движење најчесто помеѓу орбитите на Марс и Јупитер. Каталогирани се неколку стотици поодделни планети. Постојат безбројни помали тела како што се кометите и металните метеори. Хемиските анализи и физичките проучувања на непристапните небесни тела беа овозможени со пронаоѓањето на спектроскопот во 1814 година од страна на германскиот физичар Јозеф фон Фраунхофер и откритието дека секој хемиски елемент содржи посебен, уникатен пакет на спектрални линии. Анализите на планетарните и ѕвездените спектри покажаа дека тешките тела се составени од истите хемиски елементи за кои се знае и на Земјата. Спектроскопските проучувања ги направија достапни инаформациите за температурата на површината, гравитацијата на површината и движењата на небесните тела.
Сателити опремени со инструменти им се приближија на Меркур, Венера, Марс^{[мртва врска]}, Јупитер, Сатурн и Уран во 1970-тите и 1980-тите за да соберат хемиски и физички податоци. Таквите вселенски летала ги открија прстените околу Јупитер и неговите нови месечини, како и новите месечина на Сатурн и на Уран. Овие сателити исто така обезбедија информации кои фрлаат сомнеж за можното присуство на живот на другите планети во сончевиот Систем. Сите овие планети се или премногу жешки, премногу ладни или премногу суви за да поседуваат атмосфера погодна за животот зачнат од човекот.

Блиски ѕвезди

Пред откривањето на телескопот ѕвездите се сметале за одвај пригодна заднина за скенирање на чудесиите на Сонцето, Месечината и планетите. По откривањето на телескопот ѕвездите станаа посебна тема во астрономијата.

Мерење на сјајноста

Астрономите во минатото ги поделиле ѕвездите во шест класи, во зависност од нивната сјајност. Мерката за сјајност беше наречена величина. На најсјајните ѕвезди им беше дадена величина 0, а на најбледите величина 6. Со сè почестата употреба на телескопите астро-номите беа во можност да видат ѕвезди многу побледи од оние видливи со голо око. Тие ја надополнуваа скалата на магнитуди сè повеќе, давајќи им на побледите ѕвезди повисоки магнитуди. Магнитудите беа единственото мерило за сјајноста на ѕвездите сè до XIX век кога се развиени и инструменти со кои астрономите можеа да ја измерат вистинската количина на светлина што од една ѕвезда допира до Земјата. До 1850-тите се знаеше и многу повеќе за реакцијата на човечкото око на светлина и за сјајноста на ѕвездите. Кога човечкото око споредува два објекта од кои едниот е двапати посветол од другиот, тие не го регистрираат истиот како двапати посјаен. Големата разлика во сјајноста резултира со релативно мала разлика во магнитуди. Астрономите ја дефинираа магнтудата какопроизвод на логаритмот на сјајноста на еден објект.

Мерење на растојание

Со движењето на Земјата околу Сонцето, оддалечените ѕвезди изгледаат како да се движат на небото. Ова наводно поместување, познато како ѕвездена паралакса, е најосетно во интервали од шест месеци, кога Земјата се наоѓа на спротивните страни на нејзината орбита околу Сонцето. Астрономите ја користат ѕвездената паралакса за да ја одредат оддалеченоста на ѕвездата од Земјата со помош на аголот кој таа ѕвезда го прави со двете нејзини паралактички положби. Колку е поголема оддалеченоста на Земјата, толку нејзината паралакса е помала. Најблиската ѕвезда, Алфа Кентаур, е околу 260 000 пати подалеку од Земјата отколку Сонцето. Првите растојанија на ѕвезди беа измерени независно од астрономи во 1838 година.

Состав и енергија на ѕвездите

Изворот на огромната енергија која Сонцето и другите ѕвезди ја зрачат долго време претставувала мистерија. Сонцето произведува моќ од 3,86 х 10 26 вати (5,18 х 10 23коњски сили). Според геолошките докази животот на Земјата постои речиси неколку милијарди години, од што, пак, може да се заклучи дека дека сончевата енергија со сегашната стапка се ширела околу стотици милиони години. Во 1938 година американскиот физичар Ханс Бетс ја усоврши теоријата дека сончевата енергија е производ на јадреното соединување на водородните атоми во атоми на хелиум. Ова откритие го отвори патот кон развојот на водородната бомба со јадрено соединување околу 15 години подоцна. Ѕвездите кои се најмалку 1,4 пати помасивни од Сонцето го поминуваат нивниот животен циклус многу побрзо од Сонцето. Оптичките телескопи ги открија основните фази од животот на тие ѕвезди. Најпрво ѕвездата почнува да се кондензира однатре стнувајќи одвај густ молекуларен облак. Кондензацијата предизвикува период на контракција и внатрешно затоплување по што следи долгиот период на почетната фаза (mainsequencestar). При крајот на нејзиниот живот ѕваздата се проширува стапувајќи во фазата црвен џин, повторно се собира во состојба слична на почетната фаза (mainsequence star) за да на крај се изродува во бело џуџе.
Во 1960 тите британскиот радиоастроном Џоселин Бел откри рапидно променливи сигнали кои доаѓаа од ѕвездовидни објекти. Неговите проучувања укажаа на тоа дека станува збор за пулсирачки извори, наречени пулсари, кои се состојат од материја која е многу погуста од белите џуџиња. Оттука со голема веројатност може да се заклучи дека пулсарот е последната етапа во животот на една ѕвезда пред нејзинто конечно умирање како црна јама, чија маса е толку густа што ништо, дури ни зрачењето не може да í побегне. Во 1974 беше откриена црна јама во соѕвездието Cygnus со детектирање на Х-зрачењето од гас забрзан до огромна брзина, близу брзината на светлината, која ја добил паѓајќи кон црната јама. Оттогаш беа разгледувани и други можности, како на пример, огромни црни јами сместени во центарот на бурно радијационите галаксии. Во 1994 година Хабл Спејс Телескопот го приложи првиот доказ за постоењето на таква црна јама во центарот на галаксијата М87. Со мерење на забрзувањето на гасовите во околината на црната јама, научниците проценија дека нејзината маса е 2,5 до 3,5 милијарди пати поголема од таа на Сонцето.
Во 1983 година астрономите открија дека блискат ѕвезда Вега има сончев Систем. Вега е опкружена со диск од прав и камења кои можеби се во процес на формирање планети.
Во 1995 двајца американски астрономи дојдоа до првоиот доказ за постоењето на целосно формирана планета околу ѕвезда слична на Сонцето наречена 51 Пегас. Во 1998 се знаеше за околу дваесеттина ѕвезди со планети кои кружат околу нив и околу десеттина други опкружени со дискови од гас. Пред овие откритија повеќето астрономи сметаа дека веројатноста да се пронајдат планети околу ѕвезди слични на Сонцето е многу мала. Многу астрономи денес сметаат дека сончевите системи се релативно нормална појава.

Галaксија

При крајот на XVIII век британскиот астроном Сер Вилијам Хершел ги конструираше најголемите рефлекциони телескопи во тоа време и ги употреби за истражување на небото. Тој не само што ја откри планетата Уран, туку и низа двојни ѕвезди во рамките на огромниот број ѕвездени групации и облаци. Неговото броење на ѕвезди во различни региони на небото го увери дека Сонцето е само едно во огромниот облак од ѕвезди распрскани по небото.
Млечниот Пат претставува галаксија чии ѕвезди се гравитациски поврзани и ротираат околу еден оддалечен центар. Располагањето со информации за оддалеченоста на ѕвездите е од големо значење при проучувањето на структурата на Млечниот Пат. Методот за одредување на овие растојание преку паралаксата може да се примени само за неколкуте илјадници поблиски ѕвезди. Постои посебна класа на ѕвезди, наречени кефеидни променливи, чија сјајност варира на периоди што зависи од количеството на светлина која тие всушност ја зрачат (во споредба со количеството нивна светлина која стигнува до Земјата). Споредбата помеѓу овие две количества на светлина служи за одредување на нивните растојанија. Потпирајќи се на откритието за односот помеѓу периодот и сјајноста од страна на американскиот астроном Хенриета Свон Ливит, американскиот астроном Харлоу Шејпли ги искористи кефеидните променливи да ја измери големината на Млечниот Пат. На светлосен зрак кој се движи со брзина од околу 300 000 км/сек му се потребни 400 000 години да го помине Млечниот Пат од едниот до другиот негов крај. Видливата спирала изнесува некаде помалку од половината нејзина ширина. Сè на сè, Млечниот Пат брои околу трилион ѕвезди кои ротираат околу заеднички центар. Сонцето, кое е сместено на околу 30 000 светлосни години од центарот на Млечниот Пат, патува со брзина од околу 210 км/сек и прави една цела револуција приближно на секои 200 милиони години.
Млечниот Пат вклучува и огромни количини на честички од прав и гас кои се распрскани помеѓу ѕвездите. Оваа меѓуѕвездена материја í попречува на видливата светлина која доаѓа од далечните ѕвезди така што набљудувачите на Земјата не можат целосно да ги видат далечните делови на Млечниот Пат. Со откритието од 1932 година на американскиот електро инженер Карл Г. Џенски дека радио брановите се емитуваат во Млечниот Пат, почнува да се развива нова гранка на астрономијата. Подоцнежните истражувања укажаа на тоа дека ова зрачење доаѓа делумно од меѓуѕвездента материја, а делумно од дискретни извори формално наречени радио ѕвезди. Радио брановите, кои доаѓаат од далечните делови на Млечниот Пат можат да пенетрираат во меѓуѕвездената материја која не ја пропушта видливата светлина и со тоа им оневозможува на астрономите да ги набљудуваат регионите скриени за оптичките инструменти. Од таквите набљудувања беше констатирано дека Млечниот Пат претставува спирална галаксија со сплескана испакнатост од стари ѕвезди, надворешен диск од топли млади ѕвезди кои ги градат спиралните продолжетоци и огромен, издолжен ореол од бледи ѕвезди. Со набљудувањата на надворешниот диск во 1986 со радио телескоп, за првпат во историјата е забележано раѓање на ѕвезда, во соѕвездието Ophicus или Серпентинскиот носач, оддалечено 500 светлосни години. Сè до 1980-тите јадрото на Млечниот Пат претставуваше мистериозен регион, прикриен од темни облаци на меѓуѕвезден прав. Астрономите почнаа постепено да ја градат целата таа слика на овој регион во 1983 година, кога всушност беше лансиран сателитот ИРАС (Infrared Astronomy Satelite). Сензорите на ИРАС ослободени од попречувачките ефекти на Земјината атмосфера успеаја да ги снимат со досега невидена деталност позициите и облиците на огромен број извори на инфрацрвена енергија кои ја зафаќаат сржта на Млечниот Пат. Помеѓу овие беше откриен и еден масивен објект, кој не претсатвува ѕвезда, а е премногу компактен за да биде ѕвездена групација и за кој постои можност да се докаже дека е црна јама.

Вселена

И покрај неговата неверојатна големина, Млечниот Пат е само еден од бројните големи ѕвездени системи, наречени галаксии, кои ја населуват познатата вселена. Во 1924 година студиите спроведени од американскиот астроном Едвин Хабл го дадоа одговорот за природата на спиралните облаци, укажувајќи на нив како на посебни галаксии, слични на Млечниот Пат; други, пак, галаксии се сфероидни, без спирални продолжетоци; а има и такви со неправилни форми. Со помош на еден од најголемите оптички телескопи на светот кој се наоѓа во опсерваторијата Мауна Кеја, Хаваи, откриени се галаксии оддалечни повеќе од 10 милијарди светлосни години од Земјата.
Спектралните анализи на светлината која доаѓа од надворешните галаксии покажува дека ѕвездите од кои се составени овие системи се изградени од оние хемиски елементи кои се познати и на Земјата. Тие, исто така, укажуваат на тоа дека сите галаксии се оддалечуваат од Млечниот Пат. Колку е подалечна една галаксија толку побрза е нејзината рецесија. Ова е земено како доказ дека вселената се шири и дека потекнува од експлозијата на неверојатно жешка и густа состојба на материја. Можните состојби кои можеби ја иницирале експлозијата се опфатени во космолошката теорија од раните 1980-ти, позната како инфлататорна теорија. Оттогаш зрачењето од големиот прасок станува сè поладна; нејзината моментална температура изнесува околу 3 К над апсолутната нула (околу -273,16º С односно -454 °F). При оваа температура, зрачењето која доаѓа од сите насоки била откриена во 1965 од страна на американскиот физичар Арно Пензијас и Роберт В. Вилсон што претставува моментно најдобриот индикатор на раната историја на вселената (позадинско зрачење). Во прилог на теоријата за големиот прасок е и Ајнштајновата теорија на релативност.
Квазарите, кои биле откриени во 1950-тите со помош на радио телескопи, за многу астрономи претставуваат енергетски јадра на многу оддалечени галаксии. Од досега непознати причини, тие ја маскираат светлината од нивните базични галаксии. Тие често се појавуваат во крајно оддалечени групации на галаксии. Спектралните линии на квазарите покажуваат многу големи поместувања кон црвено redshift што укажува на тоа дека овие објекти се оддалечуваат од нашата галаксија со 80% од брзината на светлината. Нивната наводна огромна брзина исто така значи дека тие спаѓаат меѓу најдалечните космолошки објекти. Во 1991 беше откриен квазар оддалечен 12 милијарди светлосни години со помош на рефлекторот во Паломарската опсерваторијар.

Основни закони

Закони за движење на небесните тела

Движењето на планетите било набљудувано уште многу одамна. Древните Грци, за првпат, во VI - V век п.н.е. започнале да користат теориски модели за објаснување на движењето на небесните тела. Видливото (привидно) вртење на небесната сфера, како и видливото (привидно) движење на небесните тела оставале впечаток дека Земјата е центар наВселената и дека сè се врти околу неа. Согласно учењето на Старите Грци и Македонци, небесните тела биле распоредени по сфери кои вртеле околу неподвижната Земја. Најблиску била сферата на Месечината, а потоа следеле сферите на Меркур, Венера, Сонце и на останатите, видливи со око, планети: Марс, Јупитер и Сатурн. Најодалечена од Земјата била т.н. “сфера на неподвижни “звезди”. Ваквото учење било во основата на т.н.геоцентричен систем на светот и било до совршенство разработено од александрискиот астроном Птолемеј во II век од н.е.

Никола Коперник

Во XVI век познатиот полски астроном Никола Коперник(1473-1543) го создал новиот систем на светот. Согласно овој систем, во центарот на светот не била Земјата, туку Сонцето околу кое вртат сите планети и сферата на неподвижни звезди. Ваквиот систем е познат под името хелиоцентричен систем на светот. Коперник сметал дека планетите се движат по кружни патеки околу Сонцето и дека Меркур и Венера сепоблиску до Сонцето отколку Земјата бидејќи на небото се гледат блиску до Сонцето за разлика од останатите планети кои се видливи во текот на ноќта кога Сонцето се наоѓа длабоко под хоризонтот. Коперник прв ги определилрелативните растојанија меѓу планетите и Сонцето, како и периодите на обиколка на планетите околу Сонцето. Идејата на Коперник за хелиоцентричниот систем на светот долго време не била прифатена од страна на научниците и била строго забранета од страна на црквата.Германскиот астроном и математичар Јохан Кеплер (1571-1630, десно) во 17 век предложил математички релации за опишување на движењето нанебесните тела. Тоа беа, воедно, и првите закони за движење на небесните тела. За формулирање на овие закони, во голема мера, е заслужен данскиот астроном Тихо Брахе (1546-1601). До тогаш сите набљудувања на небото се правеле инцидентно, без некој ред. Затоа и таквите набљудувања немале некоја научна вредност. Тихо Брахе, во својата опсерваторија “небесна палата” поклонета од данскиот крал, континуирано ги набљудувал и забележувал положбите на Месечината и на познатите во тоа време планети во долг временски период (од 1576 до 1597 година). Во негово време сè уште се водела дебата која одтеориите: геоцентричната или хелиоцентричната е точна. Тој верувал дека споредувањето на експерименталните податоци со предложените теории ќеукаже која од нив е точна. Оваа идеја, да се набљудуваат појавите, да се бележат податоците и да се верува дека така добиените податоци ќе дадат одговор која од теориите е точна, била клуч на модерната наука и почеток на вистинското разбирање на Природата. Тихо Брахе застапувал една изменета геоцентрична теорија: планетите се движат околу Сонцето, а сите тие заедно се движат околу Земјата. Податоците собрани од страна на Тихо Брахе завршиле во рацете на неговиот асистент Јохан Кеплер. Тој се обидел, по метод на проба и грешка, да добие равенки на движење на планетите околу Сонцето. На почеток тој дошол до погрешен резултат, а тоа било дека планетите се движат околу Сонцето по кружни патеки но дека Сонцето не се наоѓа во центарот. Големото разидување помеѓу неговите пресметки и експерименталните податоци на Брахе применети за планетата Марс, укажале дека ваквиот заклучок не е точен. На тој начин, Кеплер, благодарение на прецизните експериментални набљудувања на Брахе, можел да стигне до своите три закони за движење на планетите околу Сонцето.

Кеплерови закони

Првиот Кеплеров закон кажува дека планетите се движат по елипси околу Сонцето и дека Сонцето се наоѓа во едниот фокус на елипсата.
Најблиската, до Сонцето, точка од орбитата на планетата се нарекува перихел, а најодалечената од него точка се нарекува афел. Елипсата е крива која има две полуоски:голема и мала. Големата полуоска на елипсата претставува средно растојание на планетата од Сонцето. Средното растојание од Земјата до Сонцето се нарекува астрономска единица и изнесува 149 600 000 км. Орбитите на планетите претставуваат многу слабо сплеснати елипси и скоро да не се разликуваат од кружници.
Вториот Кеплеров закон гласи: При движењето на планетите околу Сонцето нивните полупречник вектори опишуваат еднакви плоштини за еднакви временски интервали.
Согласно овој закон, планетата кога е поблиску до Сонцето се движи со поголема брзина отколку кога е подалеку од Сонцето. Планетата има максимална брзина кога поминува низ перихелот и минималма - кога поминува низ афелот.
Третиот Кеплеров закон гласи: Квадратите на периодите на обиколка на планетите околу Сонцето се однесуваат така, како кубовите на нивното средно растојание до Сонцето