3. Sunce i Sunčev sustav

3.1. Uvod

Svemir je ispunjen bogatim sadržajima. Između milijuna galaksija naša je Galaksija – Kumovska slama ili Mliječni put, sasvim obična spiralna galaksija. U njoj sja isto tako obična, i u svemirskim okvirima neugledna zvijezda – naše Sunce. Oko Sunca kruže planeti, njegovi prirodni pratioci, a na jednom od tih planeta postoji život. Upoznati ćemo Sunčev sustav, tj. područje svemira u kojem skupina svemirskih tijela obilazi oko Sunca. Najveći Sunčevi pratioci su planeti. Upoznat ćemo svaki planet pojedinačno kao i njihove prirodne pratioce – satelite. Isto tako upoznat ćemo i druge članove Sunčeva sustava: asteroide, meteore, komete. Upoznat ćemo i neke pojave vezane uz članove Sunčeva sustava: pomrčine i okultacije, mijene ili faze, plimna djelovanja, polarnu svjetlost. Spomenut ćemo i planetske sustave drugih zvijezda. Na kraju ćemo promatrati planet Jupiter i Saturn, te njihove satelite.Sunčev sustav nastao je zajedno sa Suncem, a kako je nastao jedno je od najzagonetnijih pitanja.

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 4×10²⁶ J. To znači da je snaga zračenja Sunca 4×10²⁶ 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 svjetlosti koja se sa Sunca odlijeva u prostor. Sunce posjeduje termonuklearni izvor energije.

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 vidimo pod kutom od 0.50 – to je njegov prividni promjer. Zbog toga što i Mjesec ima jednak prividni promjer, javlja se predivna, ali i zastrašujuća prirodna pojava – pomrčina Sunca. Promatra li se omjer volumena, nalazi se da je Sunčev volumen 1.3 milijuna puta veći od Zemljina.

Kao i svako drugo svemirsko tijelo, Sunce se okreće oko osi. Za jedan okret treba mu mnogo više nego Zemlji. Sunce se oko svoje osi okrene jednom u 25 do 30 dana: ekvatorski krajevi okrenu se u kraće vrijeme u 25 dana (siderički period okreta ekvatora); dok je u polarnim područjima Sunca potrebno više vremena, 30 dana. Ovako se mogu okretati plinovite kugle. Os rotacije nagnuta je prema okomici na ekliptiku za 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 utjecaj Sunčeve aktivnosti na Zemlju.

Masa Sunca iznosi 1.99×10³⁰ kg. To je otprilike 333 000× više od mase Zemlje. U usporedbi s Jupiterovom masom Sunčeva je 1050 puta veća, a masa svih planeta zajedno iznosi 750-i dio mase Sunca. Kad bismo mogli stajati na Sunčevoj površini težili bi 28× više. Masa i volumen svemirskog tijela određuju njegovu važnu fizičku osobinu – prosječnu gustoću. Pojedini dijelovi svemirskog tijela imaju gustoću različitu od prosječne, no prosječna gustoća upućuje na stanje tvari nekog svemirskog objekta u cjelini. Prosječna gustoća Sunca nešto je veća od gustoće vode, 1400 kg/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, visokotemperaturnog plina, koji se sastoji uglavnom od vodika i helija. Na vodik praktički otpadaju ¾, a na helij ¼ mase Sunca, no u središtu Sunca vodika ima manje na račun helija jer se tamo vodik fuzionira u helij. Učešće ostalih elemenata je oko 1%.U ioniziranom plinu u središtu zvijezda ili pak u njihovoj neposrednoj okolini, temperatura dostiže više milijuna stupnjeva, u središtima nekih zvijezda i milijardu stupnjeva. Ionizirani atomi “manji” su od neutralnih (jezgra atoma jače privlači manji broj elektrona)-mogu se gušće poredati i time tvar postiže veću gustoću.

Neutralni atomi mogu se najgušće poslagati tako da se zbiju jedan do drugoga. Poprečna dimenzija atoma iznosi 10^–10 m pa njegov obujam, kao obujam kocke s jednakim bridom iznosi: V = a³ = 10^–30 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. Gustoća je tvari tada puno veća. U središtu su Sunca atomi vrlo zbijeni i jezgre odvojene od elektrona, gustoća plina premašuje gustoću vode. Visoku temperaturu podržavaju termonuklearne reakcije. Temperatura u centru iznosi 14 milijuna kelvina. Prostor u kojemu se odvijaju termonuklearne reakcije ograničen je na trećinu polumjera. Proizvedena toplina prenosi se do vidljivog površinskog sloja, fotosfere (“svjetlosna sfera”).Energija se kroz Sunce prenosi na dva načina, zračenjem (radijativno) i miješanjem (konvekcijom). Unutar prostora gdje se odvijaju termonuklearne reakcije energija se prenosi zračenjem. I u drugoj trećini Sunca energija se prenosi zračenjem (radijativna zona), a u posljednjoj trećini dubine Sunca miješanjem (konvektivna zona). U dubinu Sunca ne vidimo, no otuda struji snažna energija i zagrijava čitavo Sunce. Izvor energije nalazi se u središtu Sunca gdje se temperatura penje na 15 milijuna stupnjeva (zona nuklearnih reakcija). Dobivena toplina prenosi se putem zračenja- rendgenskih, UV i vidljivih (radijativna zona). Zbog velike gustoće sunčeve tvari toplina se ne rasprostire brzinom svjetlosti, već vrlo sporo- toplina proizvedena u središtu stigne do površine tek nakon više milijuna godina. Bliže površini toplinu prenose vrući plinoviti mjehuri- ovdje Sunčeva tvar vrije, miješa se (konvektivna zona). Znak miješanja su mjehuri koji stižu do površine, a vidimo ih u obliku sitnih zrnaca – granula. Na samoj površini obilje je pojava. Na nekim udaljenostima od ekvatora- niti na samom ekvatoru, niti dalje od 45. paralele, često se vide Sunčeve pjege. Pjege se okupljaju u grupe. Obična pjega veća je od Zemlje. Čestina pjega ukazuje na aktivnost Sunca. Oko pjega prostiru se svjetlije plohe povišene temperature-baklje. Iz pjega izviru vrlo snažna magnetska polja. U tim se poljima znadu pojaviti jarki bljeskovi otkuda prema Zemlji i ostalim planetima struje oblaci ioniziranog plina. Najbrže izbačene čestice zovemo Sunčevim kozmičkim zrakama. Prodru li ionizirani plin i Sunčeve kozmičke zrake u Zemljinu atmosferu, ugledat ćemo polarnu svjetlost, a potom će Zemlju snaći razne posljedice kao nagle promjene Zemljinog magnetskog polja. U polarnim krajevima jakost magnetskog polja je najveća, a silnice prilaze izravno tlu. To je važno zato što se električki nabijene čestice lako gibaju u smjeru magnetskog polja. Stoga one i najlakše stignu u niže dijelove atmosfere baš u polarnim područjima. Struja čestica sudara se s atomima zraka i zrak zasvijetli. To je polarna svjetlost.

Iznad fotosfere dižu se bodlje-spikule, te prominencije (protuberancije). Prominencija ima raznih – petljastih, eruptivnih, mirnih. Po Sunčevom krugu pružaju se u obliku tamnih traka, filamenti, a izvan ruba viđaju se nalik velikim vodoskocima. Koronine kondenzacije- oblaci visokotemperaturnog plina u koroni (s temperaturom od 1^-10 milijuna stupnjeva), najbolje se vide u rendgenskoj “svjetlosti”, a tako i neke svjetlije točke. Prominencije izvan ruba dadu se vidjeti okom u vrijeme potpune pomrčine, kada se zapaža i slaba bljedunjava svjetlost korone. Iz dijelova korone u izvanjski 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 aktivnosti 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 površine 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 planetarna 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 pratioci- sateliti, zatim kometi, planetoidi i meteoroidi. Tijela obilaze oko Sunca u prostoru koji nije sasvim prazan već sadrži veoma rijedak plin i prah- to je međuplanetarno 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 neuobičajeno 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 astronomskom 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.

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 razlikovane 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 složena, zato jer dok promatramo kako se planet giba oko Sunca, i sami se sa Zemljom pokrećemo. Zemlja i planet gibaju se oko Sunca različitim brzinama, pa jedan pretječe drugoga. Gledajući s pokretne Zemlje moramo vidjeti da stižemo neki planet, pretječemo ga pa se on “vraća” ili opet ide “naprijed”, a sve to u polju zvijezda koje su jako, jako daleko. Staze Zemlje i planeta nisu u istoj ravnini, pa promjenu smjera vidimo 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 dalekozor. 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 vidimo 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 blizini, 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 drukčije no u Mjeseca. Mjesečev sjaj najveći je u vrijeme uštapa. Najveći sjaj Venera postiže 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.

• 1. ZAKON: Planeti se oko Sunca gibaju po elipsama, a Sunce je u zajedničkom 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.
• 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.
• 3. ZAKON: Kvadrati sideričkih ophodnih vremena (sideričkih godina) planeta odnose se kao kubovi njihovih srednjih udaljenosti od Sunca.

Vrijeme potrebno da planet obiđe oko Sunca ovisi o njegovoj udaljenosti od Sunca. 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. Gravitacijska 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 tijela 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. Proučavajući 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 kvadratu udaljenosti:

Sila jako opada s udaljenosti. To je svojstvo vrlo važno za razumijevanje međusobnih 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 zapazili. 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 morskim 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 Zemlja, 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 raznim 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 Mjesecom, stoga plimni val čini otpor Zemljinoj vrtnji i ona se usporava. Prije više stotina milijuna godina, dan je trajao nekoliko sati kraće. Zbog morskih mijena Zemlja se vrti sve sporije.

3.3.3. Elementi planetnih staza

Tablica 1. Elementi planetnih staza

Planet	velika poluos.		numerički ekscentricitet	inklinacija (°)	siderički period (jul. godina)	srednji sinodički period (dana)	srednja brzina revolucije (km/s)
	a.j.	106 km
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 relativnosti. Relativno često možemo opažati prividne Merkurove prolaze 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, ugljikdioksid 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 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 nastupaju 8.VI 2004. i 6.VI 2012. Radarska opažanja(koja su otpočela još 1958. godine) pokazala su da Venera rotira retrogradno. Temperatura površine dostiže vrijednost od 480°C pri čemu se, uslijed guste atmosfere (tj. učinka staklenika i gibanja 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 atmosfera ima najviše ugljikdioksida (96%), dušika (3.5%), a od primjesa ima sumpornog dioksida, ugljikmonoksida, fluorovodika, vodene pare i plemenitih plinova. Atmosferski 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 stotinjak metara u sekundi. Mogu se javljati oborine od sulfatne, klorovodične i fluorovodične kiseline. Reljefom Venere dominiraju velike ravnice, planinski masivi (koji imaju razmjere manjih zemaljskih kontinenata) te udarni i vulkanski krateri. Na površini 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 nazivamo 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 Zemlje razdijeljena je u nekoliko slojeva (jezgra, plašt i kora), čija su svojstva istražena uglavnom seizmološkim metodama. 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. Magnetsko polje Zemlje u blizini polova iznosi 0.63×10^–4 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. Paleomagnetska istraživanja pokazala su da se smjer magnetskog polja mijenjao (nekoliko puta u milijun godina). Zemljino magnetsko polje posljedica je dinamike žitke metalne jezgre (građene od željeza i nikla). Tlak u središtu našeg planeta procjenjuje se na nekoliko 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, dominantno 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 vremena “jedan mjesec” koja približno odgovara vremenu izmjene Mjesečevih faza. Upoznat ćemo osobitosti Mjesečevih gibanja, izmjene Mjesečevih faza, nastajanje pomrčina Sunca i Mjeseca, te neke posljedice dinamike sustava Sunce- Zemlja- Mjesec.

Sa Zemlje gledamo uvijek istu Mjesečevu stranu. Mjesec se oko Zemlje giba ulijevo, suprotno od kazaljke na satu, a jednako 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 kojem je kao i kod nekih drugih sustava, vrtnja pratioca vremenski izjednačena s obilaženjem. Govorimo o sinkronoj vrtnji.

3.4.3.1.1. Mjesečeve faze (mijene)

U našim krajevima Mjesec gledamo na južnom dijelu obzorja. Izlazi na istočnom horizontu, najviše izdigne kad je u smjeru juga, a potom zalazi na zapadu. No, u danu se ne giba jednakim tempom kao td id=”rub”td id=”rub”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 Mjeseca, 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 prepoznajemo u kojoj se fazi Mjesec nalazi. Granica svjetlosti i sjene na Mjesecu je granica između dana i noći, pa je zovemo 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 vidimo 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 sinodički 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 “stari” 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 baci 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, pomrčina 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 zauzima 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 lagano 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 tijelo samo dijelom ušlo u sjenu, pomrčina je djelomična, a ako je Mjesec čitav u sjeni, pomrčina je potpuna. Pomrčina se vidi jednako iz svih mjesta noćne Zemljine polutke.

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 prekriti daleko Sunce. Pomrčinu Sunca vide samo stanovnici malog dijela dnevne Zemljine 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 zajedno u svemirskom prostoru. Mjesec je manji od Zemlje i manje je mase; Zemljina masa 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 “pada” 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 zvjezdanim ili sideričkim mjesecom. Siderički je mjesec kraći od sinodičkog mjeseca (perioda ponavljanja faza) koji traje 29.5 dana. Razlika nastaje zato što se Zemlja zajedno 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 prema smjeru u kojem je sjena. Sjena je u ravnini Sunce – Zemlja. Mjesec je stoga katkad malo iznad sjene, malo ispod sjene. U godini nema toliko pomrčina koliko ima punih Mjeseca

3.4.4. Mars

Poznat kao crveni planet (uslijed prisustva kemijskih spojeva koji sadrže željezo, pokazuje crvenkastu boju). Relativno rijetka Marsova atmosfera je pretežno građena od ugljikdioksida (95.32%), dušika (2.7%), argona (1.6%), kisika (0.13%), ugljikmonoksida (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 ugljikdioksida u čvrsto stanje je pad tlak u polarnim područjima što dovodi do strujanja zračnih masa prema polovima. Uslijed nagiba Marsove osi rotacije prema ravnini staze 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 ugasli vulkanski krateri (najveći je Olympus Mons visok 26 km, koji je ujedno najviša planina u Sunčevom sustavu), zatim kanjoni te vijugavi kanali u ekvatorskom području koji sliče na presušena riječna korita. Opsežna istraživanja Marsa provedena su letjelicama (Mariner, Mars, Viking). Magnetsko polje Marsa je tisuću do deset tisuća puta slabije od Zemljinog. Mars ima dva satelita nepravilnog oblika. Otkrio ih je američki astronom 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 TitiusBodeovo pravilo nije pouzdano fizikalno rastumačeno, a također ne daje dobre rezultate za daleke planete, ipak je nagovijestilo da se u udaljenosti između Marsa i Jupitera treba nalaziti neki planet. Spomenimo da je problem raspodijele planetnih staza opsežno istraživan, a danas je posebno aktualan zahvaljujući otkriću Jupiteru sličnih planeta koji kruže oko drugih zvijezda. Titius­Bodeovo pravilo se može prikazati izrazom:

gdje je r udaljenost planeta od Sunca u astronomskim jedinicama, a n je redni broj planeta po udaljenosti od Sunca. Za Merkur se uzima da je n beskonačno, pa za udaljenost dobivamo 0.4 a.j. Slijedi Venera (n = 1), Zemlja (n = 2) 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 dobivamo udaljenost planeta od Sunca u astronomskim jedinicama. Kada, prema ovom pravilu, izračunamo redom udaljenosti planeta od Sunca i usporedimo ih sa stvarnim vrijednostima, 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 Giuseppe 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 moglo raditi o nedostajućem planetu. No, već nakon dvije godine otkriveno je drugo slično tijelo, Pallas (otkrio ga je H.W.M.Olbers). Ubrzo se pokazalo da je u Sunčevu sustavu 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 doseže 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 manjoj udaljenosti od Sunca nego planet Merkur). Ovi se asteroidi mogu naći veoma blizu našeg planeta (npr. Ikar i Eros). Posebnu skupinu čine planetoidi koji su razmješteni 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 planetoida Aten, koja zauzima jednaku konfiguraciju u odnosu na naš planet.

Planetoidi 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 planetoida prikazane su na slici desno. Godine 1992. otkriven je prvi planetoid u tzv. Kuiperovom pojasu, smještenom iza Plutonove staze. Do danas je pronađeno nekoliko desetaka 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 prirodoslovnog društva u Zagrebu, nazvan 589 Croatia. Veliki uspjeh u otkrivanju novih planetoida 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 naziva meteor (što dolazi od grčke riječi meteoros što znači “pojava u zraku”), dok se naziv meteoroid koristi za tijelo koje ulazi u atmosferu Zemlje i izaziva svjetlosnu pojavu. Padne li meteoroid na Zemlju tada obično dobiva ime meteorit. Meteoroidi su brojnija 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 manjim brzinama i u manjem broju, nego jutarnji meteori, što je posljedica rotacije i revolucije Zemlje pa je stoga, općenito, više meteora vidljivo u jutarnjim satima. Premda je većina meteoroida male mase(najmanji su tzv. mikrometeoroidi, 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 njega 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). Proces je energetski vrlo izdašan; usporavanje meteoroida u Zemljinoj atmosferi i pretvorba 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 (radiovalovima). 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 punog 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 bolida moguće odrediti mjesto njegova eventualnog pada. Mikrometeoroidi, zbog svojih malih dimenzija, ne “sagorijevaju” u atmosferi, nego se uspore i talože na Zemlju poput 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 4050 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 odgovarala je energiji 30megatonske hidrogenske bombe!). Pretpostavlja se da je Zemlja tijekom svog razvitka (a posebno u svojoj ranijoj povijesti) doživjela brojne udare meteoroidnih i planetoidnih tijela. Udarima masivnijih tijela Zemlja je bila izložena u svojoj veoma ranoj povijesti, prije nekih četiri milijarde godina. U tim procesima najvjerojatnije su nastali “udarni bazeni” ispunjeni lavom, a koje su kasnije prekrili oceani. Geološka aktivnost prekrila je kratere i karakteristične reljefne oblike koje su udari meteoroida ostavili na Zemljinoj površini. Stoga je danas teško prepoznati i otkriti 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 udarnih reljefa pomažu satelitski snimci Zemljine površine. Poznat je satelitski snimak (iz Landsatsatelita) 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 prošao 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 meteorit 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 svakodnevno. Većina ih je male mase, no ipak Zemlja dnevno dobije na masi 1 000 do 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 rijetki, bilo je nekoliko slučajeva da meteorit pogodi čovjeka. Tako je 16. veljače 1827. godine u Mhowu (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 zabio 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 meteorita (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 meteoritskog 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 skupina 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 određuje radioaktivnim metodama). Premda u strukturu meteorita nećemo detaljnije ulaziti, važno je naglasiti da su meteoriti jedina svemirska tijela (uz kamenje doneseno s Mjeseca) koja se neposredno analiziraju na Zemlji. Istraživanje njihove strukture izuzetno 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 sjajnih 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 mjesta (udaljenih od 50 do 100 km), moguće je odrediti i visine meteora. Upotrebom optičke 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 prividno 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 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 opaža 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 gravitacijskih utjecaja planeta i Sunčeva zračenja, meteoroidsko vlakno se povećava, stvarajući meteoroidski potok. Prolaz Zemlje kroz meteoroidski potok traje nekoliko dana.

Tablica 2. Najaktivniji meteorski potoci

Ime potoka	koordinate radijanta		datum maksimuma	satna frekvencija
	a (°)	d (°)
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 Zemlja svake godine siječe u isto vrijeme, pa se unaprijed zna vrijeme za njihovo opažanje. Uslijed perspektive, meteori potoka prividno izlaze iz jedne točke nebeske sfere (naime, meteoroidi pripadaju jednoj skupini i gibaju se paralelno), koja se naziva radijant. Meteor, koji se giba prema opažaču, naziva se stacionarni i izgleda poput zvijezde 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 razlikovati 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 Jupiterova 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 sažimanjem 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 tekući metalni vodik. Jako magnetsko polje potječe od strujanja u tekućem metalnom vodiku. U atmosferi iznosi oko 10^–3 T. Magnetska je os priklonjena za 11° prema rotacijskoj. 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 aktivnost od svih tijela u Sunčevom sustavu. Istraživanja “iz blizine” Jupitera (kao i Saturna, Urana i Neptuna) provedena su letjelicama (Pioneer, Voyager). Jupiter je istraživan 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. godine. 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 sačinjena od stijenja i leda, dok je plašt vjerojatno građen od molekulskog tekućeg vodika. Pretpostavlja se da je prostor između plašta i jezgre ispunjen tekućim metalnim vodikom. Magnetsko polje Saturna nešto je slabije od Zemljinog, ali je dosta prostrano. 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 Urana čine smrznute tvari (led, amonijak, metan) i plinovi. Atmosfera je prozirna do većih dubina, gdje se opažaju oblaci s kristalima metana. Uslijed raspršenja i apsorpcije Sunčeve svjetlosti na metanu, Uran pokazuje zelenkasto­modrikastu boju. Temperatura 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 polje. Poznato je 20 Uranovih satelita, a otkriven je i sustav prstena. Od satelita se ističe Miranda, na kojoj su zastupljene najraznolikije geološke strukture koje postoje u Sunčevom 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 opažan 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 udaljenost između njih iznosila je svega 17 prividnih Jupiterovih polumjera. Neptun zrači 2.4 puta više energije nego što je prima od Sunca. Atmosfera je plavkaste boje (uslijed raspršenja Sunčeve svjetlosti i apsorpcije crvene komponente u plinu metanu). Uočava se velika tamna pjega i visoki srebrnasti “cirusi”, oblaci od ledenih kristala metana. Neptun ima veoma 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 rotacije planeta. Poznato je 8 Neptunovih satelita i nekoliko prstena. Sateliti Triton i Nereid otkriveni su teleskopom. Temperatura površine Tritona dostiže vrijednost od svega –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 dušika 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 Haron (Charon). S obzirom na veličinu, Haron i Pluton predstavljaju pravi “dvostruki planetni sustav”. Temperatura oba tijela je oko –220°C. Svojom građom Pluton i Haron 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 usmjeren u odnosu na Sunce) koji se za neke komete može pružati na nebu u duljini i do više desetaka stupnjeva. Glava kometa sastoji se od razmjerno guste jezgre(građene od tzv. “prljavog leda”, gustoće oko 2×10³ kg/m³) i kome (plinovitog omotača iz kojeg se razvija rep), a oko kometa nalazi se vodikova koma (tzv. halo). Kada su daleko 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 ugljikdioksid, 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 nasuprot Suncu, dok teže čestice prašine zaostaju na stazi kometa (stoga se mogu ponekad opaziti dvostruki ili višestruki kometski repovi). Hipotezu o strukturi kometskih jezgara 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, opažanih 1531, 1607 i 1682, gotovo identične pa je zaključio da se radi o istom nebeskom tijelu i predvidio da bi se sljedeći put trebalo vidjeti 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 približno 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 dvanaesti 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 otkrio 37 kometa i do danas drži rekord u broju otkrivenih kometa. Za astronomeamatere potraga za novim kometima svakako je zanimljiva i može biti vrlo uspješna, pogotovo ako su atmosferski uvjeti i položaj mjesta opažanja povoljni. Jasno, treba imati i odgovarajuću, ali ne i pretjerano skupu, opremu. Međutim, mnoge komete otkrili su profesionalni astronomi i to obično slučajno, snimajući velikim teleskopima 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 ShoemakerLevy9 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, inklinacija i smjerova gibanja direktnih i retrogradnih), ipak postoji klasifikacija kometa prema elementima njihovih staza. Danas se kometi općenito dijele u četiri skupine:

1. Kratkoperiodični kometi s periodom manjim od 200 godina. Većinom se gibaju u istom smjeru kao i planeti Sunčeva sustava. Staze su im relativno malo otklonjene od ravnine ekliptike (i >> 15°), s afelima u blizini velikih planeta (porodice kometa) ili čak u neposrednoj blizini Sunca.
2. Dugoperiodični kometi s periodom većim od 200 godina. Općenito imaju razne vrijednosti inklinacija. Približno je jednaka zastupljenost kometa s direktnim i retrogradnim gibanjima. Ekscentricitet staza im je relativno velik.
3. Kometi kojima je ekscentricitet staze blizak jedinici. Staze ovih kometa vrlo su izdužene elipse. U graničnom slučaju e = 1, radi se o parabolama.
4. Kometi s hiperboličnim stazama. Za e > 1 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, (e = 1.006). Podatke o elementima staza kratkoperiodičnih kometa donose astronomski 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 skupine koja nosi oznaku “M”, imaju toliko izdužene staze da im se perihel nalazi u samoj blizini Sunca, dok im je afel nekoliko stotina astronomskih jedinica daleko od Sunca. Poznati predstavnik ove skupine je komet IkeyaSeki. Nasuprot tome, ima kometa čija je staza malo izdužena. Npr. komet SchwassmannWachmann 1 ima gotovo kružnu stazu (e = 0.1; a = 6.1 a.j.), vrlo sličnu stazama asteroida. Komet s najkraćim 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 narednim 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, koji 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 njegovom stazom, tvoreći sitne meteoroidske čestice. Kasnije je pokazano da su mnogi meteorski potoci povezani s raspadom određenih kometa (talijanski astronom Giovanni Virgino Schiaparelli izračunao je stazu kojom se giba meteorski potok Perzeidi i pokazao 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 vremenom “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. Oortov oblak) koji je na udaljenosti reda veličine jedne svjetlosne godine. Uslijed izvjesnih poremećaja (utjecaj bližih zvijezda, prolaz Sunčeva sustava kroz oblak međuzvjezdane 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 kometa našla je potvrdu u nedavnim otkrićima sličnih kometskih oblaka oko nekih bližih zvijezda (npr. Vege).

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 zvijezda (ekstrasolarnih planeta) većinom se temelji na posrednim metodama. Mnogo prije nego što su otkriveni ekstrasolarni planeti, astronomi su primjenjivali astrometrijska, 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 opažanju su: astrometrijska metoda, metoda radijalnih brzina, pomrčinska (fotometrijska) metoda, metoda mikrofokusiranja, te metoda detekcije planeta temeljena na pravilnosti pulseva pulsara. No, najzanimljivija i znanstveno najvrednija metoda otkrivanja ekstrasolarnih planeta je njihovo neposredno opažanje. Metodom radijalnih brzina, npr., znanstvenici su otkrili da zvijezda 51 Pegaza ima nevidljivog pratioca mase reda veličine mase Jupitera. Taj planet obilazi oko zvijezde za svega 4.2 dana i nalazi se na udaljenosti od zvijezde jednakoj 0.05 astronomskih jedinica. Planet je bliži zvijezdi nego li je Merkur Suncu.

Prvi ekstrasolarni planeti koji kruže oko zvijezda sličnih Suncu, otkriveni su prije šest godina. Otada je otkriveno 80 novih ekstrasolarnih planeta. Nakon otkrića prvog sustava sličnog našem Sunčevom sustavu, astronomi su otkrili još tri nova planeta. Sva tri planeta okreću se oko svojih roditeljskih zvijezda po približno kružnim orbitama i na udaljenostima usporedivim sa udaljenostima 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.

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

1. Vladis Vujnović, Astronomija za učenike osnovne škole, ELEMENT, Zagreb, 1997.
2. Vladis Vujnović, Astronomija 1, Školska knjiga, Zagreb, 1994.
3. Vladis Vujnović, Astronomija 2, Školska knjiga, Zagreb, 1994.
4. Čovjek i Svemir, Zvjezdarnica Zagreb, Zagrebački astronomski savez, 2000/2001, br. 3
5. Astronomy, 2002., February

sastavila: Željka Kraljić

za web uredio: Tomislav Žic