Prve zvjezdane razdaljine izmjerili su Fridrih Besel (1784–1846), Fridrih fon Struve (1793 –1864) i Tomas Henderson (1798–1844) od 1835. do 1838. godine. Da bi se izmjerila paralaksa zvijezda, potrebno je uzeti najveću dužinsku bazu koja je astronomima na raspolaganju, a to je putanja Zemlje oko Sunca. Kako Zemlja obilazi oko Sunca, to se određena zvijezda uvijek može vidjeti u drugom smjeru. Posebno iz položaja Zemlje na suprotnim krajevima putanje (u rasponu od oko 300 miliona km), zvijezda na nebeskoj sferi se vidi u malo razmaknutim tačkama. Ugaoni razmak između tih tačaka može se direktno izmjeriti na nebeskoj sferi, i taj ugao se naziva godišnja paralaksa. Inače, ugao godišnje paralakse je neznatan, jer su udaljenosti zvijezda izuzetno velike; na primjer, poluprečnik Zemljine putanje (AJ) predstavlja sliku malog odsječka luka na krugu opisanom oko određene zvijezde. Treba naglasiti da je godišnja paralaksa kod svih zvijezda manja od jedne lučne sekunde.

U astronomiji se, zbog ogromnih udaljenosti, umjesto kilometara koriste druge jedinice. Prva je astronomska jedinica (AJ) koja iznosi blizu 150 miliona kilometara, zatim svjetlosna godina koja iznosi oko 9,6 biliona kilometara i, konačno, parsek, čija je vrijednost oko 3,26 svjetlosne godine (ili preko 30 biliona klometara!). Do daljine od 12 svjetlosnih godina (s.g.) ima tridesetak zvijezda, pri čemu su u prosjeku te zvijezde udaljene jedna od druge šest-sedam svjetlosnih godina. Paralaktička metoda određivanja udaljenosti zvijezda veoma je pouzdana, a zasniva se samo na geometrijskim odnosima. Udaljenost zvijezde određena tim putem, kao i sam ugao pomjeranja, naziva se još i trigonometrijskom paralaksom. Ova metoda se može koristiti samo kada je moguće određivati paralaktičke uglove, a to je otprilike do daljine od nekoliko stotina svjetlosnih godina.

U XIX vijeku se brzo i svestrano razvijaju sva područja klasične astronomije. Nebeska mehanika objašnjava sve uočene pojave u kretanju nebeskih tijela, kao što su poremećaji putanjskih elemenata, zatim objašnjava i mnoge složene probleme gravitacijskog međudjelovanja. Koristeći proračune Irbena Leverijera (1811–1877), zasnovanim na poremećajima u kretanju planete Urana, astronom Johan Gotfrid Gale (1812–1910) otkrio je 1846. planetu Neptun (sa Berlinske opservatorije). U tom istom vijeku razvija se i fizičko područje fotometrije ili mjerenja jačine svjetlosti i toplotnog zračenja. Astronomska fotometrija najprije je bila vizuelnog oblika, dok se fotografska fotometrija javila tek na prelazu u XX stoljeće. Koristeći njene metode, mnogim zvijezdama, osim položaja i sopstvenog kretanja, mogla se pridodati još jedna fizička karakteristika: energija zračenja. Do kraja XIX vijeka određene su zvjezdane veličine za više od milion zvijezda. Astronom Norman Robert Pogson (1829–1891) odredio je 1854. odnos intenziteta prispjele svjetlosti sa zvijezda različitih prividnih veličina. Na njegovu inicijativu, za odnos prispjelih količina svjetlosti dviju zvijezda, za jedinicu treba uzeti međusobni količnik od 2.521.

Pored astronomije, u XIX vijeku ubrzano se razvijaju i sve oblasti klasične fizike, posebno fizička optika, spektroskopija, termodinamika i nauka o elektricitetu i magnetizmu. U tim oblastima osnivaju se nova astronomska područja. Spektroskopija postaje nezamjenljivim sredstvom ispitivanja svemirskog prostora i nebeskih tijela. Najprije, 1802. Vilijam Volaston (1766–1828), uočava u Sunčevom spektru neke tamne linije, a Josef fon Fraunhofer (1787–1826) detaljnije ih ispituje i popisuje, počevši od 1814. U tu svrhu on konstruiše i usavršava spektroskopske instrumente. Izrađuje spektroskop sa optičkom rešetkom, a teleskop snabdijeva satnim mehanizmom, da bi se sinhrono pratio dnevno kretanje nebeskih svjetlosnih izvora.

Priredio: Miladin Veljković

(Nastaviće se)

---