Aleksandar Ilicic

Zvezdana rastojanja    Dimenzije svemira su ogromne pa je tako za rastojanja izmedju zvezda i galakija neprikladno koristiti i kilometar kao najvecu jedinicu koja je u upotrebi za merenje rastojanja na zemlji. Iz tog razloga za razdaljine izmedju zvezda i galaksija se koristi takozvana Svetlosna godina ( engleski: Light year ili skraceno l.y.). Ovo je udaljenost koju prelazi svetlosni zrak za godinu dana, krecuci se brzinom od blizu 300 000 kilometara u sekundi. Ovo iznosi priblizno 9,5 10 ¹² ili 9 500 000 000 000 (devet ipo hiljada milijardi) kilometara. Tako je nama najbliza zvezda Proksima Kentauri udaljena 4,2 Svetlosne godine. Manje "Svetlosne jedinice" kao sto su: svetlosni meseci, nedelje, dani, minuti i sekunde su takodje u upotrebi za rastojanja unutar suncevog sistema. Na ovaj nacin mereno Mesec je od nas udaljen samo 1,3 svetlosne sekunde dok je Sunce daleko 8,3 svetlosne minute ili 499 svelosnih sekundi. Ipak za rastojanja unutar Suncevog sistema najcesce se koristi Astronomska jedinica koja predstavlja srednje rastojanje Zemlja – Sunce u iznosu oko150 000 000 km.

Parsek   Jedinica za udaljenosti koja je najcesce u upotrebi kod astrofizickih razmatranja jeste Parsek (pc). Jedan Parsek predstavlja udaljenost do zvezde koja bi imala godisnju paralaksu od jedne lucne sekunde. Naravno takva zvezda ne postoji jer najvecu paralaksu pokazuje nama najbliza zvezda Proksima Kentauri od 0,772 lucne sekunde sto daje udaljenost od 1,3 pc. Trigonometrijska paralaksa je godisnja razlika u polozaju jednog nebeskog tela vidjenog sa dva razlicita mesta a izrazena u jedinicama ugla.

Na slici je prikazana relativno bliska zvezda vidjena sa zemlje zajedno sa udaljenijim zvezdama u pozadini. Ako je posmatramo preko cele godine mozemo zapaziti da ona opisuje malu elipsu u odnosu na ostale zvezde koje se cine nepokretne. Ova elipsa ce biti splostenija sto je posmatrana zvezda blize ekliptici. Duzina vece poluose ovako dobijene elipse izrazena u uglovnim sekundama predstavlja godisnju paralaksu (p) posmatrane zvezde.

Najveci broj zvezdanih paralaksi su toliko male vrednosti da su prakticno ne merljive.

Zvezdana kretanja  Kretanje neke zvezde u odnosu na Sunce se izrazava preko dve glavne komponente brzine: radijalne koja se naziva radijalna brzina (R) i predstavlja kretanje u liniji posmatranja i tangencijalne brzine (T) koja odredjuje kretanje normalno na liniju posmatranja. Kada su brzine R i T odredjene lako je izracunati ukupnu brzinu zvezde kao i njen pravac kretanja u prostoru odredjen uglom q

V = ( R² + V²)^1/2                tan q = T / R

Radijalna brzina moze biti odredjena iz pomeranja linija zvezdanog spektra prouzrokovanim Doplerovim efektom. Pozitivna radijalna brzina znaci da se zvezda udaljava dok negativna vrednost oznacava da nam se zvezda priblizava. Najveci broj zvezda ima radijalne brzine izmedju +40 i -40 km/s. Periodicne promene u vrednostima radijalnih brzina su ranije ukazivale na orbitalna kretanja spektroskopski dvojnih zvezda dok se poslednjih godina razvojem preciznosti mernih uredjaja na ovaj nacin otkrivaju cak i planetarni sistemi oko zvezda.

Tangencijalna komponenta zvezdanog kretanja se uocava kao spora promena u poziciji zvezde. Zapazeno uglovno pomeranje u toku od jedne godine se definise kao godisnje sopstveno pomeranje zvezde (m) i izrazava se u uglovnim sekundama. Najvece poznato sopstveno pomeranje ima takozvana Barnardova zvezda od oko 10.3 uglovnih sekundi godisnje. Kao posledica ovakvog kretanja dolazi do promene oblika sazvezdja ali je proces suvise spor da bi se golim okom registrovao u toku jednog ljudskog veka.