ASTRONOMIJA (od grč. astron »zvijezda« i nomos »zakon«), nauka o zvijezdama (nebeskim tjelesima) na nebeskom svodu. Počeci astronomije idu u početke religije i ljudske kulture.

Astronomija se obično dijeli na astrometriju (mjerenje), nauku o položaju i gibanju zvijezda, i na astrofiziku (v.), nauku o prirodi nebeskih tjelesa. Kako je astrofizika vrlo mlada nauka, to se pod astronomijom razumijeva uglavnom astrometrija. Ona se još dijeli na praktičku i teorijsku. U praktičkoj se motre nebeska tjelesa i određuju položaji i gibanja, iznalaze tome potrebni instrumenti, a u teorijskoj, u koju ide sferna astronomija i nebeska mehanika, obrađuju se matematički uvjeti i rezultati motrenja i teorija gibanja nebeskih tjelesa. Za određivanje geografskog položaja na površini Zemlje služi t. zv. poziciona astronomija, a pod matematičkom ili astronomskom geografijom razumijeva se obično nauka o gibanju Zemlje oko Sunca uz osnovne astronomske pojmove. Kratak pregled glavnih rezultata i metoda cijele astronomije zove se i kozmografijom (opis svemira), dok bi kozmogonija (v.) kao posve teorijska nauka imala da tumači postanak nebeskih tjelesa i njihovo gibanje. Koliko se pojedine novije fizikalne metode upotrebljavaju za istraživanja nebeskih tjelesa, nastaju nove riječi kao astrografija (→ fotografija), astrofotometrija (→ fotometrija), astrospektroskopija (→ spektroskopija) i t. d. Samo poznavanje imena zvijezda i zviježđa na nebeskom svodu zove se astrognozija (v.).

1. Razvoj astronomije. Najstarije bilješke o astronomskim pojavama potječu iz Egipta i Mezopotamije. Naročito su Babilonci i Asirci u Mezopotamiji bilježili astronomske pojave, jer su obožavali nebeska tjelesa, pa su iz njihova položaja, sjaja i drugih okolnosti proricali budućnost kraljevima i narodima (to se kasnije prozvalo astrologijom). Motrenje i proricanje bila je dužnost svećenika, a da ih prašina na tlu ne bi smetala u motrenju, gradili su zasebne tornjeve. Babilonski toranj u Sv. Pismu je vjerojatno ovakav astronomski opservatorij. Već 2000 pr. Kr. znali su, da je Danica i Večernjica isti planet Venera, i poznavali su pet planeta. Sa Suncem i Mjesecom spojili su tih 5 planeta u broj sedam tek u prvom tisućljeću pr. Kr. Taj broj 7 ima u izraelskom narodu veću ulogu, a i sedam dana u tjednu (sedmica) potječe možda odatle, jer će biti starija podjela u 5 dana po prstima na ruci. Od Babilonaca potječe duljina godine od 360 dana, koja je i u Egiptu vjerojatno nezavisno nađena. U Egiptu se naročito u priči spominje, da je 5 dana za potpunu godinu tek kasnije dodano, tako da je »egipatska godina« imala 365 dana. Od godine sa 360 dana potječe, čini se, i dijeljenje kruga na 360 stupnjeva. Od Babilonaca potječe i dijeljenje dana na 12 sati (dvostrukih) kao i dijeljenje sata na 60 manjih dijelova. Babilonci su poznavali vrijeme ophoda pojedinih planeta kao i nepravilno gibanje planeta među zvijezdama stajačicama. Znali su, da se pomrčine Sunca vraćaju svakih 18 godina i 11 dana prilično pravilno. Taj se period zove saros, i. po tom je prvi poznati grčki filozof Tal prorekao pomrčinu Sunca za 585 pr. Kr. To je naučio kao i mnogo drugih astronomskih pojava od Babilonaca. Postoji priča, da su u Kini oko 2000 pr. Kr. dva astronoma smaknuta, jer nisu pravodobno navijestili pomrčinu Sunca. To bi značilo, da su u Kini još prije poznavali taj saros, no kako su kineski podaci o godinama vanredno nepouzdani, to je vjerojatnije, da su i oni saznali za to od Babilonaca. No ni babilonski ni egipatski svećenici nisu iz svih tih astronomskih motrenja znali stvoriti sustav gibanja nebeskih tjelesa, iako su raspolagali motrenjima od stotina godina. Tek grčki je duh bio kadar da iz toga stvori pregledan sustav gibanja.

Pitagora (u 6. st. pr. Kr.) već uči, da je Zemlja okrugla i da lebdi u okruglom nebeskom svodu. Ima doduše kasnija vijest, da su već Babilonci i Asirci (Kaldejci) znali, da je Zemlja okrugla i da se može obaći za godinu dana. Od Pitagore do Kopernika smatrala se Zemlja središtem svemira. Planeti se gibaju oko Zemlje u određenim harmoničkim udaljenostima i kod toga daju određene glasove (tonove); to je »muzika sfera«. Nije sigurno, da li je Pitagorin učenik Filolaj (Philolaos), na koga se poziva Kopernik, upotpunio teoriju tim, što je uzeo za tumačenje dnevne vrtnje mjesto okretanja nebeskog svoda, okretanje Zemlje protivnim smjerom. Da rastumači nejednako gibanje planeta među stajačicama, uzima Eudokso, da su planeti pričvršćeni na kristalne sfere (kugle), koje se jedna u drugoj oko različito nagnutih osi jednoliko okreću. Za 7 planeta trebao je Eudokso 27 sfera.

Na osnovi motrenja i ideja Hiparha (iz Niceje oko 150 pr. Kr.) mogao je Klaudije Ptolemej (Klaudios Ptolemaios oko 150 pos. Kr.) dati prvu dosta potpunu geometričku teoriju gibanja planeta u svom djelu, koje se naziva obično po arapskom izobličenom naslovu Almagest. To je bio udžbenik astronomije kroz više od 15 stoljeća, do pobjede Kopernikove nauke. Ptolemej uzima, da je Zemlja središte svemira, a planeti se, po Aristotelovu naučanju, u nebeskom području s eterom gibaju jednolično u krugu, jer je to najsavršenije. Zato mora uzimati u pomoć za Sunce pretpostavku, da središte kruga, po kojem se giba Sunce oko Zemlje, nije u središtu Zemlje (ekscentrični krugovi), jer vidljivo gibanje Sunca među stajačicama nije jednolično. Kod tumačenja gibanja Mjeseca mora uzeti kompliciraniju sliku. Mjesec (a tako i drugi planeti), giba se jednolično po jednom krugu (epiciklu), a središte toga epicikla giba se opet jednolično po velikom krugu (deferensu) oko Zemlje. To je geometričko rastavljanje nejednoličnog kružnog gibanja u više jednoličnih, kako je to već znao Apolonije (iz Perge oko 200 pr. Kr.).

Tim je razmjerno jednostavnim načinom omogućeno, da se iz poznatih položaja i gibanja nađu položaji u budućnosti, t. j. da se unaprijed izračunaju položaji Sunca i planeta prema Zemlji. To je prvi veliki triumf astronomije, koji je dao naučni smisao i svrhu starim motrenjima. Ptolemej priznaje, da bi za tumačenje dnevne vrtnje nebeskog svoda bilo jednostavnije pretpostaviti, da se Zemlja okreće oko osi (kako je to učio Aristarh iz Sama oko 280 pr. Kr.), ali drži, da je to nemoguće, jer se Zemlja tako brzo vrti, da bi sve, što nije na nju prikovano, odletjelo protivnim smjerom, a kad bismo skočili uvis, pobjegla bi Zemlja pod našim nogama, i ne bismo pali na isto mjesto. To je dokazivanje pogrešno, jer ne uzima u obzir, da svako tijelo zadržava primljeno gibanje (zakon ustrajnosti). Dalji rad astronoma išao je za tim, da upotpuni Ptolemeja, zato su nastajala različna tumačenja (komentari), ah bez novih ideja. Kad su, nakon propasti aleksandrinske škole (u 7. st. pos. Kr.) preuzeli Arapi grčku znanost, naročito astronomiju, nastavili su i oni rad u Ptolemejevu sustavu, dajući točnija motrenja i usavršavajući instrumente. Tako je Al-Sufi (u 9. st. pos. Kr.) dao prvi iza Ptolemeja potpuniji popis zvijezda stajačica.

Kad se u 13. st. počela u Evropi podizati znanost otvaranjem visokih škola, bila je astronomija jednim od redovnih predmeta, a udžbenik je bio Ptolemejev Almagest. Međutim su već Arapi utvrdili, da se izračunani položaji planeta sve više razlikuju od motrenih, pa je španjolski kralj Alfons X. Kastilski sazvao u 1. pol. 13. st. oko 50 astronoma Arapa, Židova i kršćana, da sastave nove tablice za gibanje planeta. Nakon vrlo dugog raspravljanja izdane su Tabulae Alphonsinae. Videći Alfons X., kako je zamršeno s tim kruzima, navodno je izjavio: »da me je Bog pitao kod stvaranja svijeta za savjet, bio bih mu preporučio veću jednostavnost«. Zbog toga je, po priči, izgubio prijestolje. Kako je u filozofiji vladala Aristotelova nauka, to se i u astronomiji nije smjelo drugo predavati, od 13. do u 17. st., osim Ptolemejeve nauke. Tek u 16. st. daje Nikola Kopernik (podrijetlom Poljak, rođen u gradu Thornu na Visli 1473) novu teoriju o gibanju planeta. On je doduše tek na smrtnoj postelji vidio štampane prve arke svojeg djela De revolutionibus u 7 knjiga, 1543. Kopernik pretpostavlja, da stvarno postoje ova četiri gibanja Zemlje: 1. dnevna vrtnja (rotacija) zemaljske kugle od zapada na istok, zbog koje nam se čini, da se sva nebeska tjelesa giblju od istoka na zapad, 2. godišnje gibanje Zemlje oko Sunca (revolucija) u krugu istim smjerom kao rotacija od zapada na istok, 3. gibanje svih planeta istim smjerom kao Zemlja oko Sunca u približno istoj ravnini, a u različnim udaljenostima, konačno je kao 4. gibanje uzeo, da se os Zemlje, koja stoji koso s obzirom na ravninu revolucije, giba konično opisujući čunj protivnim smjerom za jednu godinu. To se 4. gibanje pokazalo naskoro kao nepotrebna pretpostavka, jer os Zemlje — iako nije apsolutno stalna u prostoru — ne opisuje čunj u jednoj godini već u kojih 26.000 godina. Tim sustavom je Sunce postalo središtem planeta (heliocentrički sustav), a Zemlja je izbačena sa svog prijestolja, da bude središtem svemira (geocentrički sustav) i postala jednostavni planetić, koji s drugima kruži oko Sunca. Dakako da je zbog toga Kopernikov sustav nalazio vrlo malo pristaša, a k tome se još pridružila opozicija crkvena iz formalnih razloga, pa je Kopernikovo djelo došlo na indeks zabranjenih knjiga. Poznato je, da se Galileo Galilei (1564—1642), osnivač nove mehanike i oduševljeni pristaša Kopernikove nauke, morao konačno klečeći pod prisegom odreći te nauke. Priča kazuje, da je, ustajući od oltara, promrmljao »Eppur si muove« (pa ipak se kreće). Galilei je prvi upravio nedugo prije izumljeni dalekozor na nebeski svod (1610) i tim proširio dohvat ljudskog oka i ujedno omogućio nerazmjerno točnije mjerenje položaja nebeskih tjelesa. Na osnovi dugog niza mjerenja bez dalekozora, što ih je činio Tycho Brahe, dao je baš u to doba jedan od najvećih teoretičara astronomskih Johann Kepler (1571—1630) tri osnovna zakona za gibanje planeta: 1. Svi se planeti gibaju oko Sunca u elipsama, a u jednom je žarištu Sunce. 2. Spojnica planeta s tim žarištem (radius vektor) opisuje u jednakim vremenima jednake plohe. 3. Kvadrati vremena ophoda dvaju planeta odnose se kao kubusi (3. potencije) njihovih srednjih udaljenosti od Sunca. Osnivač nove fizike Isaac Newton (1642—1724) dao je Kopernikovu sustavu s Keplerovim zakonima zajedničku podlogu pretpostavkom o općoj gravitaciji (privlačenju) svih tjelesa.

Sve točnijim motrenjima utvrđivana je doduše Kopernikova teorija, ali glavni prigovor, koji su protivnici već u početku iznosili, nije bilo lako oprovrći, a to je, da bi nam se moralo činiti, kad Zemlja kruži oko Sunca, da se zvijezde, kojima se približujemo međusobno udaljuju, a od kojih se udaljujemo, da se prividno jedna drugoj približuju. To se nije dalo utvrditi ondašnjim instrumentima, pa su bile dvije mogućnosti: ili se Zemlja ne giba oko Sunca, ili su stajačice tako daleko, da su prividni pomaci zbog gibanja Zemlje vanredno maleni. Kod planeta se moglo odrediti, da njihovi položaji gledani istodobno iz različnih mjesta na Zemlju padaju na druga mjesta među stajačicama (dnevna paralaksa), i tim se mogla naći i udaljenost planeta, kad je polumjer Zemlje poznat. Kod stajačica se međusobni položaj ne mijenja, iz kojega god mjesta Zemlje gledamo. Tu se mogla jedino iz različnih mjesta u gibanju oko Sunca možda naći razlika položaja. Tražeći tu t. zv. godišnju paralaksu našao je James Bradley još jedno prividno gibanje zvijezda, t. zv. aberaciju (v.), t. j. utjecaj brzine gibanja Zemlje na smjer svijetla, što dolazi sa zvijezde. Istom prije više od sto godina uspjelo je F. W. Besselu, da prvi put izmjeri paralaksu, a tim i udaljenost jedne stajačice. Zaista se pokazalo, da su te udaljenosti tako goleme, da mijenjanje položaja Zemlje na putu oko Sunca prema tome iščezava. Tim se dobila jasnija slika o razmještaju nebeskih tjelesa prema Zemlji, premda su to takve udaljenosti, da si ih ne možemo predočiti.

2. Metode i instrumenti. I površno motrenje nebeskog svoda pokazuje nam, da imamo dvije vrste svijetlih nebeskih tjelesa (tamna ne vidimo). Jedna zadržavaju međusobni položaj (zvijezde stajačice), tako da ih uvijek vidimo u jednakim prividnim likovima (zviježđa), iako u dnevnoj vrtnji mijenjaju visinu na nebeskom svodu, dok druga od dana na dan mijenjaju svoje mjesto među stajačicama (planeti). Da odredimo položaj pojedinog nebeskog tijela, možemo se služiti različitim načinima. Kako je Sunce praktični izvor pojma vremena (iako je u Ptolemejevu sustavu planet), a mijenja svoj položaj prema stajačicama, to su i u Egiptu i u Mezopotamiji određivali relativni položaj tim, kad se pojedina zvijezda vidi prvi put iza zalaza ili prije izlaza Sunca. To je helijakični zalaz i izlaz zvijezde. U starom je Egiptu helijakični izlaz Siriusa bio vezan s poplavom Nila. Taj se helijakični izlaz i zalaz redovno motrio u staro doba, dok se danas tim više ne služimo, jer zavisi o jakosti svijetla zvijezde. Za mjerenje međusobnog položaja zvijezda služila je uvijek lučna (kutna) mjera, dakle instrumenti kao kutomjeri. Kod Ptolemeja se spominje astrolab (v.), a često je služio osobito u srednjem vijeku jednostavniji trikvetrum, koji je sastavljen od 2 spojena štapa kao krakova kuta i među njima treći, na kom se nalazi razdioba, koja dopušta da očitamo kut bilo izravno u stupnjevima, bilo u kojoj drugoj mjeri, koju preračunamo u stupnjeve. Ako jednim krakom toga instrumenta viziramo (gledamo) jedno tijelo, a drugi krak upravimo na drugo tijelo, dobivamo kut među njima, ako pak jedan krak postavimo horizontalno, to drugi krak uperen na zvijezdu daje njenu visinu (kutnu) nad horizontom. U pomorstvu je služio za određivanje ove visine t. zv. Jakobov štap, ravan horizontalan štap, na kom se vertikalno pomiče štapić, koji je na oba kraja jednako dug. Ako s kraja horizontalnog štapa preko oba vrha vertikalnog štapića gledamo horizont i zvijezdu, dobivamo iz razdiobe na štapu kut.

Za najtočnija astronomska motrenja služio je prije upotrebe dalekozora zidni kvadrant, koji je zbog što točnije razdiobe bio vrlo velik. To je četvrtina kruga dijeljenog na što manje dijelove, a iz središta se vizira na nebesko tijelo. Bilo je takvih kvadranta, koji su se mogli okretati, ali su redovno bili čvrsti u meridijanu, da se mogla odrediti visina nebeskog tijela u najvećoj visini nad horizontom.

Danas nam u astronomiji služe dva osnovna instrumenta za mjerenje: meridijanski krug ili (u manje točnom obliku) pasažni instrumenat (slika 3.) i veliki dalekozor ili ekvatoreal, koji može biti ili refraktor (slika 4.) ili reflektor (slika 5.).

3. Sunčev sustav. Nebeska tjelesa, koja se nalaze u tolikoj blizini Sunca, da se gibaju pod utjecajem privlačne sile Sunca, sačinjavaju Sunčev sustav. Prostor, koji u vidljivom svemiru zauzima Sunčev sustav (interplanetarni prostor), razmjerno je vrlo malen: najveće udaljenosti u Sunčevu sustavu iznose oko 100 astronomskih jedinica (1 astronomska jedinica = srednja udaljenost Zemlje od Sunca = 149½ milijuna kilometara), dok se najbliža zvijezda stajačica nalazi istom u udaljenosti od 275.000 astronomskih jedinica. Nauka o Sunčevu sustavu čini s obzirom na zadaće, probleme i metode istraživanja posebni dio astronomije.

Sunce samo, glava »Sunčeve obitelji«, je golema užarena kugla; masa Sunca je više nego 700 puta veća od mase svih ostalih tjelesa Sunčeva sustava zajedno. Zbog te goleme mase utjecaj privlačne sile Sunca na gibanje tjelesa u njegovu sustavu dominira, a utjecaj i najvećih među ostalim tjelesima daje samo male smetnje (perturbacije) u gibanju.

Oko Sunca kruže u putanjama po Keplerovim zakonima (v. gore) planeti (v.). Sve do konca 18. st. bili su poznati samo oni planeti, koje je i stari vijek poznavao. To su (osim Zemlje) Merkur, Venera, Mars, Jupiter i Saturn. G. 1781 prvi put se proširuje Sunčev sustav, kad je W. Herschel otkrio planet Uran. G. 1846 otkriven je osmi planet Neptun na osnovi takvih perturbacija u gibanju Urana, koje se nisu mogle računski objasniti utjecajem poznatih planeta. Daljim motrenjem gibanja Urana utvrđene su perturbacije, koje se nisu mogle objasniti ni utjecajem Neptuna, te je, opet na osnovi matematske teorije gibanja planeta, otkrit 1931 deveti planet Pluton. Najveći među planetima je Jupiter, najmanji Merkur; od Zemljinih susjeda ima sličnosti sa Zemljom Venera gibanjem i veličinom, a Mars fizičkim prilikama na površini.

Prostor između Marsa i Jupitera, koji je napadno velik, i gdje se i po Titius-Bode-ovu nizu brojeva (v.) naslućivao još jedan nepoznati planet, ispunjen je mnoštvom planetoida (v.) (malih planeta, asteroida). Prvi planetoid, Ceres, otkrit je 1801, a danas ih je poznato oko 2000. Broj se poznatih planetoida stalno povećava, oni se danas otkrivaju s pomoću fotografije. Neki planetoidi dolaze u osobito veliku blizinu Zemlje, pa su zbog toga za astronomiju postali važni.

Oko Zemlje, Marsa, Jupitera, Saturna, Urana i Neptuna kruže manja tjelesa kao pratioci (mjeseci, sateliti, trabanti). Zemljin jedini pratilac je naš Mjesec. Najviše pratilaca ima Jupiter, njih 11, a Saturn ima uz 10 pratilaca još prsten (kolut).

Dok su putanje planeta i planetoida dosta pravilno raspoređene, te ne odstupaju mnogo od ravnine Zemljine putanje (ravnine ekliptike), kometi (v.) ili zvijezde repatice gibaju se oko Sunca po nepravilno raspoređenim putanjama. Periodični kometi, koji se u pravilnim razmacima vremena pojavljuju, svakako su stalni članovi Sunčeva sustava. Prije se mislilo, da ima kometa, kojima putanja nije zatvorena krivulja, pa oni nakon jednog prolaza kroz Sunčev sustav odlete u nepovrat. Danas se misli, da takvih kometa nema, nego da se okolnost, što se ne pojavljuju ponovno, ima svesti na osobito duga ophodna vremena ili na raspadanje njihove glave. Periodičnih kometa poznato je danas 37.

Dijelovi su Sunčeva sustava i meteori (v.), koji nam se pojavljuju kao krijesnice ili kao plamene kugle (bolidi). To su mala tjelesa (meteoriti [v.]), često i veličine zrna, koja lete ili pojedince ili u skupovima kao meteorski rojevi sa stalnim putanjama po interplanetarnom prostoru. Pojedini meteoriti znaju pasti na Zemlju. Za veće meteorite misle neki istraživači, da nisu tjelesa Sunčeva sustava, nego da dolaze iz dalekog svemira. Meteorski rojevi nastaju rasulom glava kometa.

4. Stelarna astronomija. Cio svemirski prostor, ako iz njega isključimo onu malu stanicu, koju čini interplanetarni prostor sa Sunčevim sustavom, tvori interstelarni prostor. Nebeska tjelesa u tom prostoru predmet su stelarne astronomije. Stelarna se astronomija pri svojim istraživanjima u velikoj mjeri služi metodama astrofizike (v.) pa se kao i astrofizika počela jače razvijati istom u 19. st., a golem njezin napredak pada u 20. st. Osnivačem stelarne astronomije može se smatrati William Herschel (1738—1822), koji je udario temelje i izvršio opsežna istraživanja u gotovo svim granama stelarne astronomije. Stelarna astronomija zajedno s astrofizikom često se naziva modernom astronomijom, u opreci prema klasičnoj astronomiji, koju sačinjavaju poglavito sferna astronomija i nebeska mehahika.

Nebeska tjelesa interstelarnog prostora ponajprije su zvijezde stajačice. Do početka 19. st, bio je razmještaj zvijezda stajačica u svemiru nedokučiv problem, jer nije postojala metoda za mjerenje udaljenosti zvijezda stajačica. Naslućivalo se, da su zvijezde slabijeg sjaja udaljenije; ali istom 1839 uspjelo je s pomoću godišnje paralakse (v.) izmjeriti prvi put udaljenost jedne zvijezde stajačice. Kasnije je određena udaljenost velikom broju zvijezda stajačica, i te su udaljenosti pronađene tako velikim, da zahtijevaju druge, daleko veće jedinice mjerenja nego udaljenosti u Sunčevu sustavu. Kao mjera za udaljenost nebeskih tjelesa interstelarnog prostora služi godina svjetlosti, t. j. put, što ga prevali svjetlost u godini dana, gibajući se brzinom od 300.000 kilometara u sekundi. 1 godina svjetlosti iznosi 9,5 bilijuna kilometara. Novija mjera, koja se osniva na godišnjoj paralaksi, jest parsek (složeno od riječi paralaksa i sekunda). 1 parsek je udaljenost one zvijezde, kojoj je paralaksa 1 kutna sekunda. 1 parsek = 31 bilijun kilometara = 3,26 godina svjetlosti. Udaljenost svih zvijezda stajačica je veća od 1 parseka (najbliža Proxima Centauri s paralaksom 0,79″ udaljena je 1,27 parseka ili 4,15 godina svjetlosti). 1 kiloparsek — 1000 parseka.

Broj vidljivih zvijezda stajačica stalno se povećava napretkom u gradnji durbina, a osobito razvitkom nebeske fotografije. Već je stari vijek razvrstao zvijezde stajačice po sjaju, u kojem nam se prikazuju (prividna veličina). Uz poznatu udaljenost može se zvijezdi odrediti i apsolutna veličina, koja je definirana kao ona veličina, u kojoj bi nam se zvijezda prikazala, kad bi bila u udaljenosti 10 parseka. Apsolutne veličine mogle su se mnogim zvijezdama odrediti i iz nekih fizikalnih svojstava, pa je tim stvorena mogućnost, da se iz apsolutne i prividne veličine odredi udaljenost (spektroskopska paralaksa, fotometrijska paralaksa). Apsolutna veličina dovela je također do razdiobe zvijezda stajačica (patuljci, giganti). Apsolutna veličina zajedno s klasifikacijom zvijezda po spektru (v.) stvorila je mogućnost razvrstavanja zvijezda po fizikalnim stanjima i po stupnju razvitka.

Vrlo su važan predmet stelarne astronomije binarne zvijezde (v.) radi toga, što se često pojavljuju i radi osobitog načina gibanja.

Prilog poznavanju prirode zvijezda stajačica, velik i po opsegu i po važnosti, dao je studij promjenljivih zvijezda. Poseban tip kratkoperiodnih promjenljivica, Cefeide, koje se nalaze i u najudaljenijim skupovima zvijezda, postale su moćnim sredstvom premjera najvećih udaljenosti u interstelarnom prostoru. U najnovije vrijeme dalo je istraživanje pojave novih zvijezda (novae, supernovae) mnoge nove vidike u pogledu promjena stanja zvijezda i procesa njihova razvitka.

Zvijezde stajačice nisu u stanju mirovanja, ali njihovi su pomaci na nebeskom svodu radi goleme udaljenosti tako maleni, da se samo kod bližih zvijezda mogu nakon duljeg vremena zapaziti ponovljenim točnim određivanjem položaja. Prvi je vlastito gibanje zvijezda stajačica utvrdio E. Halley (1718). Ona komponenta gibanja zvijezda stajačica, koja je u samom pravcu gledanja (radijalno gibanje), može se utvrditi spektroskopski (→ astrofizika). Iz gibanja zvijezda stajačica mogla je stelarna astronomija izlučiti jednu komponentu, koja se svodi na gibanje samog Sunčevog sustava (paralaktično gibanje), te je tim utvrđen apeks (v.) gibanja Sunčeva sustava i brzina apeksnog gibanja.

Već su u starom vijeku bili poznati skupovi zvijezda (na pr. Vlašići, v.). Stelarna astronomija otkrila je i proučava znatan broj skupova, od kojih su osobito zanimljivi kuglasti skupovi, koji pripadaju jednom zvjezdanom sustavu (»sustavu Strijelca«), susjedu onog zvjezdanog sustava, kojem pripada naše Sunce.

Stelarna astronomija uspjela je, da u glavnim crtama izradi sliku razmještaja zvijezda stajačica oko nas. Zvijezde stajačice zbile su se gusto u Kumovskoj Slami (Mliječnom Putu), svijetloj pruzi, koja opasava cijelo nebo. Mjerenjem udaljenosti zvijezda stajačica utvrđeno je, da je Kumovska Slama perspektivni učinak, uzrokovan tim, što se Sunčev sustav nalazi blizu središta jednog sklopa zvijezda stajačica lećastog oblika, koji se u ravnini Kumovske Slame prostire u duljinu oko 20.000 godina svjetlosti, a u smjeru okomitom na ovu ravninu samo 4000 godina svjetlosti. U tom lokalnom sustavu bit će oko 10 milijarda zvijezda stajačica. Zajedno s gore navedenim sustavom Strijelca čini lokalni sustav t. zv. veliki galaktički sustav.

Uz zvijezde stajačice i njihove skupove nalaze se u interstelarnom prostoru maglice. One se (osim maglice u Andromedi) ne mogu vidjeti prostim okom. Sve veći broj otkriva ih i utvrđuje im pojedinosti nebeska fotografija uz ekspoziciju od više sati. Difuzne i planetarne maglice pripadaju velikom galaktičkom sustavu; one su plinovita tjelesa. Spiralne maglice su izvangalaktički sustavi; udaljenost i najbližih među njima iznosi blizu milijun godina svjetlosti, a. ima ih, koje su dalje od 100 milijuna godina svjetlosti. Svaka je od njih poseban zvjezdani sustav, otok u svemiru, potpuno odvojen od drugih sustava. Spiralnih maglica ima više stotina tisuća. Njihovo gibanje je jedan od najviše pretresanih problema današnje stelarne astronomije i astrofizike, jer po nekim istraživanjima, ako ispravno tumačimo pojave u njihovu spektru, njihovo gibanje ukazuje na proces širenja (ekspanzije) cijelog vidljivog svemira (→ maglice).

5. Sferna astronomija. Zbog udaljenosti, u kojoj se nalaze nebeska tjelesa, iščezavaju za oko motritelja razlike njihovih udaljenosti, pa se čini, da se ona nalaze na šupljoj kugli, a u središtu te kugle, nebeske sfere, nalazi se motritelj. Prividno mjesto, koje na toj sferi zauzima nebesko tijelo, dato je smjerom, u kojemu gledamo to tijelo. Određivanje mjesta nebeskih tjelesa na nebeskoj sferi, promjene ovih mjesta, pa motrenje pojava, koje su u vezi s ovim promjenama, glavni su predmeti sferne astronomije.

Prividna se mjesta nebeskih tjelesa mijenjaju u jednu ruku radi gibanja Zemlje, u drugu ruku kod promjene mjesta motritelja na Zemlji. I dnevna vrtnja Zemlje i godišnje gibanje Zemlje oko Sunca stavljaju sfernoj astronomiji različne zadaće. Dnevna vrtnja Zemlje, koja nam se očituje kao prividna dnevna vrtnja nebeske sfere, radi svoje jednoličnosti glavna je osnova mjerenju vremena. Na toj je osnovi sferna astronomija izgradila astronomsko mjerenje vremena, koje omogućuje reguliranje i upoređivanje ura na cijeloj Zemlji. Godišnjim gibanjem Zemlje mijenja se prividno mjesto Sunca, a određivanje tih promjena daje osnove kalendarstva. Promjene prividnog mjesta zvijezda stajačica zbog godišnjeg gibanja Zemlje (godišnja paralaksa) daju glavnu osnovu za određivanje udaljenosti zvijezda. I prividna mjesta nebeskih tjelesa i promjene tih mjesta različito se vide iz različitih mjesta Zemlje. Stoga se može iz motrenja prividnih mjesta nebeskih tjelesa odrediti položaj motritelja na Zemlji. Odatle proizlazi za sfernu astronomiju zadaća određivanja geografskog mjesta.

Smjer, u kome vidimo nebesko tijelo, a time prividno mjesto toga tijela na nebeskoj sferi, određuje se kutovima, koji se zovu nebeske (sferne) koordinate. Nebeske su koordinate različite prema tome, koji krug nebeske sfere uzmemo kao osnovni krug. Svakom osnovnom krugu nebeske sfere pripadaju dva nebeska pola, koji su krajevi promjera okomitog na osnovni krug. Svaki osnovni nebeski krug sa svojim polovima čini jedan nebeski koordinatni sustav.

Astronomija upotrebljava četiri nebeska koordinatna sustava:

a) Koordinatni sustav horizonta (v. sliku 11); njegov je osnovni krug horizont motriteljeva mjesta, jedan mu je pol zenit, tjemena točka nebeske sfere vertikalno nad stajalištem O motritelja, drugi je pol nadir, koji se nalazi na nevidljivoj polovici nebeske sfere vertikalno ispod nogu motritelja (v. sliku 12).

Iz horizontnih se koordinata mogu po pravilima sferne trigonometrije izračunati mjesne ekvatorske, i obratno iz mjesnih ekvatorskih horizontne, ako je poznata geografska širina (visina pola) mjesta motrenja. I jedne i druge koordinate su dijelovi jednoga sfernog trokuta (v. sliku 13).

c) Koordinatni sustav ekliptike (v. sliku 14); osnovni krug ovog sustava je ekliptika (v.), polovi su polovi ekliptike Π₁ i Π₂, od kojih je sjeverni Π₁ (u zviježđu Zmaja) kod nas vidljiv.

Koordinate nebeskog tijela Σ u ovom sustavu jesu:

širina ili latituda β, udaljenost nebeskog tijela Σ od ekliptike, koja je određena lukom ΣL slično kao deklinacija u ekvatorskom sustavu;

dužina ili longituda λ, udaljenost širinskog kruga Π₁ƩL od proljetne točke ϓ, određena, slično rektascenziji ekvatorskog sustava, ekliptičkim lukom ϓL; dužina λ se broji od zapada prema istoku od 0° do 360°.

Ekliptičke se koordinate upotrebljavaju kod proučavanja gibanja u Sunčevu sustavu.

d) Galaktički sustav koordinata; njegov je osnovni krug onaj nebeski krug, uzduž kojega Kumovska Slama (v.) (Mliječni put, Galaxia) opasava nebesku sferu. Polovi ovoga kruga nalaze se jedan u zviježđu Berenikine kose, drugi u zviježđu Kita.

Galaktičke koordinate su galaktička širina i galaktička dužina u analogiji s istoimenim ekliptičkim koordinatama. Ove se koordinate upotrebljavaju u stelarnoj astronomiji.

LIT.: Opća astronomska djela: O. Kučera, Naše nebo, MH, Zagreb 1895; II. izd., 1. sv. Hrv. prirodosl. društva, Zagreb 1921; III. izd., 1. sv. MH, Zagreb 1930; J. Goldberg, Kosmografija, S. Kugli, Zagreb 1937; V. V. Mišković, Kosmografija, Beograd 1931 (ćiril.); Newcomb-Engelmann, Populäre Astronomie, 7. izd., W. Engelmann, Leipzig 1922; Littrow, Die Wunder des Himmels, 10. izd., F. Dümmler, Bonn-Berlin 1939; O. Thomas, Astronomie, »Das Bergland-Buch«, Graz-Beč 1934; Th. Moreux, Le ciel et l’univers, Gaston Doin et Cie Ed., Pariz 1928; J. Jeans, The Univers Around us, 1929; Die Kultur der Gegenwart, III. dio, III. odio, III. sv. Astronomie, B. G. Teubner, Leipzig 1921; E. i B. Strömgren, Lehrbuch der Astronomie, J. Springer, Berlin 1933; J. Bosler, Cours d’Astronomie, Pariz 1928; F. R. Moulton, Introduction to Astronomy, Ed. 2., 1916; R. Wolf, Handbuch der Astronomie, Zürich 1890; W. Valentiner, Handwörterbuch der Astronomie, Leipzig 1897—1901.

Povijest: R. Wolf, Geschichte der Astronomie, Oldenburg, München 1877.

Godišnjaci: Bošković, astron. kalendar, izd. Hrv. prirodosl. društva, izlazio 1918—1926; Godišnjak našeg neba, izd. Astronomske opservatorije univerziteta u Beogradu, izlazi od 1930 dalje; Annuaire du Bureau des Longitudes, Gauthier-Villars, Pariz.

Praktična astronomija: Kelvin M. Kready (J. Weber), Sternbuch für Anfänger, J. A. Barth, 3. izd., Leipzig 1923; Astronomisches Handbuch, Bund d. Sternfreunde, R. Henseling; Franckh’sche Buchh., Stuttgart 1921; Hevelius, Handbuch für Freunde der Astronomie, F. Dümmlers Verl., Berlin 1922; — Ambronn, Handbuch der astronomischen Instrumentenkunde, J. Springer, Berlin 1899; A. Danjon-A. Couder, Lunettes et Téléscopes, Pariz 1935.

Za stelarnu astronomiju v. literaturu navedenu pod astrofizikom.

Sferna astronomija: Ž. Marković, Glavni pojmovi sferne astronomije, izd. Hrv. prirodosl. društva, Zagreb 1923; F. Brünnow, Lehrbuch der sphärischen Astronomie, 4. izd., C. Bertelsmann, Gütersloh 1880; J. Ph. Herr-W. Tinter, Lehrbuch der sphärischen Astronomie, Seidel & Sohn, Beč 1923; W. Chauvenet, Manual of spherical and practical astronomy, 5. izd., J. B. Lippincot Comp., Philadelphia 1906.

Časopisi: Astronomische Nachrichten, Berlin; Monthly Notices of the Royal astronomical society, London. S. Š-b. i J. G-g.