АСТРОНОМИЈА НА ЈЕДНОСТАВАН НАЧИН

ASTRONOMIJA NA JEDNOSTAVAN NAČIN

Ovo je pokušaj da se astronomija i astronautika u službi astronomskih osmatranja hronološki jednostavno prikažu od svojih začetaka do prve desetine 21. veka.  Na ovom postu biće prikazivani izvodi iz ove monografije koji mogu da se pokažu korisnima onima kojima, kao i meni, zanimanje i posebno obrazovanje nije iz predmetne oblasti. Želja mi je da ako takvih ima razumeju astronomiju na jednostavan način. Svestan sam da sam, ne samo radi kompromisa, već i zbog vlastitog neeznanja počinio mnogo grešaka, pa sam zahvalan svakom ko mi na njih ukaže ili me uputu na popoulrno pisani naučni članak o prikazanom sadržaju.

Svima želim dobro zdravlje i uspeh u dobrim namerama.

U Beogradu, Slobodan Maksimović, 3.4.2016.
 Додато 7. априла, 7. maja 2016, 28. avgusta 2016, 6. oktobra 2016,

Предговор

Приређивач је свестан да није ни довољно стручан, ни довољно информисан за бољу експликацију теме о астрономији. Али је истовремено свестан да постоји врло ниска општа информисаност о области која спада у сам врх савремених наука и технологија, и у коју се, вероватно после војних потреба, највише улажу финансијска средства, која се, кроз нове технологије, брзо враћају у свакодневни живот и чине га квалитетнијим. Постоје и неколико тамних страна савремене астрономије: опасност да се као наука у тражењу коначних одговoра о Космосу не врати у метафизику, могућност да се злоупотреби за војне потребе и да троши финансијска средства изнад очекиваних друштвених користи. Астрономија као наука треба да буде у служби достижних човекових потреба много више него што је у служби радозналима за оним шта је било или шта ће бити у периодима дугим милијардама година.

Приређивач је такође свестан да је у овом раду починио више грешака, које су материјалне или научне природе. Ниједна од тих грешака (сем мнгобројних словних) није случајна, већ израз недовољног знања, недовољне информисаности, а понегде и личне заблуде. Не оправдава га у томе жеља да пише једноставно, јер је свестан да често није писао ни довољно једноставно, ни довољно кратко, како је то желео. Читалац се моли да ово прихвати као извињење.

Почетни мотив за ово приповедање које се одужило била су моја деца и унучићи и по неки њихов вршњак, које сам, док су били мали и радознали, понекад успешно "гњавио" упрошћеним приповедањем о Космосу, нарочито кад се на почетку ноћи небо оспе звездама, а они били спремни за причу. Такво време је увек погодно за неку тајну о небу, а ако ње нема, прича често остане без одјека и брзо се заборави. Циљна група којој се обраћам су сви радознали за "законе звезда" без обзира на године и образовање, које бих да уверим да су све "тајне неба" уствари тајне "трећег камена од Сунца" на којем ми живимо у стварном рају који сами стварамо и треба да учинимо све да нам тај "рајски врт" што дуже потраје и буде све бољи. Нигде међу звездама још нико није пронашао такав рај, а да ли ће га и када ће га неко пронаћи - не знамо и немамо времена да чекамо.

Волео бих да неки млади људи који су се већ опредељују са студије физике, математике или астрономије, нађу инспирацију у овом тексту и да се утврде у том опредељењу. Циљна група нису само ти млади људи већ и сви радознали за област астрономије, који желе да је наслутe, али не и да је сасвим сазнају, јер је потпуно сазнање било ког феномена немогуће. Савремене астрономске теорије у трагању за почетком и крајем Космоса стигле су до закључка да су они од садашњости далеко милијардама година као да су ти закључци проверљиви и за наше сутра од битног значаја. Савремене физичке теорије траже "божју честицу" и "једну силу" да са њима објасне "Стварање света". На појму "Стварање света" састају се астрофизика и микрофизика и, не налазећи решење, враћају у религију. Религија без муке решава проблем "Стварања" помоћу несазнатљивог и свемоћног Творца. А све је много простије: нама је потребно и ми можемо да сазнајемо и мењамо доступно окружење. Помоћу науке своје окружење сазнајемо истинито у границама властитих могућности, а на вољу нам је да га мењамо да буде хуманије за све или само за неке од нас. У доступној историји окружење смо мењали да свима буде боље, али да за неке од нас буде много боље него за друге, а некима и горе. И достижна будућност нам је таква.  За ту достижну будућност у астрономији као науци битно је да сазнамо, а много тога смо већ сазнали, о опасностима које прете Земљи из Сунчевог система. Знамо много тога и о "ћудима" Сунца и Земље и знамо да не можемо да их мењамо, али треба да сазнамо како да их предвидимо и шта би могли да учинимо да се сачувамо. Знамо да Земља "страхује" од судра са њој блиским астероидима и неким кометама - неки од њих би могли да нам униште скоро сав живот, као што је то бивало у прошлости Земље. На Земљу свакодневно доспева 100 тона материјала од распада микроастероида у атмосфери који не стварају видљиве штете, али с времена на време понеки експлодира у нашој атмосфери ослобађајући енергију већу од највећих атомских бомби које смо у својој деструкцији сами направили. За 40.000 година са вероватноћом блиском јединици може доћи до судара са великим астероидом, а много раније и са неком од комета, који ће, ако се до тада сачувамо од сопствених деструкција, бити врло опасани по опстанак живота на Земљи. Астрономија као наука може такве догађаје да предвиди, али астрономија као пракса још није нашла начин да их спречи, мада слути да су таква решења достижна. Астрономе треба више да прати мисао о по Земљу опасним небеским телима из Сунчевог система него почетак и крај Космоса, за који мисле, али поуздано не знају, да су удаљени милијардама година!

Књига не мора и не треба да се чита у целини, већ само област за коју постоји некакав интерес. За многе ће бити сасвим довољно да прочитају само уводне параграфе писане најкрупнијим словима. Док сам писао те параграфе имао сам жељу да буду разумљиви за ученике који завршавају основно школовање. Ко хоће више информација нека чита ситније писане параграфе и нека се загледа у поједине илустрације. За радозналије ту су фусноте и прилози, а најрадозналијима не преостаје ништа друго него да се професионално или бар аматерски посвете астрономији. У књизи нема експлицитне математике ни физике али се на њих позива на начин који олакшава почетно разумевање.

Први извор за овај рад били су ми сачувани стари бројеви часописа "Галаксија", затим неколико књига чијим ауторима верујем. Највише извора и највише слика нашао сам претражујући интернет[1] (потписане радове, текстове са википедија или са других сајтова). Уз сваку илустрацију наведен је извор из којег је преузета, који није био нужно и извор за овај текст. Уз неке илустрације које су ауторске или више резултат моје дораде него извора из којег су преузете, нису наведени извори. Многе илустрације  преузете су само у делу који сам сматрао значајним. Већина њих нису реалне фотографије, већ добре уметничке или рачунарске илустрације. Нема ни једне формулације (сем мојих) која није потврђена из бар два извора. Тамо где је постојало више извора, а то је био чест случај,  субјективно сам се опредељивао за податак који који ми је изгледао веродостојнији. Читалац ће у многим текстовима наћи и нешто другачије податке.

Структура рада је једноставна. У првом делу, после основних појмова, говори се о осматрачкој астрономији од раних почетака па до почетка 21. века. У другом делу износе се поједностављена доминирајућа сазнања савремене теоријске астрономије, а у трећем се даје развој и упрошћен приказ достигнућа у астронаутици. У прилозима су дата три прегледа из предхришћанске историје наука, астрономије и астронаутике.

У раду на овој монорафији нисам имао сараднике, који бе ме усмерили да боље и можда сажетије изложим грађу. За боље нисам имао довољно знања, а за сажетије довољно времена.

Захвалан сам свима чије сам објављене текстове и илустрације користио.

Захвалан сам свима који изразе интересовање за ову монографију.

У Урсулу 22. августа 2014.                                                                 Слободан Максимовић


[1]           Интернет није, али може да буде добар извор података, ако је могуће критично читање. Предност  треба давати потписаним чланцима чији су аутори  стручњаци за област коју обрађују. Чланци на википедијама су поузданији од осталих непотписаних чланака, али су подложни сталном ажурирању.

Појам и значај астрономије

Астрономија је реч старогрчког порекла у дословном значењу „закон звезда“  и употребљава се за науку која проучава Космос - просторно-временски континуум у којем егзистира сва материја и сва енергија, односоно објекте и појаве у њему (звезде, звездане, галактичке и друге системе, физичка поља и зрачења, и постојање живота) укључујући Сунчев систем и Земљу. На границама сазнања астрономија настоји да сазна настанак, развој и судбину Космоса и Земље у њему. Астрономија је најстарија наука на свету, а особе које се њоме баве од самих почетака зову се астрономи, без обзира којој су друштвеној групи припадали у појединим раздобљима и како су називани у конкретним говорима. Данас су астрономи врхунски научници издиференцирани на: астрофизичаре, астронаутичаре, астробиологе и многе друге специјалности.

   И сама астрономија се у односу на своје почетке данас издиференцирала на многе области. Кроз читаву историју астрономије она се развијала и развија као јединство осматрачке и теоријске астрономије[1]. У модерно доба њен саставни део постала је и астронаутика, а у релативно самосталне дисциплине се издвојиле су се космогонија и космологија[2]. Осматрачка астрономија прикупља податке о Космосу, а теоријска их уопштава, формулише за праксу корисна правила и законе и поставља захтеве за новим подацима. Астронаутика је, обезбеђујући излазак људи и средстава у космички простор, омогућила квалитетније и обимније прикупљање података и проверавање астрономских теорија. Она се нагло развила тек у 20. веку, прво за војне потребе, а пред крај века постала је доминантно астрономска дисциплина која даје огромне доприносе изучавању Космоса и Земље из Космоса. Космогонија за предмет свог проучавања има Сунчев систем као целину, а космологија се бави поручавањем Космоса као целине и трага за јединственом теоријом која би објаснила његов настанк и развој.

Осматрачка астрономија је све до 20. века била оптичка астрономија, а онда је дошло део њене специјализације на: радио, инфрацрвену, оптичку, ултравиолетну, рендгенску и гама астрономију према растућој снази врсте зрачења из електромагнетног спектра који се користи за осматрање. Оптичка астрономија је и даље остала доминанта област осматрачке астрономије, јер се само у оптичком спектру могу учинити видљиви (визуeлизовати) резултати осматрања која се изводе изван оптичког спектра. И аматерска астрономија је претежно оптичка астрономија. У 20. веку постало је  могуће прикупљање података и о појавама које не могу бити опажене у електромагнетном спектру. Подаци за одређивање интезитета гравитације на површини Земље прикупљају се посредно из Космoса, а подаци о Космосу детекцијом неутрина космичког порекла који се могу открити и испод површине Земље.

Савремена астрономија  је постала мултидисциплинарна наука са најразвијенијом инфраструктуром и највећим фондом средстава за истраживања у односу на друге системне и примењене науке. Она је је у другој половини 20. века успела да пошаље прве астронауте у близак космички простор (до Месеца), да значајно истражи Сунчев систем и да започне истраживања Космоса далеко преко граница Сунчевог система, па чак и галаксије Млечни пут, што ће бити њено обележје и у 21. веку. Али ће њено тежиште да се помера ка изучавању и спречавању претњи по Земљу из Сунчевог система, истраживањима Земље из Космоса и усавршавању постојећих и стварању нових сервисних система у блиском космичком простору од опште користи[3] за читаво човечанство.

Астрономија је значајна теоријска и примењeна наука. Она је теоријски усмерена на стицање нових научних сазнања о ширем Космосу, нашој галаксији, нашем сунчевом систему и нашој планети. За њене потребе развијају се нове теоријске и примењене науке, истраживачке методе, космичке технологије и материјали. Осим научних сазнања астрономска истраживања доносе све веће практичне користи за живот људи на Земљи у многим областима, посебно: комуникација, навигације, извиђања и нових технологија. Сателитска комуникација омогућава пренос информација до сваке тачке на Земљи. Сателитска навигација обезбеђује одређивање тачне позиције за сваку тачку на Земљи и прецизно кретање у ваздушном простору, на копну и води. Сателитско извиђање обезбеђује праћење и прогнозирање метеоролошких појава; истраживање  флоре и фауне, рудног богатства, сеизмичке активности и других појава на Земљи. Космичке технологије поспешују развој многих наука и привредних грана, a материјали и средства развијани за потребе астрономије налазе све ширу примену и у свакодневном животу.

Космос је грчка реч (κόσμος=мир) која се употребљава за сво пространство које опажамо на ноћном небу и за које имамо утисак  да у њему влада вечити мир, што је најдаље од истине. За тај привидни мир употребљава се и славенска реч свемир (све мир). И неодговарајућа реч васељена или васиона употребљава се са истим значењем и ако потиче од старогрчке речи екумена (οἰκουμένη=насељено), често коришћене у хришћанским текстовима да означи сву насељену земљу. Реч универзум (лат: свеукупност) вeроватно најбоље исказује садржај на који се мисли код употребе ових појмова – мисли се на све што постоји и делује у бескрајном простору и времену без почетка и краја, па чак и кад се научно  оспорава бескрајност простора и времена.

Космос је просторно-временски континум у којем егзистира сва материја и сва енергија. Ова дефиниција је ваљана уколико су јасни појмови: простор, време, материја и енергија, рачунајући да је врсна разлика „у којем егзистира“ (постоји) потпуно јасна. Астрономија о Космосу, са протоком времена, сазнаје све више уочавајући истовремено да се границе неспознатог све више повећавају. У делу који се односи на сазнавање Земљи блиског космичког окружења, од практичне користи за живот на Земљи, астрономија је корисна примењена системска наука са врхунским научним и практичним дометима, а у делу који се односи на сазнавање тоталитета, полако али сигурно приближава се метафизици и религији и, губећи свој теоријски и практични значај за живот на Земљи, повећава бескорисно трошење људских и материјалних потенцијала овде, сада и убудуће.

Реч "Космос"  изгледа да су први употребили Питагорејци у значењу "место свих ствари". За њих је број Један био основ свих ствари, а Космос је настао тако што је "Један дошао у постојање". У књижевности раније, а у филозофији од Питагорејаца, па све до данашњих дана појам  једног  постаће једно од централних питања филозофске онтологије, а од друге половине 20. века и савремене теорије астрономије у форми сингуларитета. Једно је основ свега и у ведској Песми о искону древне Индије[4], која је настала раније од 1.500 године пне: "Једно је било завито у таму и ван њега није било ничег другог ни даљег" и из њега је настало све, али како је дошло до стварања нико не може да објасни јер, "Богови су настали после постанка људи; можда то зна онај који у највишем небу бдије, а можда не зна ни он". 

   Астрономија (αστρον+νόμος=звезда+закон) као наука се често поистовећује са астрофизиком, мада од ње има нешто шире значење, јер астрофизика за тежиште свог проучавања има космичке објекте и појаве које су утемељене само у физици. Астрономија изучава физчке, хемијске и биолошке феномене у Космосу ослањајући се на резултате примењенх наука, а математика и логика су њени основни "алати" за обраду података и закључивање. Истина је да је астрономија, пре него што се конституисала као посебна наука, била у служби религијских а затим и филозофских система да би у модерно доба постала грана физике. У друштвима која немају развијену астрономију као самосталну науку она се и данас изучава у области физике.

На развој астрономије утичу многе теоријске и примењене науке из области физике, хемије и биологије и друге, којима се изучавају закони кретања, структура и развој космичких објеката и појава, и трага за животом у Космосу, а са своје страна и сама астрономија подстиче развој ових наука. Астрономија, као и све друге науке, је неодвојива од математике и логике, као аксиоматских теоријских наука.

---

[1]           Постоји много класификација астрономије на своје дисциплине и све се оне заснивају на неком оправданом критеријуму, али је за потребе овог рада савремена астрономија класификована наједноставније помоћу јединства теорије,  праксе и историје.  Вукан Огризовић у научном раду ГЕОДЕТСКА АСТРОНОМИЈА (Београд, 2007) наводи поделу на класичну и модерну астрономију. Гране класичне астрономије су: астрометрија (сферна и практична астрономија), небеска механика и теоријска астрономија. Гране модерне астрономије су: астрофизика или физичка астрономија, звездана астрономија, космогонија, космологија, радио астрономија и општа астрономија. Постоји и специјализација астрономије према областима који се тежишно проучавају на: соларну, планетарну, звездану, галактичку и вангалктичку астрономију. Као посебнe интеграционe дисциплинe астрономије сматрају се космогонија и космологија, које су по својој суштини део теоријске астрономије.

[2]           Има мишљења да астронаутика и космологија нису део астрономије као природне науке. У овом раду се оне сматрају делом астрономије, прва као део примењене а друга коа део теоријске астрономије. Истина је да почеци астронаутике нису били везани за астрономска питања и да се она почела развијати и развија и данас за војне потребе, али се овде мисли на онај део астронаутике који унапређује астрономску науку.

[3]           И у 21. веку, као што је то било у другој половини 20. века, наставиће се злоупотреба ових система првенствено за војно-политичке потребе. Већина од њих је развијена прво за војно-политичке потребе па је касније допуштена њихова цивилна примена првенствено за државе које их поседују, а касније и за читаво човечанство.

[4]           100 дела светске књижевности, Индијска књижевност, Веде.

ОСМАТРАЧКА АСТРОНОМИЈА

   Осматрачка астрономија је, после производње хране и организације власти у најстаријим људским заједницама, вероватно била најорганизованија систематски спровођена делатност мислећих људи за чије потребе су подизани посебни објекти и развијана посебна средства и поступци. О томе сведоче бројни археолошки налази широм света. Она је и данас најорганизованија систематски спровођена делатност, али не у служби храмова и владара, који су је оснивали, подстицали и врло дуго контролисали.  Астрономија ни данас није сасвим слободна од религије, од које се значајно почела осамостаљивати тек у 16. веку. Религија се више не бави астрономским истраживањима, али их прати и граничне теоријске резултате о настанку и будућности Космоса и феномену живота у њему вешто подводи под догму о Творцу. Чак  су, противно разуму помоћу којег формирају нове космолоше теорије, многи од савремених астронома дубоко религиозни људи; можда с правом, јер им је немогуће да спознају Творца, како то религија тврди од свог настанка, а настала је пре сваке науке.

Хиљадама година осматрачка астрономија бавила се видљивим појавама на небу, тражила и проналазила некакву везу између тих појава и појава на Земљи. Једна врста веза односила се на корелацију између појава на небу и стварног (привредног) живота на Земљи и непрекдино је унапређивала људско знање и праксу, истовремно настојећи да схвати место Земље у свом космичком окружењу. Друга врста веза се бавила знацима воље богова изражене у положајима звезда, начинима да се богови умилостиве према својој творевини, и судбинама људи одређеним положајем звезда. Дуго су исти астрономи религијских храмова испитивали обе врсте веза, често дајући предност овој другој, јер су то биле потребе храмова и владара. Обе врсте веза и данас се испитују, прва као научна и друштвено корисна астрономија, а друга као астрологија неутемељена ни у науци, ни у пракси, а у последње време ни у религији, која ју се створила и дуго развијала на штету прве и праве астрономије.

Све до краја 19. века осматрачка астрономија се бавила видљивим Космосом, а кад је од почетка 17. века за своја опажања почела да користи оптичка средства, постала је оптичка астрономија. У оквиру ње су се развиле и дуго опстајавале две теорије о Космосу, једна са Земљом а друга са Сунцем у његовом центру, да би се на крају дошло до закључка који никог не задовољава: било која тачка у Космосу може се сматрати његовим центром.  Научна открића у другој половини 19. и на почетку 20. века омогућила су да осматрачка астрономија на прелазу 20. у 21. век обухвати и област људском оку невидљивих објеката и појава на небу за које се показало да су неупоредиво бројније од видљивих и да значајно употпуњују наше знање о Космосу. Тако је настала астрономија невидљивог, која све успешније објашњава космичке објекте и појаве и сазнаје законитости које владају међу њима, али не успева да разреши питање о центру Космоса и трага за још мање извесним одговором: када и како је Космос настао и када и какав ће бити његов крај и шта ће бити после... На срећу, пред крај 20. века осматрачка астрономија је почела да осматра Земљу из Космоса и то је почело да доноси стварно велике користи по читаво човечанство.

Осматрачка астрономија је вредносно неутрална као научна делатност, али као практична делатност може да буде корисно употребљена и злоупотребљена. Један таква злоупотреба осматрачке астрономије, евидентна од 60-тих година 20. века, је њено коришћење за војне потребе, са реалном опасношћу да војне потребе у неком периоду постану доминантне. Њен нагли развој је инициран баш војним потребама, али се брзо показало да она може да буде корисна и постаје од све веће користи за човечаство. Вредело би да се тај тренд очува.  

Оптичка астрономија и прве космичке теорије

Астрономија је од најстаријих времена[1] била осматрачка астрономија; у ужем смислу речи оптичка астрономија, или још прецизније астрономија видљивог. И древни астрономи, као и модерни, изучавајући "законе звезда" настојали су да на основу правилности у кретању Сунца, Месеца и познатих звезда на небу формулишу корисна правила за време у којем су живели и тако су истовремено настајале и настају теорија и историја астрономије. Извесно је да су астрономи непрекидно настојали да разумеју оно што се данас подразумева под Космосом и да то нису могли да докуче изван граница својих ондашњих знања и веровања, као што то није могуће ни савременим астрономима изван граница знања и средстава помоћу којих научно изучавају тај исти Космос.  Међутим, сасвим је извесно да су у периоду између 4000 - 2000. пне, а можда и раније, древни астрономи религијских храмова[2] за данашње време прихватљиво тачно утврдили трајање земаљске године, израдили годишње календаре, уочили смене годишњих доба и њихову везу са климатским променама и пољопривредним радовима, израдили прве карте звезданог неба и, на основу њих, извели прва правила за орјентисање на отвореном мору и великим копненим пространствима, па чак и могли да предвиде помрачења Сунца и Месеца. Данас се зна да су до сличних знања у том периоду долазили релативно самостално астрономи  многих развијених култура, али се мисли да су највећи домет постигли астрономи древне Месопотамије.

      Сматра се да су ране цивилизације Месопотамије, Египта, Персије, Индије, Кине, Нубије, и неке друге биле достигле значајни ниво осматрачке астрономије и ако су им геометријска знања била мала, а средства за осматрање и писање примитивна. Древна Месопотамија је обухватала плодно међуречје између река Тигар и Еуфрат (грчки месопотамија = међуречје), али и подручја између Кавказа и Персијског залива. Та област сматра се „колевком цивилизације“, јер су ту у периоду 4000-600. година пне[3] постојале историјски значајне цивилизације као што су: Асиријска, Сумерска, Акадска, Вавилонска, и Халдејска. У граду Уру (Uruk) пронађен је најстарији књижевни спис „Еп о Гилгамешу“. Месопотамијски свештеници - писари, бавећи се астрологијом и прорицањима за владајуће династије, успевали су да дођу до првих и корисних астрономских сазнања. Сматра се да су Асирци, који су у више наврата освајали целу област, почели систематски да осматрају ноћно небо око 6000. пне. Сумери су око 4000. пне први основали државу и град Вавилон (вавила = божја капија, Babylon) те развили културу која се данас сматра једном од првих и у своје време најзначајнијих. Сматра се да са њима почиње такозвана астралана (звездана) теологија. Они су користили бројни систем са основом 60 и делили круг на 360 делова.  У време Акадског царства  (после 2350. пне) владар Саргон је основао прву библиотеку и у њој је постојала прва збирка астрономских посматрања потекла од Халдејца, који су сигурно раније од 2000. године пне вршили дуготрајна осматрања неба и оставили писане трагове. Највероватније су Халдејци, који су најкасније овладали Месопотамијом, под ранијим царствима, раније од 4241. године пне, први проценили дужину године на 360 дана и поделили је на 12 месеци са по 30 дана. И дан и ноћ су делили на по 12 сати, а сат на 60 минута.

         Посматрајући ноћно небо астрономи старог Вавилона, су око 2000. пне уочили 12 сазвежђа (данас се зна да их има 13) која током године круже ноћним небом приближно као што Сунце кружи дневним, за које им се чинило да образују некакве ликове из природе и митологије, па су их почели звати по тим ликовима. Затим су уочили да се у различито доба године виде различита сазвежђа, која су груписали на пролећна, летња, јесења и зимска из чега је изведен погрешан закључак да промена годишњих доба и временских прилика зависе од положаја звезда, што је брзо довело до још погрешнијег закључка: и живот људи зависи од тога при каквом су положају звезда рођени. Данас тих 12 сазвежђа носе имена животиња по чему се зову Зодијачки круг[4] и зна се да леже у појасу ширине око 16⁰ (2*8) изнад еклиптике. Једини исправан и користан закључак који је могао да се изведе и био је изведен из положаја звезда Зодијачког круга је време када наступају равнодневице које су биле значајне за почетак у оно време и на оном простору два годишња доба (лета и зиме).

                Како су астрономи Месопотамије дошли до првих сазнања може се само спекулисати. Највероватније да су погрешно проценили трајање месечевих мена на 30 дана и да таквих промена  (месеци) у току једне године има 12 што даје годину од 360 дана. Да су тачније проценили циклусе месечевих мена могли су знати да оне трају 28 дана, да година има 13 таквих месеци и траје 364 дана са грешком од једног дана те да на небу препознају 13 уместо 12 сазвежђа. Лунарна година од 13 месечевих циклуса била је позната древним Кинезима, Индусима, Египћанима и другим народима, а неки је и данас користе.  Неке друге културе, које су тачније процењивале дужину године узимали су да она траје 360 и додавале јој још 5 допунских дана.

                Астрономи Месопотамије су први одредили седмицу као јединицу времена дужу од једног дана и именовали дане у њој по седам небеских тела, која су сматрали божанским и у некаквој вези са Сунцем: Сунце, Земља, Месец, Меркур, Марс, Венера, Јупитер и Сатурн. Трагови таквог именовања сачувани су у неким говорима до данас. У језицима германског порекла недеља је дан Сунца (Sunday), понедељак дан Месеца (Monday), а субота дан Сатурна (Saturday).  

                Не може се поуздано спекулисати ни како су дан и ноћ подељени на по 12 делова - сати, ни сат на 60 минута. Геометри су број 360 узели да круг поделе на 360 лучних степени, а број 60 да прво степен поделе на 60 минута, а касније минут на 60 секунди, па тако круг и сат имају по 3.600 секунди , што је десет пута већи број од првобитно одређеног броја дана у години као једном изузетно значајном природном кружном циклусу.

       Египатски астрономи су рано уочили да месечеви циклуси трају мање од 30 дана па су на основу правилности у појављивању звезде Сиријус веровaтно пре 4241. године пне врло тачно проценили трајање године на 365 и 1/4 дана[5] и на основу такве дужине могли тачно да одреде почетке три летња доба: доба поплаве Нила, доба сетве и доба жетве, али су њихови геометри задржали поделу круга на 360 делова којом се и данас користи математика и неке друге области.

---

[1]           На почетку 21. века још је теже одговорити на питање када се појавила астрономија него што је то било у ранијим периодима. Међу научницима постоји велика сагласност да је астрономија била једна од најстаријих делатности унутар најстаријих релгијских система. У једном извору се наводи да је на Хималајима настала карта неба пре 13.000 година и додаје да је податак непоуздан. У једном другом извору наводи се још невероватнији податак да је пронађен артефакт стар преко 32.000 година на којем је осликано сазвежђе Орион, и додаје да би исти цртеж могао бити и приказ жене у поодмаклој трудноћи! Нешто поузданији податак је да су слике сазвежђа у данашњем значењу те речи, пронађене на териториjи данашњег Египта у гробници Сетија I, настале пре око 4000 година. Данас се сматра доказаним да су се извесна астрономска знања  постојала у Египту, Централној Америци и у другим крајевима ондашњег света око 4000 година пне.

[2]           Древни астрономи су били писмени свештеници храмова са задатком да на основу посматрања неба процењују (проричу) божанске поруке за богом даног владара како би он могао на време да умилостиви божанства и успешно да остварује владавину. То је породило астрологију. Астрономија је настала уочавањем веза између кретања небеских тела и појава у природи, најпре сетве и жетве, а можда цветања и зрења јестивих плодова у доба скупљачке привреде. Кроз дуга временска раздобља астрономска знања пстајала су све кориснија за живот људи и сматрана даром богова који се показује у знацима неба.

[3]           Кратица "пне" користиће се увек у значењу "пре нове ере".

[4]           Сазвежђа Зодијачког (животињског) круга зову се: Ован, Бик, Близанци, Рак, Лав, Девица, Шкорпија, Стрелац, Јарац, Водолија и Рибе и свакоме припада по 30 степени од пуног круга у смеру супротном од кретања казаљке на сату. У та стара времена, упоредо са астрономијом, зачињала се и астрологија као псеудо наука о прорицању судбина људи по зодијачким знацима. Пред крај 20. века астрологја је своја „предвиђања“ проширила на установе и организације, државе и народе, па чак и на космичке објекте и појаве. Зодијачки знак (сазвежђе) које астролози не узимају у својим „предвиђањима“ зове се Змијоноша и налази се између Шкорпије и Стрелца.

[5]           Lancelot Hobgen, СВЕ О МАТЕМАТИЦИ, стр. 64.

Геоцентрична теорија Космоса

   Астрономија се одвојила од религије и њених догматских ограничења тек у античкој Грчкој (и Риму) између 6. века пне и 3. века. Као резултат тог одвајања око 150. године настала је Геоцентрична теорија Космоса (грчки: геа = земља) са Земљом у његовом центру[1] у форми Птоломејеве велике синтезе астрономских знања (13 књига, позантих по арапском називу Алмагест = Велика књига) која ће постати владајућа астрономска теорија у периоду дужем од 15 векова. Кроз сво то време, па чак и данас у неким областима, ова теорија и ако у основи погрешна, обезбеђивала је тачна упутства за праксу која су се слагала са очигледним астрономским опажањима и достигнутим математичким знањима.

Када су Персијанци овладали Месопотамијом око 538. пне они су прихватили и доградили постојећа астрономска знања, а за њихове владавине вавилонски астрономи су направили прве звездане карте и поставили темеље астрономије и математике под окриљем такозване "храмовске културе", које је убрзо прихватила, а делом самостално и под утицајем египатске културе, развила и надоградила античка Грчка, тако добро да се њена Геоцентрична теорија Космоса одржала више од 15 векова. Период између 6. века пне и 3. века хришћанске ере обележен је непрекдиним напредовањем астрономске мисли у време грчке и римске доминације у Средоземљу. Тек се астрономија античке Грчке (и Рима) конституисала као релативно самостална наука, јер њени астрономи (мудраци и владари) нису трпели утицај религијских система, као што је то било у претходним културама и како ће се то још једном поновити у средњем веку у култури хришћанске Европе. Хришћанска средњевековна Европа између 10. и 15. века је поново "откривала" астрономију античке Грчке преко арапских освајача који су је у оквиру исламског верског система били већ прихватили и значајно доградили. Тако је средњевековна европска астрономија још једном  постала  слушкиња теологије, што је за неколико векова успорило њен развој.

Изгледа да се први астрономи нису питали за "закон звезда", већ: шта је Земља, како изгледа и где се налази међу звездама. Основни одговори су им били у складу са опажањима: 1) Земљу чине копна и воде са својим живим светом; за воде је очигледно да су равне, копно обилује равницама, а са великих узвишења и мања узвишења изгледају као равнице - Земља је равна. 2) Простор изнад ње је плава небеска сфера по којој се дању креће Сунце, дању и ноћу Месец, а ноћу звезде. 3) Све то мора да је створио и уредио неко много паметан и моћан - Творац (један или више њих). Идеја о Творцу настала је из чињенице да су људи творили - стварали своје окружење у складу са својим знањем и моћима. Тек су грчки филозофи одбаци идеју о Творцу и почели да трагају за "почелом свих ствари" (архе=прво) и правилима (законима) како из њега све настаје.

Први проблем је настао када се су се поставила питања: шта је са Сунцем ноћу и звездама дању, те где је Месец кад се не види на небу. И одговори на та питања били су у складу са опажањима: Сунце, Месец и звезде, сваки у своје време и на свој начин обилазе Земљу. Небеска сфера би морала бити вишеслојна; Месец, Сунце и звезде крећу се у својим сферама; сфера Месеца је  испод сфере Сунца, јер Mесец помрачује Сунце. Уочавање пет звезда луталица на небу, које је трајало временски врло дуго, резултирало је закључком да небо има седам сфера у којима крећу Месец, Сунце и пет планета, које се, и данас  као од давнина, зову: Меркур, Марс, Венера, Јупитер и Сатурн. Постоји и осма сфера у којој се налазе сва остала небеска тела; она су у тој сфери непокретна, али се та сфера креће око Земље. Лаичко осматрање и мишљење ове закључке ни данас не може да оспори.

Други проблем је настао када се желело промислити где се налазе сва та небеска тела у време када се не виде са Земље; ако круже око ње по сферама и испод Земље морала би да буде сфера као она над њом и то је остало непорециво тачно до данас. Лако је било закључити да је Земља центар свих тих сфера, али каква је та равна плоча испод и шта је држи у средишту свих сфера. Митолошка мисао да "на једном од два бика и Земља почива" коју је у 11. веку, изругујући јој се, забележио арапски астроном и песник Омар Хајам[2], није могла никога да задовољи. Аврамске (једнобожачке) религије скоро два миленијума (рачунајући од времена у којем је живео Мојсије) држале су се тврдње да је Земља непокретна равна округла плоча која стоји на месту где ју је поставио Творац уређујући читав поредак на Земљи и у Космосу.  Човек не може да спозна Творца и творевину, већ у то треба да верује и да дела у границама слободе коју му је Творац подарио.

Геоцентричну теорију Космоса, као опис познатог Космоса, научно је формулисао Клаудије Птоломеј (83-161. или 90-168. или 100-178) из Александрије, око 150. године. Птоломеј је живео у доба римске превласти у Средоземљу и био грчки астроном, географ, физичар и математичар; најумнији човек свог времена. На основу преузетих знања из претходних култура и својих претходника, нарочито Аристотела (384-322. пне), Ератсотена из Кирене (276-194. пне), Хипарха (170?-125? пне) и Посејдона са Родоса (100-50? пне), сопствених систематских осматрања звезданог неба, великог знања и имагинације, систематизовао је и осавременио сво дотадашње знање о Космосу у 13 књига под називом "Велики зборник астрономије", које су средњевековној Европи, постале доступне из арапсих извора у 13. веку после арапског освајања данашње Шпаније. Хипархов каталог са 850 звезда допунио је до 1.080 сврстаних у 48 сазвежђа[3].

У многобројним изворима о Птоломеју наводе се скице његових звезданих карата (оригиналне карте нису пронађене), на којима је Земља приказана у центру Космоса који се састоји од осам небских сфера. У две од седам сфера око непокретне Земље правилно круже Сунце и Месец, и то кружење је здраворазумском посматрању сасвим прихватљиво данас и убудуће. Сунце је удаљеније од Месеца, Меркура и Венере, јер ова небеска тела понекад привидно пролазе преко сунчевог диска, а само је Месец у стању да помрачи цело Сунце, па је зато он у најближој сфери Земљи. Марс, Јупитер и Сатурн су у удаљенијим сферма од Сунца јер никад не прелазе преко сунчевог диска. Само Месец и Сунце круже правилно око Земље. И остале планете круже око Земље, али се истовремено крећу по сопственим кружним путањама - епициклама и због тога посматрачу са Земље изгледа да те планете лутају[4] на небу по привидним путањама попут Венере и Јупитера на приказаном осавремењеном цртежу. У осмој сфери налазе се звезде стајачице, али та сфера са њима кружи око Земље, па су зато њихове ноћне привидне путање правилни кружни лукови. Сва привидна кретања небеских тела (Сунца, Месеца, планета и звезда стајачица) иста су и данас као у време Птоломеја, као што су била иста у далекој прошлости и биће иста у далекој будућности. Због тога се Птоломејево објашњење тако дуго одржало - све до 17. века, а за лаике може бити прихватљиво и данас, упркос томе што га неки ауторитети оцењују као великом преваром[5].

Привид да је Земља непокретна и центар Космоса створили су привид о тачности Птоломејеве теорије коју су додатно потврђивала многа тачна и применљива правила која су се могла применити у пракси за картографисање познате земље и мора, за кретање морима и великим пространствима[6] и у друге сврхе. Као географ, на основу тригонометрије и геометрије, које је делом прилагодио, а делом сам развио, направио је прву карту насељене земље (екумене), 26 регионалних карата и 67 карата значајних рејона. Може се сматрати сигурним да је Птоломеј био свестан да постоје још многа неистражена копнена и водена пространства. Колумбо је кренуо на пут око света ослањајући се на Птоломејеве процење величине полупречника и обима Земље као лопте и 1492. године открио Америку не схвативши да није дошао у Индију, која му је била циљ путовања.

Па ипак идеја о Земљи као лопти је опстајвала у многим културама и постајала све прихватљивија што се више развијало проверљиво знање, које се почело називати разним именима, а данас му је најсличније: наука. Једна делатност је била од пресудног значаја - земљомерство које је породило геометрију као науку, а у геометрији учење о правцима (нарочито параленим), кругу и кугли - сфери. Питагорејци су из геометријског учења извели закључак да је кугла најсавршеније геометријско тело, да је Земља као најсавршеније небеско тело кугла те да се налази у средишту небеских сфера. Идеју о Земљи лопти потврђивала су опажања пристизања бродова са пучине у морске луке: прво би се угледала катарка - највишљи део брода, па све нижи делови и тек на прилазу луци читав брод изнад нивоа мора, што значи да је море закривљено попут површине лопте. Иста појава уочавана је и при сусретању два каравана на пустињским равницама: као да израњају из песка прво би се угледале главе јахача, па јахачи и тек онда камиле, што би за оне који промишљају ту појаву (а тквих је било изузетно мало) такође био знак да је и равна површина копна закривљена попут површине лопте. Идеја о Земљи лопти се тешко прихватала јер није могла да објасни шта то са "доње" стране лопте (посматрач је увек с горње) држи уз Земљу воду, животињски свет и све покретне ствари. Тек се Аристотел досетио да и то објасни само једном реченицом: све што је тешко тежи центру света (Космоса), а центар света се налази у центру Земље и зато Земља све држи на себи. Ниједно сферно тело на Земљи то не може, јер центар света  није у њему, већ у средишту Земље.

Ко ће знати када се и како појавила идеја да је Земља слична лопти[7]; вероватно истовремено кад и идеја да је слична плочи. Ретка помрачења Месеца су показивала да је Земља округла, али то још није било довољно да се закључи да је лопта. У идеји да је Земља плоча "испод" није могло бити ничега, сем чврсте стене, јер за оне који су "изнад" све што нема ослонца пада. Оглед са обичном лоптом обара идеју да је и Земља лопта: изнад лопте може нешто и да стоји, али испод не може ништа ако се не залепи; доле, ипод Земље може постојати само чврста стена слична тврдом омотачу лопте. Горе је живот - рај, доле понор, а негде између пакао и то је била основна мисао многих теогонијских култура.

 Хришћанска Црква је релативно касно, после хиљадугодишњег мрака, сазнала за геоцентричну теорију из арапских извора, прихватила је и модификовала као своје и једино дозвољено  тумачење Космоса. То тумачење се добро слагало са учењем о Творцу који прво ствара Земљу[8], одваја је од небеског свода и вода под сводом, затим ствара небеска видела да служе Земљи, издиже копна изнад вода под сводом, па затим ствара сав живи свет у води, на копну, и на крају човека и жену да владају створеним светом. Интересантно је да би ово "стварање", не рачунајући небески  свод и његова  видела, трајање од "седам дана" и стварање само једног човека и жене у шести дан, могло да буде прихвтљиво чак и на крају 21. века, а можда и касније.

Изгледа са су у праву неки саавремени филозофи и антрополози, кад тврде да су мислећи људи кроз сва времена били близу великих истина, али да им је одувек, па и данас било недовољно знање и речник да прецизније изразе своје "слућење истине". Неки Аристотелу приписују тачну масо: човеку увек измиче истина, али јој се он непрекидно приближава и тако напредује. Ствар је сасвим једноставна за сва религијска учења: Творац је истина.

---

[1]           Основно питање астрономије, без значајне везе са праксом времена у којем се постављало, било је: где се налази центар Космоса. Здраворазумско опажање неба, без познавања појма о релативности сваке врсте кретања, још и данас упућује да је Земља центар Космоса, па је било нужно да се прво афирмише геоцентрична теорија. Уочвање релативности механичких кретања и тачнија тумачења астрономских опажања омогућила су да се схвати да је Земља само једна од планета Сунчевог система са центром у Сунцу, што ће за неко време учинити доминантном хелиоцентричну теорију. Проширивање појма релативности кретања довешће и до одбацивања хелиоцентричне теорије и до одбацивања питања: где је центар Космоса.

[2]             Јенда од рубајиа (врста четворостиха са заокруженом садржином) Омара Хајама гласи: "На небесима има звезда и бик се назива / а на другом веле да Земља почива. / Тргни очи па погледај  кол*ко магаради / међ* та два бика живи, пуста и ужива!"

[3]           Број сазвежђа које је утврдио Птоломеј није се мењао до пред крај 16. века, а данас се цени да их има 88, од којих је са Земље видљиво 69. Звезде у сазвежђима нису стварно груписане како посматрачу изгледа, па је јединична небеска сфера 1922. или 1929. одлуком Интернационалне астрономске уније подељена на 88 области, тако да свака звезда нужно припада једној од тих области.

[4]           Реч планета је такође грчког порекла и преводи се речју луталица.

[5]           И великан попут Исака Њутна је тако мислио, мада већина савремених астронома и математичара сматра да је Птоломејева велика синтеза био значајан напредак у астрономији и математици који је у будућим вековима доносио многе практичне користи, од којих неке ни сада нису спорне, а поготову не супротне са осматрањима. Енглески историчар математике Lancelot Hogben у књизи СВЕ О МАТЕМАТИЦИ (Младост, Загреб, 1977, стр. 146-147) читаво једно поглавље назвао је "Птоломејска синтеза" и повољно оценио Птоломејев лични допринос астрономији, математици и картографији.

[6]           Савремено изражавање положаја неке тачке на Земљи помоћу географске ширине и дужине разрадио је Птоломеј на основу идеја својих претходника Хипарха и Аристарха, али није прихватио Аристархов хелиоцентрични систем.

[7]           У неким изворима се помиње да је Птоломеј сматрао да је Земља округла плоча, али је то мало вероватно, јер је Птоломеј сигурно сматрао Земљу лоптом: били су му познати Ерастотенови и каснији Посејдонови прорачуни бима Земље-лопте, Хипархово велико астроносмко знање  и већ развијена геометрија. Сам Птоломеј је развио више начина  за картографисање и познавао је једну врсту пројекције која се данас зове конусна и користи се за картографисање поларних области.

[8]           У библијској Књизи постања нигде се не наводи каквог је облика Земља.

Хелиоцентрична теорија Космоса

У истом периоду, у оквиру истог простора и пре Птоломејеве синтезе била је зачета и тачнија Хелиоцентрична теорија Космоса (грчки: хелиос = сунце), али није било значајних ауторитета који ће од ње  направити велику синтезу, а нарастајућа хришћанска религија, која ће у Европи постати и владајућа, је неће прихватити ни када је средином 16. века постала поново актуелна у делу "О кружењу небеских тела" пољског теолога и астронома Николе Коперника.  

Зачеци идеје да центар Космоса није у центру Земље могу се поуздано пратити од 6. века пне. Анаксимандер (610-546. пне) је вероватно први изнео идеју да се Земља креће око Центра света, који је можда Сунце, да је она засебно небеско тело и да има своју ротацију која је могла да објасни сва дотадашња значајна сазнања месопотамијских и египатских астронома, али није! До делом сличних али различитих идеја су касније долазили и други грчки мудраци, али се ни оне нису примале.  Хераклит из Ефеса (535-475. пне), трагајући за прапочелом (основом свих ствари) надошао је на мисао да је то "ватра вечно жива, која се с мером пали и с мером гаси". Питагорејци, а међу њима нарочито Филолај из Кротона (470 - око 385. пне), којима је Хераклитова мисао била блиска, одбацили су мисао Питагоре да је Земља центар Космоса и веровали су да се "после Стварања, елеменат ватра  нагомилао у средишту Космоса и да је његово привлачење суседних делова било део стварања и обликовања различитих тела што је начинило сферични универзум"[1]. Око Ватреног центра (пирос-а, Central Fire)  круже[2] Земља и Антиземља[3], Месец, Сунце (Earth, Anti Earth, Sun) и у то време још пет познатих планета, а још даље се налази сфера непокретних звезда.

         У даљем развој ове идеје Ватрени центар биће поистовећен са Сунцем и то ће се десити нешто пре Аристарха са Самоса (310-230. пне) који се сматра правим зачетником Хелиоцентричне теорије. Аристарх је први закључио да у време када посматрач са Земље види једну половину Месеца посматрач, Месец и Сунце образују  правоугли троугао са правим углом у Месецу  и углом од 87⁰ у стајној тачки и вероватно обичном геометријском конструкцијом дошао до закључка да је Сунце 19 пута удаљеније од Месеца (19Zm). Да је могао тачније да измери  угао у стајној тачки вероватно би и он добио тачну вредност (390Zm). На основу ове процене и посматрања потпуног помрачења Месеца погрешно је проценио и да је сенка Земље три пута већа од Месеца (тачна вредност је 2,6) и  погрешно закључио да је Сунчев пречник само 20 пута већи од Месечевог и само седам пута од Земљиног.  Али учињене погрешке му нису сметале да исправно закључи како помрачење Месеца настаје кад се Земља нађе између Сунца и Месеца те да систем Земља-Месец кружи око Сунца као и остала небеска тела. Аристарх је је тврдио да је Сунце центар Космоса, да око њега круже Земља са Месецом и друге тада познате планете, а да се нa небу као јединственој и бескрајној сфери налази мноштво звезда које нам изгледају непокретне и мале само зато што су неизмерно много даље од Сунца и Месеца па се њихово кретање тешко уочава. То што Аристархова хелиоцентрична теорија није постала општеважећа резултат је великог угледа Аристотела, највећег енциклопедисте античког света, који је заступао идеју да је Земља центар Космоса, козистентне и применљиве Геоцентричне теорије коју је знатно касније разрадио Птоломеј, а затим је прихватила и догматизовала Хришћанска Црква. Због покушаја свестрано образованог римског цара Јулијана (332-363) да оживи Хелиоцентричну теорију Хришћанска Црква ће га прогласити отпадником (грчки: апостат), а историја ће га запамтити као Јулијана Апостата. Хелиоцентрична теорија ће сачекати још хиљаду година да је поново оживи Никола Коперник.

Eратостен из Александрије (276-194. пне) је око 240. године пне први успео да процени обим Земље и тиме заокружи доказ да је она лопта. Њему се приписује зачетак идеје о географској ширини и дужини којима се може изразити положај сваке тачке на Земљи. Обим Земље Ератостен је одредио проучавајући познате податке из књига библиотеке у Александрији, чији је управник био. Почео је од претпоставке да Сунчеви зраци долазе на Земљу паралелно.  Сазнао је да постоји тренутак у години када се Сунце налази тачно изнад бунара у Сиени  и огледа у његовој води. У том тренутку штап  у Александрији са својом сенком заклапа угао α=7,2⁰ што је 50-ти део је  (360/7,2=50) круга - обима Земље, који камилари прелазе за 50 дана прелазећи по 100 стадија дневно, што је укупно 5.000 стадија[4]. Из тога је извео закључак да је обим Земље 50 пута већи и износи 250.000 стадија. Узимајући да један египатски (александријски) стадиј износи 157,5 m обим Земље који је добио Ератостен износи 39.375 km што се одлично слаже са садашњом проценом средњег обима Земље од 40.030 km. Ако би се угао сенке штапа  α  мерио у подне у дане равнодневица (два пута у години)  онда био он  за онда познату Земљу претстављао географску ширину тачке у којој је штап забоден.  Ако би се он протезао неким другим правцем онда би за сваки правац на основу удаљења од бунара у Сиени требало посебно рачунати географску ширину и дужину, а тај поступак још није био довољно познат Ератостену. Хипарх ће то уочити као проблем и решити га не само за дан равнодневице, већ за сваки дан у години, а Птоломеј ће даље разрадити Хипархово решење, и пронаћи једноставан начин да се и данас тачно одређује географска ширина на основу вертикалног угла Сунца у зениту. Решење ће обухватити и положаје значајних звезда у зениту при ноћној пловидби.

Користећи Аристархову геометрију и добру вредност полупречника Земље (6.000 км у данашњим јединицама мере) коју је одредио на основу Ерастотенове процене обима Земље,         

Хиапрх са Родоса (170?-125? пне)) је успео да одреди релативно тачне вредности пречника Сунца и Месеца и њихова стварна удаљења од Земље. Његови радови нису сачувани, али о њима сведочи Птоломеј, који је оценио да је Хипарх био најзначајнији астроном дотадашње Грчке, те да му је био узор за рад. Хипарх је сачино каталог од 850 звезда и упоређујући положаје звезда са онима које су познавали астрономи Месопотамије, први дошао до закључка да се време наступања равнодневица мења кроз дуге временске периоде. Прву класификацију звезда по сјајности у 6 класа направио је Хипарх и та се класификација у нешто измењеном облику задржала до данас.  Он је сачинио и прве тригонометријске таблице, којима су данас најсличније таблице синусне функције за мале углове[5], и описао поступке за одређивање географске ширине и дужине неке тачке на Земљи. Поступак за одређивање географске ширине помоћу положаја Сунца у зениту и дана у години, сличан поступку помоћу којег је Ерастотен проценио обим Земље, постаће врло брзо применљив на отворемним морима, јер је био једноставан, али се могао примењивати само по ведром дану на основу вертикалног угла које Сунце има тачно у подне. Према измереном углу и дану у години у Хипарховим и касније тачнијим Птоломејевим таблицама могла се довољно тачно одредити географска ширина. Таблице за сваки дан у години  су биле потребне јер је Хипарх знао да привидно кретање Сунца на небу током године од севера ка југу и назад (преко екватора) износи 45⁰ (са грешком од 6 минута) и да се због тога непрекидно мења вертикални угао под којим се види у подне. Хипархов поступак одређивања географске дужине на основу географске ширине и познатог удаљења правцем исток-запад од неке познате тачке постаће основа за картографисање малих копнених области, али ће остати неприменљив на мору где се није могао мерити курс пловидбе и дужина пређеног пута нити одредити померај брода правцем исток-запад.  На илустрацији је приказан могуће Хипархов поступак за одређивање вредности тетива малих углова које су за јединични полупречник круга приближно једнаке синусима тих углова. На основу измерене дужине од познате тачке која са правцем север (меридијаном) заклапа мали угао може се одредити прираштај географске дужине правцем запад-исток и његова угловна вредност, али је зтао потребно да се зна колики је полупречник паралеле која одговара географској ширини познате тачке. За веће углове потребно је да се позната  тачка налази на истој  паралели (географској ширини) са тачком чија се географска дужина одређује. Птоломејева поправка Хипархових таблица тетива била је у томе што је он, користећи правоугли троугао, могао да израчуна стварне вредности синусне функције, без обзира да ли ју је тако звао, и на основу ње по истом поступку да одређује пирашатје географске дужине и ширине за сваки угао који измерена дужина заклапа са меридијаном познате тачке.  Једноставан поступак одређивања географске дужине на отвореном мору мораће да сачека више од 1.000 година да буде пронађен часовник и дефинисано светско време.  Проналазак компаса у међувремену и његова примена у поморству неће решити проблем одређивања географске дужине, али ће решити проблем пловљења најкраћим путем (по курсу) ка познатим лукама преко отвореног мора. До појаве компаса и увођења појма "курс пловидбе" бродови се нису смели отиснути на пучину толико далеко да се не види обала поред које плове, а тај пут је увек био много дужи од најкраћег пута између две луке.

        Пољак Никола Коперник (1473-1543) је студирао теолигију, матемтику, медицину и астрономију у Кракову, па црквено право, астрономију и медицину у Италији, неколико година је био лекар и секретар свом ујаку, вајмарском бискупу, па од 1512. до краја живота свештеник у Фраунбергу, где је на једном торњу уредио опсерваторију и до краја живота, поред свештеничке службе био посвећен астрономији. Пред крај живота, у години када је умро, објавио је у 6 књига своје астрономско учење под називом "О кружењу небеских тела" у којем је приказао своју Хелиоцентричну теорију Космоса. Смрт га је спасила црквене осуде, али је његово дело одмах прихватио велики број астронома, већина из редова свештенства. Коперник је актуелизовао античку Хелиоцентричну теорију Космоса и у свом раду доказивао да је Сунце непомично и центар Космоса, те да се око њега по кружним путањама крећу планете Сунчевог система. Земља се окреће око своје осе и кружи око Сунца. Месец је природини пратилац  (трабант, сателит) Земље око које кружи. Из кружних путања Земље и планета може се објаснити годишње привидно кретање планета које је Птоломеј покушао да објасни епицикалама (приказано на илустрацију уз Коперников систем за Венеру). Сва практична правила која је формулисао Птоломеј у својој геоцентирчној теорији Коперник је успео да изведе из своје хелиоцентричне теорије без значајних побољшања резултата. И баш то је био разлог што његово учење нису прихватили и неки други астрономи, а међу њима и Тихо Брахе који је иза себе оставио огроман материјал прикупљен астрономским осматрањима. Тај материјал ће наследити његов ученик Кеплер, протумачити га у духу хелиоцентичне теорије и извести значајне законе о кретању небеских тела у Сунчевом систему. Коперниково дело је у наредних 50 година направило огроман утицај у научним круговима, а нарочито на Кеплера (Брахеовог ученика) и касније Њутна. Због прихватања Коперниковог учења и тврђења да је свемир бесконачан а Бог у стварима, Хришћанска црква је 1600. године спалила Ђордана Бруна, астронома из својих редова. Римски папа је 1616. ставио на Списак забрањених књига Коперниково дело и та забрана је трајала све до 1822. године. Дотле су у астрономији била учињена многа значајна открића, која су довела у питање и сам Коперников хелиоцентрични систем.

       Никола Коперник је први увео појам паралаксе за одређивање даљине до небеских тела у значењу у којем се данас користи. У општем значењу то је угао у врху равнокраког троугла са познатом базом и његово решење је било познато у античко доба. Ако га није могуће измерити директно израчунава се као допуна до 180⁰  углова измерених на бази. У астрономији је то угао под којим се са небеског тела види полупречник Земље (дневна паралакса) или полупречник земљине орбите (годишња паралакса). Паралакса је угао мањи од једног степена па је врло тешко прецизно мерити углове на бази ради њеног израчунавања. Дневна паралакса користи се за одређивање удаљења до небеских тела у Сунчевом систему, а годишња изван Сунчевог система и она је дуго била једини директан начин да се са Земље мере удаљења до звезда. Узимајући у обзир полупречник Земљине орбите (око 150 милиона километара) и достигнуту прецизност мерења углова годишња паралакса се практично може користити за мерење удаљења до 400 светлосних година.

Вероватно је прво успешно коришћење дневне паралаксе за одређивање даљина до планета Сунчевог система  извео Ђовани Касини 1672. године. Он је са својим сарадником једновременим мерењем углова под којима се опажа Марс са познате базе (Париз - Француска Гвајана) одредио његову паралаксу и удаљење од Земље. На основу угаоног размака између два крајња положаја Марса одредио је његово удаљење од Сунца, а затим, користећи трећи Кеплеров закон, израчунао удаљености до осталих планета и Сунца. Грешка израчунате даљине до Сунца износила је 7%.  

Прво успешно одређивање даљина до звезда помоћу годишње паралаксе извео је Бесел. Сматра се да је он одредио или проверио даљине за чак 50.000 звезда! Њему је 1838. године пошло за руком да одреди паралаксу три пута мању од једне лучне секунде: 0,314 за звезду Лабуд 61.

Велика полуоса земљине орбите прихваћена је као астрономска јединица (АЈ) за мерење дадаљина у Космосу и износи 149.597.870.691 метара или приближно 150 милиона километара. Астрономска јединица се брзо показала као мала мера за даљине до небеских тела изван Сунчевог система, па је уведена нова јединица - парсек (рс) који је дефинисан као даљина са које се астрономска јединица опажа под углом од једне лучне секунде. Парсек је врло велика јединица мере и износи приближно 3,08568*10¹⁰ милиона километара. Једном парсеку одговара 3,26156 светлосних година, односно 206.264,80624 АЈ.

Данас је у најчешћој употреби за мерење даљина у Космосу светлосна година која је једнака путу који светлост пређе за годину дана и износи 9.460.800.000 милиона километара и 63,072 милиона пута је већа од АЈ. Број светлосних година изражава  и старост опаженог објекта у Космосу - он се на том месту налазио пре онолико година колико износи његова даљина у светлосним годинама. Не може се знати шта се са опаженим космичким објектом десило за протекли број година, али се могу сазнавати правила помоћу којих су се дешавале космичке појаве уз претпоставку на којој се заснива наука: сазнавати се може само оно што се понавља и траје. Астрономи су коначно схватили да могу сазнавати само старост космичких објеката, што је потврдило философску тезу да је свако сазнање увек сазнање историје и да је корисно ако доприноси делатној пракси. Не може се сматрати доказаном у астрономији прихваћена хипотеза да сазнавање далеке историје Космоса непосредно доприноси делатној пракси, сем у делу који се односи на развој технологија за истраживање, које, као што се већ показало, релативно брзо налазе примену у свакодневној пракси изван астрономије.

Нагли развој осматрачке астрономије као науке на основама Хелиоцентричне теорије Космоса почео је тек Галилејевим проналаском телескопа 1609. године[6], који је омогућио боље осматрање и прецизнија мерења положаја небеских тела. Закони кретења небеских тела Кеплера (у првој половини 17. века) и закони механике и гравитације Њутна (на прелазу 17. у 18. век) омогућили су поуздану обраду астрономских података и њихово коришћење за теоријску и практичну делатност. Али ће ти закони и нова осматрања почети полако да укидају Хелиоцентричну теорију; биће све јасније да Сунце није центар Космоса и да у њему постоји мноштво звезда, већих и сјајнијих од Сунца, те да је Сунце тек једна мала звезда на рубу галаксије Млечни пут.

Галилео Галилеј (1564-1642) је био чувени италијански астроном, физичар, математичар и филозоф, успешан проналазач и експериментатор. Његова истраживања и експерименти постали су основа за развој модерне физике и посебно механике, коју ће уобличити Исак Њутн. Иза њега је остало богато експериментално искуство, велики број конструкција и скица, међу којима се често помиње и скица за летећу машину, претечу савременог хеликоптера. Бавио се и астрономијом и већ пронађени телескоп усавршавао и од 1609. први користио за прецизна астрономска мерења. Због предугог коришћења телескопа он је пред крај живота ослепео. Са својим телескопима уочио је планине и кратере на Месецу, појаву пега на Сунцу, Венерине мене и Јупитерове сателите. Опис Јупитерових сателита оставио је најјачи утисак на ондашњу научну јавност. Галилеј је први закључио да је Млечни пут јединствени скуп звезда, којем припада и Сунчев систем, а касније ће се показати да је то једна од највећих галаксија у Космосу. Било је то прво озбиљно порицање Хелиоцентричне теорије, али нема трагова да је Галилеј тога био свестан; напротив јавно ју је заступао, све док није био принуђен да је се одрекне. 

    Галилејева астрономска опажања и открића десила су се између 1609. и 1613. године. Због тога што је у својим јавним наступима заступао Коперников Хелиоцентрични систем који су потврђивала и открића која је сам учинио, Инквизиција[7]  му је 1616. године забранила да заступа и брани тај систем, али он неко време није поштовао забрану. Због тога је 1633. изведен пред суд Инквизиције у Риму и био осуђен на утамничење и смрт и ако је пред судом прочитао своје порицање Коперниковог учења. Због великог угледа који је имао казна није извршена, али је био стављен у строгу изолацију у својој вили у Фиренци где је после  осам година изолације, без престанка да се бави научним радом, умро.

У свету је проширена непотврђена анегдота да је Галилео пред смрт порекао своје порицање речима "Ипак се креће!" мислећи на кретање Земље око Сунца и око своје осе како је научавао Коперник, а у шта се и сам био уверио. Интересантно је да је Римски папа тек 1992. и формално дао опрост Галилеју од пресуде Инквизиције која му је изречена исте године када је забрањено и Коперниково учење.

       Јохан Кеплер (1571-1630) из сиромашне немачке породице примљен је у школу због изразите надарености. Завршио је богословију, па филозофски и теолошки факултет. Пред завршетак теолошког факултета био је кратко време неуспешан професор математике, јер због емоционалности није успевао да пренесе своје велико знање студентима. Због тога му је додељено да држи предавања из "примењене астрономије" - астрологије, где ће се он брзо снаћи и почети да зарађује на хороскопима. Истовремено се бавио правом науком са толико систематичности да су се теорија и прорачуни морали потпуно слагати и тако је настао његов рукопис "Космичке мистерије". Дубоко уверен у исправност Коперникове идеје уочио је да је Коперник другачије прорачунавао путању Земље од путања других планета, што му се учинило неоснованим, па је замолио Тихо Брахеа да му уступи своје податке са мерењима положаја планета. Брахе му није уступио податке, али га је у фебруару 1600. прихватио за асистента да сам изврши мерења. Кеплер је са Брахеом провео у Прагу само 18 месеци и то је било довољно да га учитељ предложи за Царског математичара немачком цару Рудолфу II. Два дана после Брахеове смрти 6. новембра 1601, у својој 30-тој години, Кеплер је примљен у царску службу. На самртној постељи Брахе је молио младог Кеплера да остане код тврдње да се Сунце креће око Земље и он му је испуњавао жељу и ако је следио Коперниково учење. Издао је само три књиге: Нова астрономија, Хармонија света и Рудолфове таблице. Рудолфове таблице је назвао по цару код којег је био именован за математичара, а посветио их је Брахеу, јер су оне представљале рад који је започео Брахе. Од мноштва идеја за објашњавање астрономских опажања три су га довеле до чувена три Кеплерова закона приказана на илустрацији, који су одмах нашли велику примену у астрономији све до данашњих дана. Међу идејама које није могао да докаже била је и следећа: брзине планета опадају са својим удаљеностима од Сунца, јер је ово тачно само за појединачне планете на својим елиптичним путањама око Сунца.  

       Кеплера је од осуде Инквизиције спасило дуго испуњавање жеље Тихо Брахеа да јавно не пориче Геоцентричну теорију, блискост са царском породицом, слаб утицај Инквизиције у Немачкој и државама у којима је боравио, као и кратко време од издавања својих књига до смрти.

                Интересантно је да Кеплер није напустао ни бављење астрологијом, које је, извесно време доносило веће приходе од праве науке. Када је почео да ради хороскопе за једног преамбициозног генерала спустио се на најнижи ниво својих интелектуалних могућности. Убрзо је запао у психичку кризу, напустио сваку научну делатност и покушао од цара да наплати повећи дуг за учињену службу, али  није успео. Три дана касније добио је грозницу и после неколико дана умро у својој педесетој години (15. новембра 1630), али остају да живе његова три закона о кретању планета, која се могу применити и на астероиде и комете у Сунчевом систему.

   Исак Њутн (1643-1727) је вроватно једна од најзначајнијих личности у читавој историји наука. Био је енглески физичар, математичар, астроном, алхемичар и филозоф природе. Рођен је у породици фармера и брзо остао без родитеља (отац умро, а мајка се преудала), али му је успех у сеоској школи омогућио да буде примљен у Краљевску школу где је постао најбољи ученик. Покушај преудате мајке да од њега направи фармера није успео залагањем управника Краљевске школе и он је са 19 година наставио студије на престижном Универзитету Кембриџ, где је наставни систем био заснован на Аристотеловом учењу, али то њему није сметало да се упозна са радовима Рене Декарта из математике и Коперника, Галилеја и Кеплера из астрономије, што ће му убрзо омогућити да развије инфинитезимални рачун, да се бави проблемима оптике и да открије и формулише закон гравитације.

      

        Из Кеплерових закона кретања небеских тела, Хајгенсовог закона о центрифугалној сили и својих закона механике Њутн је закључио да између свих тела у простору постоји привлачна сила која делује тренутно и која је пропорционална производу њихових маса, а обрнуто пропорционална квадрату удаљења између центара маса и нашао математички израз за одређивање њене величине, који је у макро свету и данас тачан. Ту силу је назвао гравитација, израчунао и проверио да она на површини Земље производи убрзање код слободног пада од 9,81 m/s² и помоћу својих закона механике и ње показао важење Кеплерових закона што су потврдила и сва будућа осматрања кретања небеских тела у Сунчевом систему. У Њутновом ставу спорна је идеја о тренутном деловању силе на даљину, јер је Ајнштајн на почтку 20. века устврдио да је брзина светлости највећа могућа брзина у Космосу, те да не може постојати тренутно дејство. Ајнштајнов покушај да формулише јединствену теорију која би објединила данас четири познате силе (гравитацију и електромагнетну у макро и нуклеарну слабу и јаку у микро простору) није успео, али су се појавиле хипотезе по којима гравитација није сила, већ "манифестација деформација геометрије простора и времена" при чему се занемарује чињеница да су простор и време примитивни појмови који се не могу дефинисати, али се и простор и време могу мерити у свакој врсти практичне делатности. Приказана илустрација за наведену "деформацију простора" као да потврђује Њутнову идеју о "тренутном дејству" гравитационе силе.

                Проблем гравитације уочила су три члана Краљевског (ученог) друштва: астроном Халеј, физичар Хук и архитекта Рен тражећи рационално објашњење за Кеплерове законе кретања планета, који су били сагласни са осматрањима и математички коректни, али није било јасно која то сила делује на небеска тела да се крећу баш по тим законима. Када су се за помоћ обратили Њутну 1684, он им је одговорио да је проблем већ решио и ускоро им послао образложено решење, које је уврстио у своју студију из 1687. године. Постоји анегдота да је  идеју за решење Њутн добио када му је случајно јабука пала на главу, међутим идеја је била тамо где и проблем - у Кпелеровим законима за чије важење је требало наћи рационално објашњење. Права прича о јабуци је нешто другачија: сила која вуче јабуку да падне са дрвета повукла би је да падне и са далеко веће висине, размишљао је Њутн и запитао се да она можда допире много даље, чак до Месеца и уравнотежујући се са центрифугалном силом држи Месец на путањи око Земље, па се дао да ту идеју провери и она се показала исправном.

   Њутнова студија "Математички принципи природне филозофије" (објављена 1687) поставила је основе класичне механике и послужила као основа за развој егзактних (природних) наука, првенствено математике, физике и астрономије. Из својих закона механике Њутн је успео да изведе Кеплерове законе кретања планета и тако показао да кретања свих тела (маса) у Космосу почивају на истим физичким законима механике[8]. Открићем гравитације и њеним математичким формулисањем показао је да иста сила влада планетарним и звезданим системима; да је гравитација Земље она сила која држи све на Земљи, укључујући атмосферу и Месец у свом окружењу; да том силом Сунце обједињује у један систем планете и друга небеска тела у домету своје преовлађујуће силе и да је тако са свим звездама у Космосу и њиховим системима, ако постоје. У наредним вековима сила гравитације биће основни појам који ће омогућити да се теоријски и практично реше проблеми кретања вештачких летилица у космичком простору у окружењу Земље, унутар Сунчевог система и изван његових граница.

      

       Њутнов допринос оптичкој астрономији је такође велики. Он је, изучавајући природу светлости и законе оптике, конструисао први телескоп са огледалима, за који се касније показало да има знатно већу светлосну јачину од телескопа са системом сочива. Савремени оптички телескопи базирају се на системима огледала. Његов доказ да бела светлост има структуру попут дуге на небу  представљаће увод у спектралну анализу која ће постати основа за изучавање структуре небеских тела у Космосу, али и непознатих минерала на Земљи.

                Треба рећи да је Њутново бављење науком била његова пасија много више него професионална делатност, јер је он, стекавши велики углед у науци и посебно у математици, од 1689-1690. и 1701. био пасивни члан парламента који ниједном није учествовао у расправама. У последњој деценији 17. века написао је неколико расправа о Библији (Старом и Новом завету) од којих рукопис у којем оспорава постојање Светог Тројства никада није био објављен. Године 1696. постао је управник Краљевске ковнице новца и тим послом се предано бавио све до своје смрти. Као признање за научни рад 1703. постао је председник Краљевског ученог друштва и члан Француске академије наука, а због свог рада у ковници новца 1705. добио је титулу витеза (сера). Пред крај живота потпуно је запоставио истраживања у области математике, физике и астрономије и посветио се теологији и хронологији значајних библијских и историјских догађаја о чему је написао неколико расправа. Примењујући математику успео је да ревидира датуме историјских догађаја старијих од 200. године пне у историји Грчке и Египта, а повод за то била му је Плутархова сумња да су многи догађаји забележени до његовог времена били погрешно датирани. Сам Њутн сматрао је да је у томе успео не направивши грешке веће од 10-20 година. Независно од Њутна и много касније  ревидирањем датума давних историјских догађаја бавио се и руски академик  Морозов (1854-1946) и показало се да се датуми истих догађаја ове двојице научника слажу.

                Алхемија је била једна од заблуда којој је Њутн извесно посветио значајније време. Као резултат експеримената са живом у његовом телу су посмртно откривене значајне количине отровне живе и тиме се објашњава његово ексцентрично понашање у последњим годинама живота.

---

[1]           Цитирано према стр. 469. Зборника радова конференције "Развој астрономије код Срба V", одржане у Београду 18-22. априла 2008.

[2]           Многи извори Филолају приписују да је био први који је устврдио да Земља кружи око Ватреног центра. Филолајеву идеју је пред крај свог живота прихватио и Платон у форми "да се Земља заиста креће око Сунца".

[3]           Антиземља (Anti Earth) је уведена из данас бесмисленог разлог да се број небеских тела унутар сфере непокретних звезда допуни до Питагориног магичног броја 10!

[4]           Ератостен је мислио да се Сиена и Александрија налазе на истом меридијану; на правцу југ-север, при чему је погрешио за око 3⁰, али та грешка стицајем околности није битно утицала на процењени обима Земље. Посејдоније са Родса је у првом веку пне проценио обим Земље на 33.300 km  - за 6.000 km мање од тачне вредности, али је Птоломеј ту вредност сматрао тачнијом.  Са том вредношћу рачунaо је и Колумбо, па је откривши Америку, поверовао да је стигао у Индију са источне стране.

[5]           Најједноставније речено Хипарх је направио таблице помоћу којих се могла одредити дужина тетиве за сваки угао узимајући полупречник круга за јединицу мере. Таблица је била ваљана за једнакокраке углове, а за врло мале углове њене вредности су биле приближно једнаке  синусима тих углова. Био је то огроман напредак у математици - скок у тригонометрију. Значај таблица је био у томе што се из односа тетиве и одговарајућег полупречника могао одредити централни угао наспрам тетиве.

[6]           Прве оптиче телескопе (грчки tele = далеко, skopein = гледати) израдили су холандски брусачи стакла почетком 17. века. Прво осматрања неба телескопом није извршио Галијеј, али је он телескоп усавршио за астрономска опажања и по својим опажањима био најпознатији међу савременицима. Он је први, осмтрајући сунчеве пеге,  закључио да Сунце ротира око своје осе.  

[7]           Инквизиција је била суд Римокатоличке цркве за људе које је црква сматрала јеретицима. Основана је на почетку 13. века и била најозлоглашенија у Шпанији. Било јој је допуштено да мучењем изнуђује одрицање јеретика од свог и признавање црквеног учења. За оне који на то не би пристали било је предвиђено "праштање убијања јавним спаљивањем на ломачи" - укупно је спаљено 34.628 особа. Наполеон Бонапарта је 1808. у Француској забранио Инквизицију, а Римски папа ју је укинуо 1834. године.

[8]           Интересантно је да Кеплер своја прва два закона кретања планета није извео из закона физике, већ чињенице да су презицна мерења положаја планета указивала да су им путање елиптичне. Он је то генијално уочио и кроз многе прорачуне проверио; његова два прва закона произилазе из разраде једнaчине елипсе. И до трећег закона је дошао упорним трагањем за односом великих полуоса планета Сунчевог система. Њутнови закони механике му нису били познати јер је умро пре него што се Исак Њутн родио.

---

Савремена осматрачка астрономија

   Проналазак фотографије и спектрална анализа у 19. веку довели су до врхунца осматрачку астономију у оптичком спектру. Астрфотографија је омогућила прецизно картографисање неба и трајно чување снимљених података добијених телескопским осматрањем. Спектрална анализа је омогућила одређивање структуре небеских тела и њихових брзина. Теорија о електромагнетном зрачењу на прелазу 19. у 20. век довела је до процвата осаматрачке астрономије у 20. веку који је обележен техникама за осматрање невидљивог Космоса и новим космолошким теоријама под окриљем нове астрономске дициплине - астрофизике. Томе је допринео и нагли развој астронаутике који је резултирао изласком човека у блиски и упућивањем истраживачких сонди у блиски и далеки Космички простор, што је пред крај 20. века резултирало и осматрањем Земље из космичког простора и стварањем више космичких сателитских система од глобаног значаја за војне и за друштвено корисне потребе.

Астрофотографија

   Проналазак фотографије везан је за прву половину 19. века, а већ средином века биле су начињене прве цно-беле фотoграфије неба помоћу фотографског апарата постављеног на окулар телескопа и тако се зачела још једна област у осматрачкој астрономији - астрофотографија, која је на самом почетку омогућила уочавање оних детаља на небу који се нису могли опазити голим оком. Прву фотографију Месеца направио је још 1840. Џон Драпер поступком дагеротипије и коришћењем рефлексног телескопа са експозицијом од 20 минута. Врло брзо класични фотоапарати су били замењени специјалним системима за фотографисање неба и постали саставни делови телескопа. Раније ручно цртање слике неба виђене кроз телескоп више није било потребно јер је тачна слика неба могла да се добије фотографским поступком за врло кратко време, да се трајно чува и користи за научно истраживање.

Астрофотогафија представља примену фотографије у научне сврхе. Она је пратила развој аналогне црно-беле, фотографије у боји и дигиталне фотографије да би пред крај 20. века премашила границе видљивог и почела да ствара слике у деловима електромагнетног спектра невидљивим за људско око, које су неупоредиво богатије инфромацијама од оптичког спектра. Тај развој је довео до специјализације астрофотографије на посебне дисциплине и до продора осматрачке астрономије у области невидљивих делова Космоса. Астрфотографија је учинила видљивим невидљиво и омогућила и прецизна мерења многих параметара снимљених објекта и појава у Космосу

                Поступак цртања помоћу светлости (грчки: фотос, графос - светлост, цртање) био је познат још у доба Аристотела и у средњем веку био је везан уз појам "камера обскура": у затамњеној просторији светлост која пролази кроз малу рупицу црта на застору умањен и обрнут лик осветљеног предмета испред застора. Требало је да прође више од 2.000 година да се из тога развије фотографија - квалитетно и трајно цртање помоћу светлости исте сцене у више примерака и још неколико десетина година да се омогуће мерења помоћу фотографије.

                 За примењеном фотографијом се трагало од друге половине 16. века, али се њеним проналазачем сматра француски истраживач Дагер који је 1839. демонстрирао поступак по њему назван дагеротипија, мада најстарије познате фотографије потичу из 1825. и 1826. и њих је направио Нисефор Нијепс  на лиму пресвученом асфалтним слојем. Нијепс је познавао и поступак са сребробромидом и уговором допустио Дагеру да тај поступак усаврши. Дагеротипијом су се могле добити само уникатне фотографије, док је савремни процес негатив-позитив за масовну израду фотографија почео да развија Енглез Талбот, који је своје експерименте отпочео 1835. године. Прву фотографију у боји направио је Џејмс Максвел 1861, Артур Корн је 1902. први развио технологију, али до њене шире примене долази тек после 1930. године. У другој половини 20. века фотографија и филм у боји су надвладале црно-белу технику снимања, али је нису укинуле. Основно средство снимања био  је фотоапарат са системом сочива који је негатив-слику бележио на стаклену или филмску подлогу са које се могао урадити неограничен број фотографија. Израду фотографија пратио је сложен и дуг поступак.

Идеја за снимање помоћу дигиталног сензора у камери без међупоступака негатив-позитив јавила се 1961, први значајан дигитални сензор развијен је 1973, а фирма Кодак је 1986. развила дигитални сензор (на чипу) који је могао да сними милијарду тачака (пиксела). Сложеност израде фотографија постала је још већа, али је техологија омогућила да се поступак аутоматизује и максимално скрати: на монитору се слика види практично одмах, а за штампање је потребно врло мало времена. Почетна слика, као и раније, помоћу система сочива пада на сензор специјалне конструкције. Матрица на површини сензора пропушта црвену, зелену и плаву боју, фотодиоде испод ње генеришу електричне црно-беле слике које одговарају нијансама црвене, зелене и плаве боје, а ове се на излазном уређају претварају у црвене, зелене и плаве слике и преклапају у излазну слику довољно верну оригиналу. У основи израда фотографија у било ком делу електромагнетног спектра је црно-бела фотографија у нијансама које прате интезитет зрачења које долази на сваки појединачни пиксел. Црно-бела фотографија се на излазном уређау може визуелизовати у нијансама једне или више боја,  и геокодирати - преклопити са фотографијама у другим спектрима и довести у корелацију са било којом картографском пројекцијом. Тумачење боја таквих фотографија за око постаје превише сложено, па се развијају посебни софтверски алати да то ураде уместо човека.  У међувремену је развој дигиталне фотографије значајно напредовао. Невидљива зрачења омогућила су и такозвана дубинска снимања: на основу зрачења из дубине објеката, било да је оно резултат сопственог зрачења објекта, било де је последица вештачког озрачења, могу се правти слике унутрашњости објекта, као што су у медицини ултразвучне, рендегенске и слике магнетне резонанце, у технологији материјала контрола унутрашње структуре материјала, у геолошким истраживањима снимање објеката испод површине Земље до одређених дубина и слично. Сада се таква снимања изводе за космичке објекте (али за Земљу из Космоса) и дају довољно поуздане податке о њиховом облику, структури атмосфере, и до извесне дубине о структури њихове унутрашњости.

До појаве дигиталне фотографије нијансе боја мењале су се континуирано - аналогно интезитету примљене светлости. Са појавом дигиталне фотографије број нијанси у свим врстама фотографија постао је дискретан и прецзино одређен. Савремене дигиталне фотографије приказују сваку боју у по 256 нијанси, што доноси по 256 информација по пикселу за сваку боју. Један пиксел фотографије у боји носи по једну од 256 информација у плавој, зеленој и црвеној боји или три информације од укупно 256*256*256=16.777.216 могућих информација. Снимци састављени и од "боја" невидљивих за око садрже информације које треба учинити видљивим и којима је потребна додатна обрада. Ови подаци указују на огромну сложеност обраде савремених фотографија Космоса и Земље из Космоса. За снимање Космичких објеката и појава нису више довољни класични фотоапарати већ специјалне дигиталне камере и сензори врло високе технологије, а за обраду снимака одавно није довољан само интелектуални увид, мада је нужан, већ су потребне посебне рачунарске технике и врло сложени софтверски алати који су у сталном развоју.

Тумачење космичких фотографија постало је битно и за истраживање Космоса, и за истраживање Земље из Космоса.  Оно је омогућено процесима визуелизације и геокодирања. Процесом визелизације један скуп нијанси монохроматског снимка преводи се у мањи број нијанси једне боје из видљивог спектра, други у друге, и тако даље, а за сваку боју се даје тумачење - шта та боја својим интезитетом представља, на пример, дубине морских и висине копнених предела, присуство вегетације, или врсте минерала. Процесом геокодирања свакој тачки снимка придружују се одговарајуће координате које омогућавају да се снимци једнозначно повезују међусобно и са одговарајућом картографском пројекцијом, чиме се добија комплексна слика снимљеног објекта и читав скуп препознатих информација.

У савременој астрофотографији примењују се четири врсте снимака: монофроматски (једнобојни - у једној боји, тачније у једном делу електромагнентог спектра), панхроматски (црно-бели и вишебојни снимци у видљивој светлости), мултиспектрални (скуп снимака направљен са више сензора у оптимално одабраним каналима дела електромагнетног спектра - леви граф, црвени ступци) и хиперспектрални (састављени од свих фреквенција дела електромагнетног спектра који се могу обухватити једним широкопојасним сензором осетљивим и на више хиљада фреквенција - десни граф, жута крива представља све фреквенције истог дела елктромагнетног спектра са левог графа). Хиперспектрални снимци су толико сложени по броју информација које носе уз сваки пиксел тако да се могу тумачити само помоћу врло сложене рачунарске технологије, али налазе врло широку примену у метеорологији, пољопривреди, геологији и другим областима, јер се помоћу њих могу открити различити минерали у Земљиној кори, пратити стање еко-система на копну и у води и стање атмосфере.

       У последњој четвртини 20. века једновремено фотографисање дела неба са два удаљена телескопа - стереоскопија - омогућило је одређивање паралаксе и удаљености до звезда и прецизно картографисање делова неба. На почетку 21. века тај поступак се примењује за прецизно и брзо картографисање Земље из ближег Космичког простора.

Стереоскопоија је начин на који човек очима (eyes) види простор, уочава тродимензионалне објекте и процењује њихову удаљеност.  Стереоскопија је и технички и поступак којим се са познате базе снима (camera) исти простор и са два добијена снимка, стеро-пара (Stereo Рair), снимљени простор види у три димензије, увек боље него обичним опажањем. На основу размере снимака  и линијског удаљења неке тачке од познате тачке или централних тачака снимака (point 1), могу се одредити углови у троуглу који образује база са том тачком, а из троугла израчунати њене координате. Тај поступак је у првој половини 20. века био развијен за војно извиђање и картографисање стереоскопским снимањем са Земље, па касније из ваздухоплова и на крају са космичких летилица. Координате се могу одређивати само са делова снимака који се преклапају (Overlap). Поступак је прво развијен у оптичком спектру, на бази фотографија - отуда назив фотограметрија, али је примнељив и у другим спектрима електромагнетног зрачења у кјима је могуће стереоскопско снимање дела Космоса или дела Земље из Космоса.         

Спектрална анализа у астрономији

   Спектрална анализа је у 19. веку направила револуцију у приступу осматрању Космоса. Она се зачела као спектрална анализа видљиве светлости Сунца и светлости коју емитују ужарена тела на Земљи, али се у 20. веку показало да је она могућа и изван видљиве светлости за све материјале у природном стању, јер сваки од њих на каректеристичан начин емитује, рефлектује и упија одређене врсте електромагнетног зрачења. Током 20. века спектрална анализа се развила у посебну истраживачку дисциплину - спектрометрију, која је прво омогућила испитивање састава материјала на Земљи, а затим и утврђивање састава објеката и препознавање појава у Космосу. Код анализе Космичких извора зрачења уочено је да сметње које потичу од атмосфере могу да доведу до погрешака у закључивању, па су савремени спектрометри измештени у ближи космички простор. Спектрална анализа је омогућила да се процени састав свих небеских тела у Сунчевом систему и да се са великом поузданошћу процењује положај, кретање, хемијски састав и температура до све удаљенијих космичких објеката и појава.

       Њутнов оглед са преламањем беле светлости кроз призму показао је да се она састоји од неколико основних (дугиних) боја. Врло брзо се показало да се анализом видљиве светлости коју емитују ужарена тела може утврђивати њихов састав.  Хемичар Марграф је 1762. године, изводећи Њутнов оглед са призмом, открио правилност да вештачки извори светлости дају различите боје карактеристичне за дати материјал: натријумове соли при сагоревању дају жуту а калијеве соли црвену боју. Сличан ефекат био је познат много векова раније Кинезима који су у барут додавали различите материје да би добили обојене ватромете, али за њега није тражено објашњење. Објашњење су потражили научници 19. века (Талбот, Фраунхофер, Кирхов, Бунсен и други) и  утврдили да различите боје које се добијају у светлосним спектрима при сагоревању различитих материјала стоје у директној вези са материјалима који сагоревају (емитују светлост). То је породило идеју да се анализом светлости коју емитују небеска тела може утврђивати њихов састав.

        Када је Фраунхофер 1814. године модификовао Њутнов оглед из 1666. уочио је у Сунчевом спектру више стотина црних линија. Брзо се показало да те линије указују на елементе од којих потичу. Кирхоф и Бунсен су 1861. спектралном анализом утврдили да на Сунчевој површини постоје неки елементи који постоје и на Земљи. За време посматрања помрачења Сунца 1868. откривено је да у његовој атмосфери у знатним количинама постоји елеменат који није био откривен на Земљи. Он ће бити откривен 1895. године и добиће назив хелијум (по грчком називу за Сунце). На Сунцу је откривено 67 елемената познатих на Земљи, најзаступљенији су водоник са 71% и хелијиум са 27,1% укупне масе Сунца. У 20. веку ће се показати да енергија Сунца (и других звезда) потиче од термонуклеарне реакције претварања водоника у хелијум, те да је водоник најзаступљенији елеменат у Космосу. На основу спектралне анализе процењено је учешће водоника у укупној маси Космоса на 90%, хелијума 9%, а само 1% отпада на све теже елементе, при чему учешће тежих елемената опада са порастом њихове атомске масе.

Следећи искорак у коришћењу спектралне анализе у проучавању Космоса било је одређивање брзина којом се у односу на посматрача космички објекти удаљавају или приближавају. Кретање небеских тела, према теорији Доплеровог ефекта[1], доводи до промене фреквенције светлости коју прима посматрач. Код објеката који се приближавају фреквенције се повећавају а код оних који се удаљавају - смањују. Аналогно томе спектралне линије се померају ка плавом, односно, ка црвеном делу спектра. Из величине помераја спектралних линија може се закључивати о релативним брзинама посматраних објеката, па чак и о брзинама њихове ротације. Анализа помераја спектралних линија код небеских тела показала је да се она удаљавају од посматрача све већим брзинама што су од њега удаљенија. То је постало основа за хипотезу: данашњи Космос се све бржи шири[2]. Анализом помераја спектралних линија од било ког емитованог или рефлектованог зрачења може се прецизно утврђивати брзина и смер кретања извора зрачења и то је могуће применити из Космоса и увелико се примењује за објекте и појаве на Земљи. Слични поступци су били прво испитани и примењени на Земљи.

Електромагнетни спектар

Истраживања у 20. веку показала су да сва тела у Космосу зраче електромагнетне таласе у широком спектру и да најснажније таласе емитују тела са највећом температуром. Видљива светлост је само један узак део елетромагнетног спектра у којем најинтензивније зрачи наше Сунце. Остали делови електромагнетног спектра погоднији су за снимање Космичких објеката и појава и носе много више података о њима, али је наука тек у 20. веку изнашла могућности да "невидљиво" учивни "видљивим". У једну страну од видљиве светлости простиру се нејонизујућа зрачења са све већим таласним дужинама, мањим енергијама и нижим фреквенцијама, а у другу јонизујућа са све мањим таласнима дужинама, већим фреквенцијама и енергијима. Нејонизујућа зрачења су: видљива светлост, инфрацрвено, радио и дуготаласно зрачење, а  јонизујућа: ултраљубичасто, рендгенско или Х-зрачење и гама зрачење. Јонизујуће својство имају и наелектрисане честице космичког зрачења. Нејонизујућа зрачења нису опасна по живот на Земљи, а јонизујћа су опаснија што су им енергије веће. Видљива светлост и њој блиске области инфрацрвеног и ултраљубичастог зрачења су оптичка зрачења јер се понашају по законима оптике па их је могуће детектовати помоћу оптичких средстава. За детекцију осталих зрачења потребне су посебне врсте сензора за директну или посебни поступци за посредну детекцију.

Зарачења космичког порекла различито слабе при проласку кроз атмосферу. Нејонизујућа зрачења у великом броју канала и видљива светлост у читавом спектру доспевају до површине Земље и погодна су за осматрање Космоса са Земље и Земље из Космоса. Јонизујућа зрачења углавном не доспевају до површине Земље, јер губе своју енергију јонизујући горње слојеве атмосфере. До површине Земље кроз два "прозора" ("window") допиру само оптичка (Optical) и радио зрачења која нису опасна по живи свет у значајном обиму. Oсматрање Космоса са Земље и Земље из Космоса могуће је само кроз ова два "прозора". За осматрање у осталим деловима спектра погоднији су високи слојеви атмосфере, а најпогоднији

околоземаљски космички простор, под условом да се "невидљиво" учини "видљивим".

Еелктромагнетна теорија коју је засновано Максвел око 1864. године, учи да је електромагнетно зрачење таласне природе и да представља једновремено осциловање међусобно управних електричног и магнетног поља које се кроз празан простор креће брзином светлости, а карактеришу га таласна дужина (λ),  фреквенција (f) и енергија (Е) између којих постоји законити однос. Прва потврда ове теорије дошла је од Рудолфа Херца који је 1888. лабораторијски доказао постојање електромагнетних таласа. У 20. веку откривена квантна (честична) својства битно их разликују од механичких таласа. Енергија електромагнетног зрачења расте са његовом фреквенцијом и одређује се као производ између Планкове константе и фреквенције. Интезитет зрачења слаби са протоком времена и отпором средине кроз коју се зрачење шири. Густина зрачења слаби са удаљењем од извора зрачења. Брзина кроз материјалну средину смањује се споро и опада са повећањем густине средине и смањењем таласне дужине зрачења. За сваку материјалну средину може се одредити брзина и максимална продорност електромагнетног зрачења. Највећу продорност кроз материјалну средину имају гама зрачења и електрично неутралне честице из космичког зрачења. Еелктромагнетно зрачење има највећу брзину у вакуму и она износи као и брзина светлости: приближно 300.000 km/s, тачније 299.792.458 m/s. Ваздух смањује брзину светлости за 89,91 m/s, у води она опада на  225.408 km/s, a кроз оптички кабал износи око 200.000 km/s. 

Сопствено електромагнетно зрачење је својство свих материјалних објекта на Земљи и у Космосу. Теоријски свако тело са температуром већом од 0⁰ Келвина (К) или -273⁰ Целзијуса (С) зрачи у широком појасу електромагнетних таласа при чему област у којој зрачење постиже свој максимум битно зависи од температуре и врсте тела. Та зависност је позната као Штефан-Болтцманов закон. Сунце са температуром од 6.000⁰ К има највећи интезитет зрачења у области видљиве светлости. Интезитет Сунчевог зрачења врло брзо опада у областима јонизујућег, а нешто спорије у областима нејонизујућег зрачења. Извори зрачења у Космосу топлији од Сунца имају расподелу зрачења чији се максимум помера ка областима јонизујућег, закључно са гама зрачењем за натоплије објекте. Цео спектар зрачења са површине Земље на температури од 300⁰ К (27⁰ С) налази се у области нејонизујућих зрачења и има максимум на таласним дужинам око 10 μм. Хладнија тела достижу максимум зрачења на већим таласним дужинама, а топлија на мањим. Климатске појаве имају максимум на таласним дужинама 8-14 μm, а шумски пожари на 3-3,5 μm. Истраживањима се могу добити Штефан-Болтцамонве криве за сваки материјал, што омогућава да се анализом електромагнетног зрачења које долази из Космоса утврди од ког и колико загрејаног материјала потиче, те да се на основу интезитета примљеног зрачења и закона његовог слабљења у простору процени даљина до извора зрачења. Положај извора зрачења у Космосу процењује се на основу положаја и усмерења сензора (или система сензора) који је открио зрачење.

Тела са температуром мањом од 1⁰ К  имају максимум зрчењења у радио, а тела са температурама 1-10 K у микроталасном делу електромагнетног спектра. Ова зрачења потичу из најхладнијих космичких пространстава и често се означавају као космичко позадинско зрачење. Планете и облаци прашине и гаса са температурама 10-10³ К максимално зраче у инфрацрвеном делу спектра. Максимум зрачења у видљивом делу спектра имају планете, звезде и неки сателити са температуром 10³-10⁴ К, а у ултравиолетном веома топле звезде и остаци супернових са температурама 10⁴-10⁶ К. Максимум у области Х-спектра имају центри галаксија, остаци неких супернових и звездане короне са температурама 10⁶-10⁸ К, а у области гама зрачења околине црних рупа, пулсари, космичке експлозије и објекти са температурама већим од 10⁸ К.

Видљиву светлост чине љубичаста, плава, зелена, жута, наранџаста и црвена боја. Oна се понекад зове и бела светлост, што није адекватано. Различитим комбинацијама ових боја може се добити опажај великог броја нијанси свих боја од белог до црног. Различити материјали згрејани на одређеним температурама емитују само себи својствену комбинацију боја видљиве светлости; доминантна боја даје опажај да тај матетијал светли том бојом. У свакодневном  животу боја неког предмета се опажа као доминантни скуп одбијених боја од тог предмета. Бело биоскопско платно рефлектује све боје, па зависно од комбинације боја са којом је осветљено може показати све боје од беле до црне. Црни екран телевизора или мнотиора емитује све боје од црне до беле.  Карактеристика белих материјала је да рефлектују све боје видљиве светлости. Карактеристика црних материјала је да упијуају све боје видљиве светлости. Остали материјали имају посебне боје у зависности од комбинација одбијених боја и боја које  сами емитују.

Сваки материјални објекат (укључујући сваки атом и његову структуру) у стању плазме, флуида или чврстог тела, живог организма или појаве као што су ветрови, поплаве, пожари, вулкани, земљотреси и друго, емитује своје сопствено електормагнетно зрачење, а долазно зрачење на карактеристичан начин рефлектује, упија и/или слаби и пропушта. У сваком од ових случајева долази до извесне модификације рефлектованог или пропуштеног зрачења, која се огледа кроз промену фреквенције рефлектованог зрачења за објекте који се крећу, кроз промену правца кретања при преласку из једне у другу средину и кроз модификацију (модулацију) рефлектованог или пропуштеног зрачења због интеракције између зрачења и датог објекта.

       И ако не припадују електромагнетном спектру, космички зраци такође носе информације о објектима са којих потичу. Постојање космичких зрака први је доказао аустријски физичар Виктор Хес 1912. године. Он је балонским истраживањима открио да са висином расте интезитет неког зрачења, које је он назвао висинским, и да његов интезитет не зависи од доба дана и ноћи, као што зависи интезитет електромагнетног зрачења. Пораст интезитета зрачења са висином показује да зрачење није пореклом од земаљских нуклеотида, а његова независност од доба дана да није пореклом од Сунца, па ће га 1925. године Роберт Миликен назвати космичко зрачење[3]. Даља истраживања су показала да интезитет овог зрачења расте до висина око 22 km, затим се брзо смањује до висине око 60 km, да би на већим висинама његов интезитет био константан. Обајшњење ове појаве довело је до поделе космичког зрачења на примарно и секундарно. Примарно космичко зрачење допире из великих космичких дубина, при уласку у атмосферу почиње да јонизује ретке слојеве атмосфере и на тај начин ствара секундарно зрачење које на 22 km достиже највећи интезитет и ослабљено доспева до површине Земље носећи мали део информација о самом извору зрачења.

                Примарни космичи зраци су честице оргомних енергија (10-10¹⁶ МеВ), углавном атомска језгра и то: око 90% протона (језгара водоника), 7% алфа честица (језгара хелијума), и око 3% језгара тежих елемената[4]. Примарни космички зраци потичи из далеких галактичких простора, настају у енергетски најснажнијим космичким процесима и путују брзинама блиским светлости. Због нуклераних реакција  и изузетног јонизујућег дејства они не доспевају до површине Земље, већ последице њихове интеракције са атмосфером, које се означавају као секундарно космичко зрачење.

                 Секундарно зрачење настаје као последица нукеларних реакција које настају при судару примарних космичких честица са атомима и молекулима у атмосфери. У тим сударима настају краткоживући нуклеотиди који се брзо распадају и у процесима јонизације губе своју енергију. Па ипак до површине Земље доспевају "пљускови" мезона, електрона и фотона, помоћу којих се могу посредно детектовати космички зраци који су их створили и гама зраци који нису стигли до Земље. Ова област је изузетно сложена, а ради илустраце наводи се да само један протон енергије 10⁸ МеV на висини око 22 km створи 10⁹  чесетица које се до површине Земље лавински умноже губећи енергију, али покрију површину од  неколико квадратних километара.

Астрономија невидљивог

Открићем електромагнетног спектра и његових делова погодних за астрономска осматрања, те развојем технологија које омогућавају осматрања у областима невидљивог, престала је доминација оптичког, мада је оно и даље основни начин осматрања. Дошло је до специјализације у осматрачкој астрономији, па су тако настале астрономије невидљивог: радио, ифрацрвена, ултраљубичаста, рендгенска и гама астрономија, а на почетку 21. века постало је могуће и осматрање изван електромагнетног спектра.

                         

Радио астрономија почела се развијати као посебна грана осматрачке астрономије 1933. године када је астроном Карл Јански открио извор радио зрачења у Млечном путу. Радио зрачење обухвата широк део електромагнетног спектра од 3 Hz до300 GHz, таласних дужина од 100.000 km до 1 mm. У радиоастрономији користе се фреквенције 30-300 GHz, таласних дужина 10-1 mm. Са усавршеним радио телескопима откривене су многе звезде, друга небеска тела и галаксије.  Радио телескопи се групишу у локалне мреже, а локлне мреже распоређују на читавој површини Земље. Велики број мрежа радио-телескопа може бити тако повезан и усмерен да истовремно осматра исту област у Космосу. На тај начин је омогућено да се са Земље осматрају најудаљенији Космички објекти. Обрада података добијених радио астрономијом - радио интерферометрија - је сложена и изводи се помоћу средстава за аутоматску обраду података. Обрађене "радио слике" делова Космоса се по потреби визуелизују. Радо астрономијом је откривено и микроталасно позадинско зрачење за које неки савремени астрономи тврде да доказје теорију о стварању Космоса Великим праском нечега што је добило име сингуларитет.

          Инфрацрвена астрономија бави се осматрање небеских тела хладнијих од 3.000⁰С која имају максимум зрачења у инфрaцрвеном спектру. Инфрацрвено зрачење је открио астроном Хершел 1800. године: користећи призму за преламање светлости са Сунца уочио је да се она загрева, што је приписано постојању невидљивог зрачења које је назвао топлотно зрачење. Када је анализа показала да је блиско црвеном зрачењу из видљивог спектра, названо је инфрацрвено. Подручје инфрацрвеног спектра обухвата фреквенције од 3*10¹¹ до 4*10¹⁴ Hz таласних дужина 780 nm до 1 mm. Емитују га сва тела хладнија од 3.000⁰ С и погодно је за осматрања у читавом делу спектра.  Да и Месец зрачи у овом делу спектра откривено је 1873. године. Када су у 20. веку развијени посебни сензори почела је масовнија примена инфрацрвеног зрачења (ИЦ, IC) у осматрачкој астрономији. Ово зрачење добро пролази кро међузвездани простор, не сметају му честице свемирске прашине које расипају белу светлост, и омогућава не само да се виде младе звезде у средишту Млечног пута већ и измери њихова површинска температура. Помоћу овог зрачења могу се опажати небеска тела које не зраче белу светлост као што су појасеви космичке прашине. Оно је погодно и за осматрање Земље из Космоса, јер је сваки материјални објекат емитер специфичних врста инфрацрвених зрака. Телескопи за инфрацрвено зрачење су слични оптичким, али је са Земљине површине, због сметњи које ствара атмосфера, могуће осматрање само у видљивој светлости блиском делу спектра у којем је могуће и осматрање Земље из Космоса. За потпуније осматрање ИЦ-сензори се измештају у близак Космички простор. Поступак за обраду података добијених инфрацрвеним сензорима зове се фотометрија.

          Радарска астрономија базира се на развоју уређаја који су у Другом светском рату били усавршени за рано откривање борбених авиона. Радар[5] је примопредајни уређај који емитује кратке врло снажне усмерене импулсе електромагнетног зрачења и на основу повратних сигнала и промена у њима одређује позицију и параметре кретања објекта од којег се импулси рефлектују. Радари се данас масовно користе за осматрање и навођење летилица и пројектила у ваздушном простору, али и за прецизно одређивање даљина и/или брзина кретања објеката на земљи за различите потребе. Радарска астрономија зачела се 1946. добијањем првог рефлектованог радарског зрачења са површине Месеца. Венера је први пут радарски "снимљена" 1958, а Сунце 1959. Подручје радарског зрачења је јонизујуће радио зрачење у фреквентном опсегу 100 kHz до 300 GHz и има негативан утицај на жива бића непосредно и дуже изложена снопу полазног радарског зрачења. Помоћу радара проучавају се објекти у Сунчевом систему: изводе се мерења за њихово картографисање, одређују се параметри путања, периоди орбита па чак и брзине ротације. Радарско осматрање из ближег Космичког простора служи за картогарфисање Земље, за одређивање смера и брзине кретања облачних система, за откривање и праћење летилица, бродова и других покретних система. Прецизно мерење даљина изводи се на основу времена потребног да се емитовани радарски импулс врати од "осветљеног објекта", а мерење брзина на основу фреквентног помака (Доплеровог ефекта) у враћеном импулсу који настаје због кретања објеката.

          Ултраљубичаста астрономија (ultraviloetana, UV) осматра космичке обејкте топлије од 10.000⁰С чије је зрачење најинтензивније у ултраљубичастом делу спектра са таласним дужинама 10-400 nm. Ово зрачење, и ако снажније од видљиве светлости, доспева до површине Земље ослабљено и у врло уском делу свога спектра (315-400 nm, блиско УВ зрачење), јер га у атмосфери апсорбују кисеоник и азот, а нарочито озонски слој, што је добро, јер је оно опасно по живи свет. Ултраљубичасто зрачење је погодно за осматрање Космоса тек из безваздушног простора и од 1972. године изводи се са вештачких сателита. Блиско ултраљубичасто зрачење припада оптичком спектру и погодно је за осматрање Земље из Космоса јер може да укаже на врсту минерала (и неких облика живота) код којих се јавља специфична флуоресценција кад буду су "осветљени" овим зрачењем.

             Рендгенска астрономија базира се на Х-зрацима које је 1995. године открио Рендген и који су у 20. веку нашли широку примену у медицини, технологијама испитивања материјала и у неким другим областима. То су зраци врло високе фреквенције (3*10¹⁶ до 3*10¹⁹ Hz) и врло малих таласних дужина (0,1*10^-9 до 1*10^-8 m или 0,01 до 10 nm) помоћу којих се у кратком временском интервалу и са безначајном опасношћу по људско здравље могу дијагностиковати многе болести, нарочито болести плућа и деформације коштаног система. X-зраци имају велику примену у многим другим делтаностима кад треба се се "види" оно недивдљиво (унутрашња структура материјала или садржај неотворених пакета и контејнера и слично). У првој половини 20. века није било сазнања да би у Космосу могли постојати извори рендгенског или Х-зрачења, јер ти зраци не успевају да продру кроз атмосферу до површине Земље. Зачетак рендгенске астрономије почиње открићем Х-зрака у сунчевој корони које је извршено 1949. године са гајгеровим бројачима постављеним на заробљене немачке ракете из Другог светског рата које су достизале висине изнад јонизујућег слоја атмосфере. То је било довољно за претпоставку да у Космосу морају постојати још снажнији извори Х-зрачења, јер постоји много звезда са већом емисијом енергије од Сунца.  Претпоставка се показала тачном и 1962. откривен је јак извор овог зрачења у сазвежђу Шкорпија. Каснија истраживања са сензорима на сателитима су показала да су извори Х-зрачења такозване "вруће таче" у Космосу са температурама око 100 милиона степени. Тако су помоћу рендгенске астрономије почели да се опажају до тада непознати објекти у Космосу за које се  данас зна да потичу из истих извора као и знатно снажнији гама зраци: остатака супернова и гасова у околини пулсара и црних рупа. Детаљније изучавање космичких објеката помоћу рендгенске и гама астрономије тек предстоји.

          Гама астрономија заснива се на емисијама гама зрачења која потичу од најснажнијих објеката у Космосу какви су пулсари, квазари и црне рупе. Гама зраке на Земљи емитују тешки атоми и субатомске честице у току распада или настају анихилацијом честица и античестица. Место настанка гама зрачења су језгра атома - нуклеарни процеси који се у њему дешавају, док остале врсте електромагнетног зрачења потичу од електронског омотача атома и молекула. Гама зрачење је изразито јонизујуће зрачење са фреквенцијама већим од 10¹⁹ Hz и таласним дужинама мањим од 0,01 nm, често мањoм од пречника атома[6]. Гама зраци имају највећу продорност кроз материјале и врло су опасни по живе организме, али не доспевају до површине Земље, јер их атмосфера у процесима јонизације потпуно апсорбује. Емисије снажног космичког зрачења откривене су крајем 60-тих година 20. века са сателита који је био намењен да помоћу сензора за гама зраке открива атомске пробе на Земљи. Сензор је  случајно забележио импулсе гама зрака из космичког простора и то је био повод да отпочне развој гама астрономије. Енергија гама зрака креће се у распону од 10⁴ до 10²⁰ електрон-волти (eV) који се дели на подручја ниске, високе, врло високе, ултра високе и екстремно високе енергије. Само гама зраци екстремно високе енергије могу посредно да се детектују са површине Земље помоћу "пљуска" електрона, позиторна и фотона које стварају при уласку у атмосферу. Тај пљусак назван је Чернековљево зрачење, по научнику који га је открио и објаснио до 1958. године. Требало је да прође још 30 година да се развије сензор - Чернековљев телескоп - да се сними ова појава која траје свега неколико нано-секунди. Тако је помоћу Чернековљевог зрачења 1989. године откривена  маглина у сазвежђу Рак удаљена 6.500 светлосних година. У међувремену су развијени космички гама-сензори или телескопи. Први сателит са сензорима за гама зраке ниских и високих енергија пореклом из Космоса био је лансиран 1973, али су значајније резултате дали сателити из 1991. и 2008. године. Истраживање Космоса у спектру гама зрачења променило је свест о димензијама Космоса: извори гама зрачења  могу бити удаљени више од милијарду светлосних година, а нова астрономска теорија проценила је да они настају при судару (спајању) неутронских звезда (црних рупа) или при колапсу изузетно масивне звезде из које настаје нова звезда названа "супернова". Сматра се да се том приликом за само неколико секунди ослободи толико велика енергија да се може поредити са енергијом свих галаксија видљивог Космоса!

   Гама астрономија представља врхунац осматрачке астрономије. Даљи развој неће се више битно односити на спектре за осматрања, већ на побољшавање квалитета сензора, њихову дисперзију у космичком простору и тумачења прикупљених података. Тумачење прикупљених података све ће више обухватати интегрисање података прикупљених у различитим деловима спектра кроз такозвану мултиспектралну и хиперспектралну анализу. Астрономи настављају и даље да истражују Космос у свим спектрима у којима зраче његови објекти, али су свесни да о садашњем стању у Космосу не могу ништа поуздано знати и да њихова сазнања сежу у прошлост стару онолико колико година путују информације до њихових сензора. Астрофизичари сматрају да имају довољно података за теорије о настанку, развоју и будућности Космоса. За сада се не виде практичне користи од тих теорија, тим пре што их има више и што ни једна није довољно потврђена.

   Многи научници сматрају да је могућ још један искорак у осматрачкој астрономији: осматрање у спектру гравитације, ако се докаже да је она таласне природе. У међувремну  је на посредан начин из блиског Космичког простора снимљен интезитет гравитације на површини Земље и дошло се до неочекиваног открића да он није једнак на истим надморским висинама како се очекивало. Ово откриће чека научно објашњење.

   Пред крај 20. века десио се значајан обрт у осматрачкој астрономији: почела је све више да се осматра Земљу из Космоса и од тога су настале многе користи са тенденцијом да их буде све више и да буду доступне све већем броју људи. Користи су тројаке природе. Прво: из Космоса се могу видети и у знатном обиму истражити простори којима човек не може да приступи или на којима није присутан са земаљским средствима за осматрање. Друго: из Космоса се са великом сигурношћу могу препознати области са одређеним геолошким ресурсима на површини и испод површине копна и мора, на којима је потребно да се изврше пробна истраживања ради утврђивања количине реурса и исплативости њихове експлоатације. Треће: све су веће могућности за праћење стања биодиверзита на Земљи, што осим научних, све више доноси значајне користи у области пољопривредне делатности и заштите животне средине.

   Једно је сигруно. После проналаска телескопа астрономи су брзо одбацили и Хелиоцентричну теорију Космоса, али нису створили ни једну нову и козистентну теорију, а у пракси се одржавају трагови и Геоцентричне и Хелиоцентричне теорије. Земља није центар Космоса али је у астрономским истраживањима центар више координатних система у којима се изражавају положаји космичких објеката. Можда Земља није ни једино место у Космосу где постоји живот, али је једино место на којем он поуздано постоји и са којег се не може утврдити да ли он негде стварно постоји, нити тамо отпутовати, нити отуд допутовати, а "летећи тањири" могу да полете и из сваке кухиње. Земља је центар за истраживање Космоса! Сунце је центар система којем припада Земља!

          Сунце није центар Космоса. Није ни центар своје галаксије, и добро је што није и што се налази врло далеко од тог центра на ободу једног од више галактичких кракова. Али је Сунце неприкосновени центар система у којем опстајава Земља и извор допунске енергије без које не би могао да се појави и одржава живот на Земљи. Сунце у свом окружењу има више врста објеката, од којих су многи релативно добро проучени, а неке треба још боље проучити. Од тих објеката које треба још боље проучити су астероиди који често пролазе у близини Земље и понекад се сударе са њом, и комете, које потичу из најудаљенијих предела Сунчевог система са којима се Земља често сударала у својој прошлости. Ти судари би могли бити опасни по живот на Земљи, опаснији од непромишљеног деловања садашњих људских заједница. Астрономи и астрономска наука треба да предвиде и изнађу решења да по Земљу опасни астероиди и комете буду спречени да се сударе са Земљом.

   Како год било, истраживање Космоса треба наставити, оног везаног за Земљу (геоцентричног) и оног везаног за Сунце (хелиоцентричног) и, наравно, оног даљег, али не предалеко, јер су трошкови таквих истраживања већ отишли предалеко, а користи од нових космичких теорија су ништавни, сем за саму теорију одвојену од праксе. Какву је корист, на пример, донело човечанству сазнање о маглини у сазвежђу Рак, која је ту где је уочена била пре 6.500 година, или о судару неутронских звезда који се десио пре милијарду година. Није добро ни религијско догматизовање Творца ни научно догматизовање научних теорија о Стварању. Религијски Творац се лакше разуме - он је недоступан сазнању баш као и целина Космоса, а то што је, ту је, и траје.

---

[1]           Аустријски физичар Кристијан Доплер је овај ефекат установио код кретања извора звучних таласа и објаснио га 1842, али се брзо показало да он постоји и код кретања извора свих врста електромагнетног зрачења.

[2]           Ако се има у виду да даљине до космичких објеката истовремено представљају и њихову старост, једнако је могућа и хипотеза: некадашњи Космос се брже ширио од данашњег.

[3]           У ширем смислу под космичким зрачењем се подразумевају и други делови електромагнетног спектра који потичу из најудаљенијих космичких пространстава и доспевају до површине Земље или њене атмосфере. Ова зрачења се означавају као "космичка позадинска зрачења".

[4]           У неким другим изворима се помиње знатно другачија структура космичких зрака на граници атмосфере, али уз напомену да део тог зрачења потиче и од Сунца: око 50% протона, око 25% алфа честица, око 13% језгара лакших елемената, мање од 1% електорна, мање од 0,1% гама зрака и нешто субатомских честица из класе мезона.

[5]           Реч радар је кратица настала од енглеских речи Radio Detection and Ranging (радио откривање и мерење) и има исто значење у свим савременим говорима.

[6]           Подручја високих фреквенција Х-зрака и подручја нижих фреквенција гама зрака се у многим класификацијама преклапају.

Средства осматрачке астрономије

   Развој осматрачке астрономије је истовремно развој средстава за осматрање неба. Више хиљада година астрономи су посматрали небо очима, на исти начин као што то чини и сваки човек данас, али са намером да из тих осматрања сами открију и схвате правилности корисне за народ, и да их тумаче у складу са потребама религијских и световних владара. Осматрање голим оком је могло за врло мали број феномена да обезбеди поуздано закључивање, углавном за појаве везане за Земљу[1], Сунце и Месец. Осматрање ноћног неба било је крајње непоуздано све док се нису појавила прва примитивна средства за визирање у правцу небеских тела и док није почело мерење времена и систематско осматрање и бележење података. Усавршавање средстава за визирање додавањем угломерних справа је омогућило прикупљање већих количина прецизнијих података  и цртање карата неба и познате земље. Значајан напредак у астронимији десио се када су прикупљене податке почели да анлаизирају математичари и мудраци древног света, а нарочито у оним историјским периодима када њихово закључивање није било под доминантним утицајем религијских система. Врло брзо су астрономи, који су најчешће били и свештеници, и математичари и мудраци, схватили да на небу - у Космосу - има много више објеката него што то они могу да виде својим очима, али је требало да прође много времена да се развију средства која би то потврдила. Проналазак увеличавајућих сочива и њихово коришћење у поморским дурбинима претходили су проналаску телескопа са сочивима на почетку 17. века и од тад су астрономи, усавршавајући их, почели да уочавају све више објеката у Космосу. Телескопима са сочивима придружили су се непун век касније телескопи са огледалима који су још више повећали могућност астрономских опажања. Некако у исто време конструисани су и први прецизни и поуздани часовници, који су омогућили одређивање географске ширине и на Земљи и  на небеској сфери. Захтев за све прецизнијим мерењем времена, не само у астрономији, довео је у дугој половини 20. века до појаве атомских часовника. Фотографија и спектрална анализа, откривене у 19. веку, повећале су ефикасност телескопског осматрања и омогућиле брзо и прецизно снимање и проучавање космичких феномена прво у видљивом, па у оптичком, а пред крај 20. века у свим спектрима електромагнетног зрачења. За то су била потребна посебна средства - нове врсте телескопа и посебни сензори невидљивих зрачења. камере за снимање неба,  фотометри и спектромети, који су нашли широку примену и изван  астрономије. На прелазу 20. у 21. век развијена су средства и поступци за посредно прикупљање података у деловима електромагнетног спектра (о гама зрачењу космичког порекла) и изван њега (о интезитету гравитације на површини Земље). Још од најстаријих времена за место и људе који осматрају небо, за средства са којима се користе и објекте у којима живе и раде употребљавао се израз опсерваторија. За савремне опсерваторије није нужно присуство људи, али су постали потребни космички центри у којима људи-научници доносе коначне судове о прикупљеним подацима, проверавају постојеће и формулишу нове космичке теорије.

Најстарија средства астрономије

   Први астрономи су врло брзо почели да користе једноставна средства за посматрање звезда голим оком. Сунце је било први осматрани објекат, а први податак који се могао забележити у песку (на равном тлу) била је сенка вертикално забоденог штапа гномон-а, претече сунчаног сата. За ноћна осматрања звезданог неба прво се користио обичан нишан или визир, од којег се развила диоптра, претеча савремених оптичких астрономских инструмената.

         

Најстарији астрономски инструмент гномон - штап тачно и данас као у прастара времена омогућава одређивање праваца север-југ и исток-запад и мерење времена у току сунчаног дела дана тако што се на тлу бележи траг врха сенке. Врх сенке образује криву која се може пресећи кругом описаним око штапа. Тачке у којима круг сече криву (I, Z) показују правац исток-запад. Половљењем лука који спаја те две тачке на северној полулопти добија се смер севера. То је једноставан поступак који су могли познавати градитељи египатских пирамида чија је основа правоугаона и протеже са правцем исток-запад и север-југ. За другу групу података потребно је осматрање од годину дана, које не мора и не може да буде свакодневно због метеоролошких појава. Ако се не зна колико траје година, потребно је забележити најдужу и најкраћу сенку штапа у подне (у смеру севера). Дан када је сенка најкраћа означава дугодневицу, а када је најдужа краткодневицу. Између две најдуже (најкраће) снеке прође тачно годину дана. Врх сенке на половини временског интервала између најкраће и најдуже сенке обележава равнодневице, које се дешавају два пута у години. Ова четири податка показују смену годишњих доба и промену климатских услова што је и данас значајно, нарочито за пољопривредну делатност. Разлика између углова што га у подне склапају врх штапа и врх најдуже и најкраће сенке представља угловну величину привидног Сунчевог кретања у току године, али то ће бити схваћено много касније од појаве гномона. Помоћу гномона најтачније су одређивани правци исток-запад и север-југ. Тачност гномона је била већа што је он био вишљи и сенке дуже. Најстарији забележени податак о коришћењу гномона потиче из Кине из 11. века пне. Најпознатији сачувани гномон, висок преко 30 метара, налази се у Риму на Тргу светог Петра.

               

Гномон је касније еволуирао прво у сунчани сат, па затим и у календар. Сунчани сат је показиво поделу видног времна између јутра и вечери према правцима повученим из подножја штапа. Сунчани календар је прављен тако што су у тврду подлогу (обично велики камени точак) урезиване криве коју образује сенка врха штапа током значајних дана у години, вероватно дани када почиње нови циклуси Месечевих мена. Поклапање дневне сенке у некој наредној години са неком од забележених дневних сенки значило је да је наступио забележени значајни дан. При томе је требало водити рачуна у ком смеру је расла сенка. Јер врх сенке у подне кроз сваку тачку, сем крајних, током године пролази два пута: при кретању Сунца од југа према северу и при повратку на југ. Требало је да прође много векова да Ерастотен помоћу сенке штапа у подне на дан равнодневице процени обим Земље и да Хипарх и Птоломеј направе одговарајуће таблице и опишу поступак за одређивање географске ширине помоћу штапа и његове сенке у подне сваког дана у години. Домишљати астрономи античког периода знали су и за друге примене сенке и штапа.

          Ноћно небо је одувек будило већу знатижељу од дневног, а штап и сенка нису били погодни за осматрање, али су били погодни прости визири или нишани који су се могли усмерити у правцу одређене звезде и омогућити да се уочи привидно кретање звезда на небеској сфери, које је требало забележити у песку, на глиненој плочици, пергаменту, папирусу или уклесати у камен. Визирањем на најсветлије звезде древни астрономи су рано уочили да звезде изводе једну врсту привидног кретања у току ноћи (крећу се по луковима попут Сунца и Месеца), а другу током године (сваког дана у години оне мењају свој почетни положај на небу), али је било потребно много времена и знања пре него што су се те појаве могле објаснити: дневне ротацијом Земље, а годишње кружењем Земље око Сунца. Посматрајући годишње кретање најсјајније звезде (Венере) на северном небу, астрономи су релативно брзо уочили да се кретање те звезде разликује од кретања других звезда; док друге звезде током године обилазе Земљу по правилним луковима ова звезда има путању у облику петеље, као да "лута" небом. До 2.000. годинe пне било је уочено да још три звезде (Марс, Јупитер и Сатурн) лутају ноћним небом, па су их грчки астрономи назвали луталицама - планетама, а један од њих (Птоломеј) је успео да објасни како настају њихове привидне путање, без обзира што су му почетне премисе биле погрешне. Визирањем су древни астрономи уочили и да се током године на ноћном небу правилно смењују исте групе звезда, које су они назвали сазвежђима, доделили им имена животиња и митолошких бића и доста тачно утврдили да их укупно има 12. Има их 13 у појасу око еклиптике, а данас је читава небеска сфера издељена на 88 рејона, која су обухватила и ових 12 сазвеђа која су задржала своје првобитно име: Зодијачки - Животињски круг. Извесно је да су древни астрономи коришћењем визира извели и друге закључке, али о томе нема поузданих сазнања.

         

Диоптра је био следећи значајан астрономски инструменат који је еволуирао тако што су нишану додаване справе за мерење вертикалних, а затим вертикалних и хоризонталних углова. Диоптра А омогућавала је визирање на небеско тело и непрецизно, а диоптра B прецизније мерење елевационог (вертикланог) угла α. Усавршена дипотра В представља секстант, који се и сада у геодезији, поморству и ваздухопловству може користити за одређивање географске ширине, али су савремени навигациони системи, док раде, учинили његово коришћење непотребним. Диоптра C представља значајан напредак јер истовремено мери хоризонитлни угао β и елевациони угао α, што је омогућило релативно прецизно картографисање звезданог неба. Не зна се када се и где појавила диоптра типа С, али сигурно је постојала у доба Птоломеја и он ју је користио за земљишни премер и за астрономска осматрања. Чињеница да су пре више од 3.000 година прављене карте звезданог неба са прецизношћу која и данас задивљује упућује на закључак да се диоптра типа С појавила много пре Птоломејеве велике синтезе.

                Диоптра С је претеча геодезијских теодолита и савремених оптичких телескопа, а њене основне елементе - визир и два угломерна круга у међусобно управним равнима имају и сви савремени сензори и то им је једина, али битна сличност са најстаријим и стварно значајним астрономским инструментом. Заменом визира на диоптри С оптичким инструментима настали су први типови телескопа, а затим је уследило њихово усавршавање. Када је телескопу додата камера омогућено је прецизно снимање осматраног дела неба, које је сасвим укинуло дотадашње ручно цртање сликe неба.

Средства за мерење времена

   У дугом времeнском периоду осматрачкој астрономији нису били потребни прецизни инструменти за мерење времена и добро јој је служила Земља својим дневним (дневно-ноћним), месечним и годишњим циклусима. Према њима су се одређивали и данас се одређују одговарајући циклуси за све објекте у Сунчевом систему, а циклус од годину дана простирања светлости у 20. веку постао је најчешће коришћена јединица за изражавање даљина до Космичких објеката изван Сунчевог система. Међутим, људима је у практичној делатности свакодневног живота, поред календарског дана, било потребно да одмеравају једнаке временске одсечке у току видног и ноћног дела дана и они су кроз више хиљада година на различите начине покушавали да реше тај проблем. Са протоком времена у свим областима људске делатности нарастала је потреба за све прецизнијим мерењем времена. Осматрачкој астрономији је потребно стандардно светско време ради извођења истовремених опажања небеских тела са различитих места у простору (у дугом периоду само са Земље), ради одређивања географских координата тачака на Земљи и ради дефинисања координатних система за изражавање положаја небеских тела. Да би се постигла истовременост колико год је то могуће[2], да би се све прецизније мериле даљине до небеских тела и да би се на њима препознавали све мањи детаљи, потребно је да се временски интервали мере са све већом прицизношћу. 

         

Историја мерења времена је веома дуга, а иструменти веома различити, од примитивних сунчаних сатова који су се појавили пре више хиљада година, сатова у облику свеће, пешчаних и водених сатова, преко механичких сатова који улазе у ширу употребу у 14. веку, затим прецизних хронометара из  18. века, зидних и ручних сатова 19. и 20. века, до електричних, електронских и атомских часовника из друге половине 20. века. Ови последњи постали су нужна опрема свих космичких и многих земаљских опсерваторија и референтни часовници светског времена, а нашли су примену и изван астрономије. Националне агенције за стандарде дозвољавају грешку мерења времeна од једног милијардитог дела секунде (10^-9 s) на дан, а у астрономији и многим примењеним наукама потребна је и постиже се још већа прецизност.

                Сасвим је извесно да је сунчани сат развијен од гномона био око 10. века пне прва справа за мерење краћих временских интервала од једног дана. За тај сат је референтно време било подне, које је увек тачно показивао својом најкраћом сенком. Раздељци видног времена нису могли да буду једнаки, јер се дужина видног дела дана непрекидно мења. Без обзира на то видни део дана је дељен на 12 раздељака и таква се пракса задржала све до 14. века и ако је још Хипарх у 2. веку пне био предложио да се дужина дана мери са 24 једнака разедљка тако да само у време равнодневица дневно и ноћно време трају по 12 сати.

                Сунчани сат је могао да показује време само у току сунчаних дана, а за практичне потребе било је потребно да се време мери непрекидно. Сат у облику свеће издељене на једнаке делове је у начелу могао да реши тај проблем. Сматра се да је такав сат коришћен у Кини око 6. века пне. Баждарене свеће коришћене су у Енглеској и у 10. веку, али нису биле поуздани сатови.

                Не зна се тачно када се појавио пешчани сат, сигурно после проналаска стакла око 3.000. године пне. Истицањем песка из горње у доњу посуду сат је одмеравао један временски интервал. Да би се одмерио следећи интервал требло је да се сат окрене за 180⁰, што је захтевало да буде стално опслуживан. Да би се мерили дужи временски интервали коришћено је више пешчаних сатова који би се окретали један за другим. Магелан је, на свом путу око света 1519-1522. кристио по 18 једнаких пешчаних сатова на сваком броду. Положај Сунца у подне био је референтни тренутак за почетак мерења дневног времена тако да су сатови на свих пет бродова показивали исто време. Данас су минијатурни пешчани сатови забавни сувенири.

                Усавршени водени сат - клепсидра - се показао као најбоље решење и од њега није било тачније справе за мерење времена све до појаве сата са клатном у 17. веку. Сматра се да су се први водени сатови појавили у Месопотамији, Кини, Индији и Египту у времену између 3.000-те и 1.500-те догине пне и да су подешавани према сунчевом сату у подне. Заснивали су се на истицању течности из много већег горњег у много мањи доњи суд. Пуњење мањег суда требло је да "одсеца" једнаке временске интервале, али се убрзо показало да то није тако; да се суд брже пуни што је ниво воде у горњем суду виши. Када је пронађено решење да се ниво воде у горњем суду одржава на истој висини, водени сат  (клепсидра) је постао довољно тачан и могао је да ради толико дуго колико дуго се могао одржавати ниво воде у већем суду. На илустрацији вода се из неког резервоара доводи у горњи суд у облику обрнуте купе и одржава на истом ниво тако што се вишак воде прелива кроз хоризонталну цев. Са дна купе вода истиче једнаком брзином и једнаком брзином подиже пловак у доњем суду, који преко зупчасте полуге покреће показивач времена.

                Први механички сатови појавили су се у 13. веку као надоградња механизма који је покретао црквено звоно. Један утег на кaнапу намотаном на ваљак изазивао је кружно окретање ваљка са зупчаником, а једна еластична полуга постављена тако да је сваки збац зубчаника избаци из равнотежног положја при повратку би заустављала следећи збуац  док је и он поново не избаци из равнотежног положаја и тако обезбеђивала да се зупчаник равномерно окреће и са сваким покретом за један зубац одесца једанке временске интервале. Сат је могао да ради онолико дуго колико дуго је тег могао да окреће ваљак са зупчаником, дуже што је звоно са механизмом било на већој висини. Такви сатови на почетку нису имали казаљке већу су се оглашавали звуком звона, а касније су добили једну казаљку која је показивала целе часове и њихове четвртине. Услови да се направи први стварно прецизан сат створени су кад је Галилеј 1582. уочио да клатно изведено из равнотежног положаја осцилује пригушеним ослцилацијама, али да свака од њих једнако траје. Тај принцип је Кристијан Хајгенс искористио да 1656. конструише први сат са клатном. Клатну је  био придодат механизам са утегом, који је, слично као код првих црквених сатова, преко једног зупчаника и система полуга обезбеђивао да клатно непрекидно ослицује са истом амплитудом.

                Следеће усавршавање сата имало је за циљ да се направи поуздан сат за рад у покрету и довољно мали да га може носити сваки човек. То је постало могуће када је клатно као осцилатор замењено осцилатором у облику врло мале спиралне опруге. Непрекидно извођење такве опруге из равнотежног положаја да би осциловала са истом амплитудом обезбеђивао је опет систем зупчаника са полугом, који је покретала снажнија друга опруга на навијање. Први такви сатови појавили су се крајем 19. века као женски модни детаљ у облику наруквице, али су врло брзо направљени џепни па ручни сатови за свакога, који су још у употреби.

               

Усавршавање ручног сата са опругом ишло је преко електричног сата. Уместо опруге на навијање спиралну опругу као осцилатор изводио је из равнотежног положаја минијатурни електормагнет са котвом покретан минијатурним извором електричне струје - батеријом. И такви сатови су још у употреби. Затим се појавио електронски сат без покретних делова са кварцним осцилатором. Кварцини осцилатор је врло прецизно осциловао, а одређена електрична кола (чипови) су те осцилације збрајали и приказивали као часовно време на показивачу са течним кристалом. Такви ручни сатови су сада најмасовнији.

       Развој експерименталне физике и многих примењених наука и технолошких процеса захтевали су још прецизније часовнике од електронских[3]. Нарочито су у том погледу биле захтевне оне примењене науке које су електромагнетно зрачење почеле да користе за различита мерења, и посебно за истовремена мерења. Најзахтевнија међу њима је била астрономија, мада је од ње била захтевнија војна потреба за обезбеђењем непрекдине навигације и комуникације на читавој Земљи. То је довело до развоја још прецизнијих - атомских часовника у којима је као осцилатор почео да се користи атом цезијума 133, који  одмерава временске интервале 9.192.631.770 пута краће од секунде! Први атомски сат направљен је још 1949. године у америчком Националном бироу за стандарде апликациојм ласерске технике и није био довољно прецизан. Први поуздан атомски часовник конструисан је у Великој Британији 1955. и према њему је 1967. године уведена нова међународна дефиниција секунде. У току даљег развоја дошло се до конструкција све мањих атомских часовника са све већом прецизношћу и све мањим утрошком енергије за дуготрајно напајање. Атомски часовник са ознаком FOCS-1 произведен у Швајцарској 2004. године има грешку од једне секунде на 30 милиона година и то је само за кратко време био најпрецизнији мерни уређај произведен на Земљи. Енглески Национални институт за стандарде и технологију NIST (National Institute of Standards and Technology) приказао је 2008. године квантни сат заснован на јонима берилијума и алуминијума са грешком од једне секунде на милијарду година, а две године касније и двоструко тачнији сат заснован на јонима магнезијума и алуминијума. Сада су у употреби и атомски сатови засновани на осцилацијама атома водоника.

       Осматрачкој астрономији је већ у античкој Грчкој, када се она почела конституисати као наука која се служи већ развијеном геометријом, било потребно да зна која се два догађаја дешавају истовремено. Геометрија је била развила поступaк триангулације - решавање троугла са позантом базом и угловима на њој - који је, уз услов да се углови мере истовремено, до данашњих дана остао значајан за осматрачку астрономију. Теоријски тај поступак обезбеђује да се са познате базе на Земљи истовремено измере углови под којима се опажа небеско тело као трећа тачка троугла и да се решавањем троугла одреди даљина до небеског тела, на страну то што инструменти за мерење углова нису били довољно тачни да би се одредио трећи угао у троуглу, касније назван паралакса. Истовременост је потребна због ротације Земље и због њеног кретања по орбити око Сунца.

               

Вероватно је Ерастотен био први астроном који је  спекулативно закључио да је истовремено осматрање Сунца са познате базе могуће само у подне[4] и само на правцу север-југ, па је то искористио да процени обим Земље. Непостојање сатова који на различитим тачкама Земље показују исто време је још много векова онемогућавало примену триангулације у астрономији. Истовременост је била кључна да Ђовано Касини 1672. истовременим опажањима Марса из Париза и са Француске Гвајане одреди даљину до Марса и пречник његове орбите, што му је омогућило, да на основу трећег Кеплеровог закона прецизније одреди даљину до Сунца и до познатих планета у Сунчевом систему. У другој половини 20. века истовременост, која је као појам оспорена, постала је још значајнија за усмеравање система сензора или телескопа у исти објекат у Космосу ради одређивања његове даљине. Истовременост се јавља и као проблем када у Космосу треба да се споје две летилице лансиране са различитих места и у различито време. За постизање практичне истовремености потребни су сатови који мере толико кратке временске интервале да је одступање од истовремености занемарљиво.

       Постизање истовремености подразумева следећи поступак: сви сатови треба да се синхронизују са једним референтним сатом тако да после тога било где у простору показују исто време као и референтни сат. То захтева дефиницију светског времена, које се не слаже са ритмом локалних стова који у подне показују 12:00:00. Потреба за светским временом, без обзира како формулисана, била је уочена још у доба Хипарха и Птоломеја, али до његове дефиниције није дошло све до 1884. године, а и тад постављена дефиниција је касније коригована.

   
Хипарх је први показао како се географска ширина може одређивати на основу вертикалног угла под којим се опажа Сунце у подне и за те потребе разрадио прве таблице налик тригонометријским. Птоломеј је узео у обзир годишње привидно кретање Сунца по еклиптици и за различите гоеграфске ширине разрадио потпуније таблице које су се  могле користити (и данас се могу користити) свуда, сем у поларним областима. Хипар је помоћу својих таблица показао и поступак за одређивање географске дужине на основу пређеног пута правцем исток-запад, који је био неприменљив на мору. Птоломеј је први уочио да би се географска дужина могла одређивати на основу сата који би на броду показивао исто време као и сат полазне луке. Ротација Земље је кружни циклус који траје 24 сата, па се број 24 може узети за поделу круга на 24 делеова по 15⁰ (24*15=360). Ако би на броду који је ван матичне луке подне наступило у 11:00:00, односно у 13:00:00 то би значило да је брод по географској дужини удаљен од матичне луке за 15⁰ -  у првом случају западно, у другом источно. Георафска дужина се одређује много прецизније, јер сваком временском минуту одговара четвртина степена или 15 лучних минута, свакој временској секудни 15 лучних секунди. Да би се ова идеја реализовала морало је да прође 16 векова. Средином 18. века појавио се први довољно прецизан сат - хронометар који је на мору омогућавао одређивање географске дужине у односу на време матичне луке, јер светско време још није било дефинисано. Како у поморству постоји потреба да се географска ширина и дужина брода одеђује у било ком делу дана или ноћи било ког дана у години, а не само када је Сунце у подне, научници су израдили  специјалне навигационе  таблице (поморски аламнах) у којима су дати положаји Сунца, Месеца, видљивих планета и још  57 навигационих звезда за сваки сат сваког дана у години и усавршили специјални угломерни инструмент - секстант - за мерење вертикалних углова под којима се опажа избрано небеско тело за навигацију.

       Америчке железнице, преваљујући огромне раздаљине правцем исток - запад, су 1883. године прве почеле да користе временске зоне. Године 1884. постиже се Међународни договор о временским зонама и светском времену. Дефинисане су 24 временске зоне, свака ширине 15 меридијанских степени. Сатови би у свакој зони требало да раде тако да показују 12:00:00 када се Сунце налази тачно изнад средњег меридијана зоне. Државе чије се територије простиру у више зона саме одређују какво ће им бити државно време (једно према средњој зони или ће имати више локалних временских зона) и тај податак мора да буде познат свим државама света. Као почетна зона узета је зона са Гриничким меридијаном као средишним, јер је он и почетни меридијан у географском координатном систему Земље. За светско време (Universal Time: UT0, UT=UT1, UT2), чији је садашњи назив координисано светско време (Coordinated Universal Time или UTC)[5]  узето је време почетне зоне.  Источне зоне се означавају са UTC+1 до UTC+12 а западне са UTC-1 до UTC-11, што са почетном даје укупно 24 временских зона. Све државе света, бар у својим уредима за стандарде и мере, прате светско време.

                Координисано светско време је непотребан, али ипак усвојен уступак дефинисању времена помоћу једног астрономског појма - трајања ротације Земље. Брзина ротације Земље може бити поремећена кретањем њених магнетних полова, великим тектонским променама унутар Земље или сударима са објектима космичког порекла.  И без тих поремећаја ротација Земље полако успорава за око 60 ms на нивоу године. Трајање средњег сунчаног дана не слаже се идеално са трајањем једне ротације Земље и та разлика у току године може да достигне до 0,9 секунди. Међународна служба за ротацију Земље, основана 1972. године са седиштем у Паризу, прати ту разлику и одлучује да ли у јуну или децембру треба светско време кориговати за једну секунду (унапред или уназад). За 41. годину праћења те разлике извршено је 25 корекција, последњи пут 30. јуна 2012. када је трајање дана у систему кординисаног светског времена[6] продужено за једну секунду.

   Помоћу сатова подешених да показују координисано (исто) светско време са две или више тачака било где у простору могу се довољно тачно реализовати истовремени догађаји. Такви сатови, поморски и ваздухопловни алманаси и секстанти за мерење вертикалних углова за навигациона небеска тела омогућавају прецизно одређивање гоеографске ширине и дужине и управљање кретањем бродва и ваздухоплова. Координисано време у астрономији омогућава истовремена опажања истог небеског тела са два или више сензора ма где у простору. На основу таквих опажања могу се у изабраном кординатном систему одређивати сферне координате и процењивати даљине космичких објеката и појава.

          Астрономија је светско време искористила за дефиницију небеског (екваторског) координатног система за јединствено изражавање дневног положаја небеских тела. Сва небеска (космичка) тела централно се пројектују на замишљену небеску сферу (небески свод) са јединичним полупречником, центром у центру Земље и осом ротације Земље (Nort/South Pole) као небеском осом (Nort/South Celestial Pole). Небески екватор (Celestial Equator) и паралеле су централне пројекције Земљиног екватора (Equator) и паралела на небеску сферу. Положај Космичког објекта на небеској сфери одређен је ректасцензијом - светским временом (0^h-24^h) у односу на Гринички меридијан (0^h) - и деклинацијом - паралелом небеске сфере (+/- 90⁰).

         

За изражавање положаја небеских тела на годишњем нивоу погоднији је еклиптички координатни систем са центром у центру Земље, еклиптичком равни (Еcliptic) уместо екваторске и небеским полом управним на еклиптичку раван. Систем је у односу на екватроски заротиран за 23,5⁰ колико износи нагиб осе ротације Земље у односу на раван орбите. Координате објеката изражавају се у угловним јединицима: лонгитудом  λ  (0⁰-360⁰)  од тачке γ - пролећне равнодневице (Vernal Equinox) и вертикалним углом β  (+/- 90⁰) у односу на раван еклиптике.  Веза између еклиптичког и екваторског система остварује се помоћу угла нагиба између еклиптичке и екваторске равни и трансформације лонгитуде у датумско и дневно светско време.

               

Еклиптичка раван је не само раван привидног годишњег кретања Сунца и раван орбите Земље, већ и еклиптичка раван Сунчевог система[7]. Ова раван са центром у центру Сунца и почетном оријентациојом од правца центар Сунца - тачка земаљске пролећне равнодневице представља основу хелиоцентричног координатног система, који је погодан за изражавање положаја свих космичких објеката у односу на Сунце.

                Аналогно екватроском координатном систему дефинисан је галактички координатни систем за галаксију Млечни пут. Центар галактичког координатног система је у центру галаксије, а галактички екватор је раван галактичког диска којем припада почетни галактички правац: центар Сунца - центар галаксије. Галактички  пол је управан на раван галактичког екватора. Почетна тачка на галатичком екватору је тачка у којој почетни галактички правац пресеца галактички екватор супротно од Сунца. Положај небеских тела у овом сферном систему изражава се у лучним мерама помоћу галактичке дужине (0⁰-360⁰) и галактичке ширине (+/- 90⁰). У пракси се чешће користи галактички систем чији је центар измештен у центар Сунца. И у том систему положај космичких објеката се изражавају помоћу галактичке дужине (e) и галактиче ширине (b) у односу на центар Сунца, галактичку раван и њен почетни правац.

       Сва астрономска опажања изводе се у локланим координатним системима, односно системима посматрача. Они су са референтним координатним системом повезани помоћу координата стајне тачке С, референтних међусобно управних равни и почетних праваца у тим равнима. Астрономска осматрачка места са Земље користе локални систем који се равноправно назива хоризонтални или зенитни сферни систем. Основна референтана раван је хоризонт осматрачког места С, а почетни правац југ-север. Друга референтна раван је зенитна раван, а почетна тачка у њој може бити било која тачка на хоризонталној равни или баш тачка зенита (тачка на сфери изнад посматрача). Координате опаженог објекта су лучне координате азимут (0⁰-360⁰) мерен од севера удесно и елевација (+/- 90⁰) или вертиклани угао мерен у односу на хоризонталну раван или израчунат на основу мерења вертикалног угла од зенитне тачке. За сваку космичку летилицу, а понекад и за сваки сензор на њој, дефинишу се посебни локални координатни системи тако да се локалне координате могу прерачунати у референтни систем.

          Несазнатљив али мерљив феномен времена захтевао је одређивање временске јединице са којом би се поуздано, прецизно и у врло дугом преиоду мерили временски интервали између било која два догађаја било где у простору. Дан је био погодна мера за изражавање временских интервала на Земљи дужих од једног дана (седмица, месец, година, деценија, век...), али не и за краће временске интервале у свакодневном животу (сат, минут, секунда). Врло брзо се показало да је примењеним наукама и секунда дуга временска јединица па је почела да се дели на све мање деолове: десете, стоте, хиљадите (мили секунде, ms) и милионите (микро секунде, μs = 10^-6 s), па нано-  и пико-секунде (ns=10^-9 s, ps=10^-12 s) и по потреби још мање делове. Наука је имала пресудан утицај да секунда 1874. године буде одређена за основну јединицу за мерење времена као 86.400 део дана. Одлука је базирана на уверењу старом више хиљада година да дан траје баш 24 сата и да тачну дужину дана одређују два суседна поднева утврђена помоћу сунчаног сата. Када је пронађен сат са клатном и кад је дужина клатна подешена тако да у току једног дана одмерава баш 86.400 секунди показало се да остали дани током године мењају своју дужину у распону од 30 минута између најкраћег и најдужег дана у години. Покушаји да се секунд дефинише помоћу средњег сунчаног дана, трајања једне ротације Земље, трајања сидеричке и тропске године показали су да и ти временски интервали не трају подједнако те да се из астрономских опажања не може извести дефиниција секунде[8]. Идеја да се секунда дефинише помоћу неког осцилатора који је независан од астрономских опажања појавила се у првој половини 20. века када је већ значајно било изучено електромагнетно зрачење. Један стварно добар осцилатор - атомски сат - био је направљен 1955. године и на основу искуства са њим утврђена је сада важећа дефиниција секунде.

       Оно што су древни астрономи на географским ширинама далеко од поларних области могли поуздано да закључе било је да између два поднева пролазе једнаки временски интервали, односно да видни и ноћни део дана у збиру једнако трају. Подне, када је сенка Сунца најкраћа био је једини референтни догађај који се могао узети за крај једног и почетак другог дана. Не зна се по ком основу су још у древној Месопотамији и стaром Египту дневни и ноћни део дана дељен на по 12 делова[9], који због променљиве дужине видног и ноћног дела дана нису могли бити међусобно једнаки. На неједнакост ноћних и дневних сати указали су већ први пешчани и водени сатови, који су се могли подесити да дан у збиру видног и ноћног времена деле на 24 дела, и тада се показало да дневни и видни део дана изузетно ретко трају по 12 сати. Не зна са када је то уочено,  али се зна да је Хипарх у 2. веку пне утврдио да видни и ноћни део дана на подручјима где је он живео трају једнако само у доба равнодневица два пута годишње и предложио поделу дана на 24 једнаких временских интервала - сата[10]. Тако је сат експлиците био дефинисан као 24. део дана, вероватно у време усавршених водених сатова - клепсидри, код којих је казаљка која показује време за један сат правила један пун круг. По некој аналогији са геометријом (степен је део пуног круга, а његове мање мере су лучне минуте и секунде) и сат је као део пуног кружног дневно-ноћног циклуса подељен као степен на минуте и секунде. Иза такве поделе произилази дефиниција: секунда је 86.400 део дана (24*60*60=86.400) уз уверење да сви дани једнако трају.

       Оваква дефиниција секунде настала је много пре него што је пронађен механички осцилатор да је тачно одмерава. А кад су такви осцилатори пронађени (клатно и спирална опруга) и подешени да одбројавају 86.400 делове дана на дан када су подешени, показало се да  само четири дана у години (15. април, 14. јун, 1. септембр и 24. децембр) трају једнако и да током године у односу на ту вредност журе до 16 и касне до 14 минута, при чему разлика у екстремним одступањима од 2 минута не утиче на средњу вредност и објашњава се ексцентрицитетом орбите Земље око Сунца. Због тога је уследила нова дефиниција: секунда је 86.400 део средњег сучнаног дана, при чему остаје нејасно како да се одреди трајање средњег сунчаног дана, сем одбројавањем непрецизно дефинисаних секунди. Дефиниција је била на снази до1960. године, мада је тридесетак година раније већ било познато да Земља не ротира у једнаким временским интервалима. Године 1952. било је предложено да се секунда дефинише као део сидеричке године, а 1955. на 9. Општем заседању Међународне астрономске уније дефинисана је као део тропске године на следећи начин: "Cекунда је 1/31556925,9747 део тропске године 1900. за 0. јануар у 12^h ET", што је прихваћено од 11. Опште конференције за утеге и мере 1960. године. Ова дефиниција је још мање смислена од претходних (чиме је измерено трајање тропске 1900-те године?) и представља последњи покушај да се јединица за мерење времена дефинише у појмовима астрономије.

                Сидеричка година је време потребно да Земља направи један орбитални период (револуцију) око Сунца и износи 365,2564 дана; гледано са Сунца то је време потребно да се Земља поново нађе у истој тачки орбите.

                 Тропска година је време потребно да се Сунце гледано са Земље нађе у истој тачки у циклусу годишњих доба (од пролећне до следеће пролећне или јесење до следеће јесење равнодневице, од летње до следеће летње дугодневице или од зимске до следеће зимске краткодневице) и износи приближно 365,24219 дана. Дужина тропске године скраћује се за 0,53 секунде по веку. Карактеристика тропске године је да пролећна тачка касни приближно 0,2422 дана (5:48:45,2 сата) због чега се мењају датуми годишњих доба, а година пролећне равнодневице траје приближно 365,2425 дана.

          Како се ниједна астрономска појава не понавља у потпуно једнаким временским интервалима, а постоји практична потреба за дефинисањем временске јединице, која би свуда у простору одмеравала једнаке временске интервале, после скоро десетогодишњег искуства са првим атомским сатом, на 12. Светској конференцији за тегове и мере 1964. године предложено је да се уведе нова дефиниција секунде у Систему интернационалних јединиса (SI) као трајање 9.192.631.770 осцилација зрачења које одговра прелазу између два хиперфина нивоа (F4, M=0 и F3, M=0) основног стања атома цезијума 133[11] непоремећена спољним пољем. Коначна дефиниција 13. конференције 1967-1968. гласи: секунда је трајање од 9.192.631.772 периода зрачења које одговара прелазу између два хиперфина нивоа основног стања атома цезијума 133 на термодинамичкој температури од 0⁰ К. Сатови са оваквим осцилатором греше једну секунду на 30 милиона година. До 2010. године већ су били конструисани атомски (квантни) сатови чија се грешка процењује на једну секунду у две милијарде година!

            Атомски сатови припадају врхунској и скупој технологији, па и ако су постигнуте конструкције минијатурних атомских часовника, није нужно да сви часвоници буду атомски. Потребно је да постоји један атомски сат еталон, који ће по већ усвојеној конвенцији показивати светско време. Остали сатови на Земљи и у ближем космичком окружењу могу бити нижег технолошког нивоа, али такви да се поступком синхорнизације са еталон сатом доведу у стање да за одређени временски период показују тачно и прецизно светско време. Синхронизација таквих часовника би се аутоматски понављала сваки пут кад грешка у мерењу времена пређе неку одређену границу. Сатови на космичким летилицама посебне намене и у космичким опсерваторијама на великим удаљењима од Земље морају бити атомски сатови синхронизовани са еталон сатом на Земљи. Разлог за то је што синхронизовани електронски сатови не могу да мере тако мале временске интервале као што то могу атомски и најновији квантни сатови. Следећа три примера најбоље показују колико су мали временски интервали потребни за одређене врсте мерења.

                1) Да би се из ближег Космичког простора измерила промена висине морског таласа за само један метар помоћу радарског или ласерског зрачења потребно је да сензор препозна два рефлектована сигнала који су се вратили са временском разликом од само 5 милијардитих делова секунде (1 m : 200.000.000 m/s = 0,5*10^-9  s). Још прецизније мерење времена потребно је за одређивање координата тачака на Земљи помоћу сателитске навигације, где се за геодетске потребе захтева тачност на милиметарском нивоу што захтева мерење временских интервала краћих од 10^-12 секунде.

                2) За посредно мерење интезитета гравитацје на површини Земље потребна је тачност мерења даљина од 10 микрона, што је десет пута мања величина од дебљине људске длаке на глави. За такву тачност потребни су сатови који могу да одмеравају временске интервале реда величине 10^-15 секунде. Таква тачност је постигнута у првој деценији 21. века и користи се за мерење даљине између два немачка тандем сателита који мапирају интезитет гравитационог поља Земље.

                3) Извезно је да свемирска триангулација заснована на мерењу паралаксе не може да се користи за процену даљина до најудаљенијих космичких објеката, јер грешке мерења углова прелазе величину паралксе. У таквим случајевима даљина се процењује на носнову кашњења препознатљивих рендгенских и гама сигнала који потичу из истог извора зрачења у бар три значајно удаљена сензора. Гама-зраци карактеришу се фреквенцијама већим од 3*10¹⁹ секунде. Да би се анализиом примљеног гама зрачења уочио карактеристичан модулисани сигнал који потиче из истог извора зрачења потребни су сатови који ће мерити временске интервале мање од 3*10^-20 секунде! Процена кашњења није могућа док се не препозна карактеристични модулисани сигнал, а само кашњење треба измерити са највећом могућом тачношћу  да би се методом бинарног претраживања могла проценити даљина до извора зрачења.

Oптички телескопи

  

Нагли развој астрономије почиње са проналаском телескопа - оптичког иструмента са системом сочива[12], који омогућава боље гледање на даљину (грчки: tele skopien = далеко гледати), што значи видети увећане и раздвојеније удаљене објекте боље него што се виде оком. 
Први телескоп био је оптичка замена за прастари визир. Када је добио вертикални угломерни круг - постао је усавршена варијанта диоптре типа В, а кад је добио и хоризонтални круг - усавршена варијанта диоптре типа С. Касније је оптички систем телескопа добио кончаницу, а затим и угломерне скале на кончаници. Кончаница је омогућила прецизно визирање, а угломерне скале мерење паралаксе у стајној тачки за блиска небеска тела: планете и њихове сателите, двојне и вишеструке системе звезда и слично. Телескопи су на почетку служили са осматрање у видљивом делу спектра електромагнетног зрачења, али се касније показало да се иста угломерна конструкција, уз додатну опрему, може користити и за осматрање у читавом оптичком спектру. У 20. веку име телескоп придодато је и системима за осматрање Космоса у другим деловима електромагнетног спектра, па је за разликовање од тих система уведена синтагма оптички телескопи за телескопе засноване: на систему сочива - рефрактори, на систему огледала - рефлектори и на комбинацији сочива и огледала - катадиоптери. Најмасовнији уређаји за осматрање Космоса и у 21. веку, мада не и најмоћнији, су оптички телескопи. Они су једини уређаји који осматрачу директно или преко камере (све више камере) омогућавају да у Космосу много боље опажа оно што је видљиво обичним оком, а додатна опрема да измери параметре потребне за прорачуне и интерпретацију опаженог. Оптички телескопи су основно средство астронома аматера.

         

Први астрономски телескоп био је рефрактор и конструисао га је Галилео Галилеј 1609. године[13]. До извођења пред суд Инквизиције конструисао је још неколико телескопа са увећањем 3 до 30 пута. Сви су били замена за прастари визир и послужили су му за астрономска посматрања на основу којих је он дошао до значајних открића и уверења да је Коперниково учење било исправније од оног које је заступала Хришћанска црква. Два његова телескопа чувају се у Музеју историје наука у Флоренцији. Принцип функционисања рефрактора је једноставан: сочива објектива примају долазећу светлост и у жижиној даљини формирају обрнуту слику удаљеног предмета, а сочива окулара је претварају у стварну и увећану слику коју посматрач види оком. Уследило је усавршавање телескопа типа рефрактора: 1) конструисањем уређаја са већим сочивима и већом светлосном јачином, 2) комбиновањем система сочива како би се умањиле мане сочива, 3) стварањем конструкција за посебне астрономске намене и 4) додавањем камере за фотографисање осматраног дела неба. Без обзира на мане сочива телескопи типа рефрактора дају најкавалитетнију слику. Израда сочива је изузетно захтевна. Брзо се показало да са повећавањем димензија сочива објектива расту његове мане које је све теже отклањати, а због велике жижине даљине повећава се дужина тубуса па телескоп постаје све гломазнији и неподесан за монтажу и употребу - захтева сложену конструкцију носача са угломерним круговима и снажне моторе за фино покретање у вертикалној и хоризонталној равни. Први Галилејев телескоп имао је објектив са сочивом од 5 cm. До краја 19. века били су конструисани телескопи са објективом 102 и 125 cm. Чикашки телескоп из 1893. пречника 102 cm користи се и сада за астрономска опажања, а париски телескоп са објективом пречника 125 cm из 1900. био је само изложен, па размонтиран. Пожељно је да ова врста телескопа буде удаљена од урбаних средина због штетног утицаја аерозагађења и градског осветљења и постављена на местима са великим бројем ведрих дана погодних за осматрање.

Телескопи рефлектори имају систем од два огледала, велико параболично огледало скупља велику количну светлости и рефлектује је на мање огледало, са којег се помоћу система сочива у окулару формира обрнута и увећана слика предмета. Конструкција и полирање огледала је технолошки једноставнији процес и могу се конструисати огледала великог пречника што омогућава прикупљање веће количине светлости, већа увећања и боље раздвајање осматраних предмета. Први телескоп рефлектор конструисао је Исак Њутн 1668. године, али су његове оптичке карактеристике биле слабије од каснијих конструкција. Конструкција телескопа са системом огледала је једноставнија и јевтинија, димензије тубуса много мање и светлосна јачина већа од телескопа са системом сочива. Код неких телескопа не постоји класични тубус, већ мало огледало носи систем полуга. Могуће је конструисати тлескопе са огледалима пречника и преко 10 метара. Квалитет слике је слабији него код телескопа са системом сочива, али је усавршавањем значајно поправљен. Телескоп (нарочито систем огледала) је осетљив на климатске и атмосферске услове, па се мора водити рачуна код избора места за њихово постављање (велике надморске висине, пустињски услови, области око земаљских полова или космички простор) и микроусловима за њихов поуздан рад. У астрономској опсерваторији на Хавајима, на надморској висини од 4.000 m инсталирана су два телескопа рефлектора (Кек телескопи) са огледалима пречника по 10 m, свако састављено од по 36 шестоугаоних огледала. Највећи појединачни телескоп рефлекотр је Велики канарски телескоп у раду од 2009. године са огледалом пречника 10,4 m. У пустињи Атакама у Чилеу на надморској висини од 2.635 m налази се систем од осам телескопа рефлектора: четири са огледалима од по 8,2 m и четири помоћна са огледалима од по 1,8 m, који раде као јединствен систем чија је раздвојна моћ хиљадити део лучне секунде! Европска јужна опсерваторија на планини Церо Армазонес у Чилеу планира изградњу Европског екстремно великог телескопа (E-ELT) са огледалом пречника 39,3 m, који ће бити у употреби од 2022. године, од којег се очекује да ће моћи да

снима терестричке планете изван Сунчевог система!

Телескопи катадиоптери представљају комбинацију рефракотра и рефлекотра и основна предност им је што за исту светлосну моћ захтевају најмању конструкцију. Принцип рада је једноставан: велико сочиво пропуста светлост до великог параболичног огледала које је враћа на мање огледало у центру сочива, а ово је кроз отвор у већем огледалу шаље на окулар. Квалитет слике је бољи од слике код рефлектора, али слабији од слике рефрактора. Центар слике је нешто тамнији, што се настоји поправити различитим поступцима. Тубус телескопа је затворен да не би дошло до орошавања малог огледала. Велики телескопи су најчешће катадиоптери. По својој конструкцији ово су најкомпликованији, а по димензијама, за исти пречник објектива, најмањи телескопи, што има велики значај за њихову примену у сложеним системима осматрања. Први катадиоптер је конструисао  Фреснел, француски инжињер и физичар, још 1820. године, али су тек касније конструкције постале погодне за астрономска осматрања. Савремени велики телескопи се најчешће конструишу као катадиоптери. У многим астрономским публикацијама катадиоптери се не класификују као посебна врста телескопа, већ се сматрају усавршеним рефлекторима. С обзиром на затворени тубус погодни су за коришћење у космичким опсерваторијама. Космички телескоп Хабл je катадиоптер са огледалом пречника 2,4 m.

          Без обзира на врсту оптички (и земаљски) телескопи према намени (понегде се каже према начину монтаже) могу бити меридијански, универзални и екваторијални. Оно што опредељује овакву поделу јесу број и врсте угломерних кругова и основне врсте података који се помоћу њих мере. Последње достигнуће у овој облости је такозвана аутоматска монтажа што се обезбеђује помоћу рачунара; телескоп са два угломерна круга може бити припремљен за било коју врсту мерења и, по потреби, аутоматски усмерен према небеском телу за које постоје подаци у рачунару или у тачку на небској сфери са задатим координатама. Оваква врста великих телескопа већ функционише без људске посаде. Аутоматска монтажа је у другој половини 20. века постала основни начин постављања професионалних телескопа свих врста, која укључује и аутоматско усмеравање више телескопа и телескопских мрежа у жељени део небеске сфере, односно у жељену област космичког простора.

       Меридијански круг је неадекватан назив за телескоп наследник диоптре типа В; инструмент има дурбин, угломерни круг и сат. Дурбин и угломерни круг ротирају у вертикалној меридијанској равни око хоризонталне осовине постављене у правцу исток запад. Инструмент мери елевациони угао и светско време када небеско тело пролази кроз меридијанску раван (достиже највећу висину изнад хоризонта). Светско дневно време које показује сат представља ректасцензију, а разлика елевационог угла и географске ширине стајне тачке деклинацију небеског тела у небеском или екавторијалном координатном систему. Први меридијански круг конструисао је Ремер 1690. године, али се идеја за такав иструмент појавила још у античко доба пре Птоломејеве велике синтезе, а Тихо Брахе ју је реализовао помоћу меридијанског квадранта пре проналаска телескопа[14]. Брахеов меридијански квадрант је по својој суштини диоптра типа В са угломером који мери вертикалне  углове у распону 0-90⁰ због чега се и зове квадрант (четвртина пуног угла).

       Универзални инструмент или  зенитни телексоп је наследник диоптре типа С; састоји се из оптичког дела који се може окретати око две осовине у хоризонталној и вертикалној равни. Помоћу њега се са стајне тачке мере азмути и елевациони углови до небеских тела. Највећи број оптичких инструмената у геодезији и неким другим областима је оваквог типа.

      

Екваторијал је универзални инструменат са часовним уређајем који обезбеђује да се посматрани објекат по вољи дуго одржава у видном пољу и ако стајна тачка ротира што производи привидно кретање небеског тела. Његове две осе су поларна и деклинациона. Помоћу овакве монтаже одређују се положаји небеских тела у екваторијалном и еклиптичком координатном систему.

      

Аутоматска монтажа телескопа подразумева рачунарски управљане платформе које могу усмерити телескоп на унапред задати начин. Неки од таквих телескопа могу да раде без људске посаде и нарочито су погодни за рад на местима неповољним за живот људи и у космичким летилицама. Кина је од 2008. године поставила групу оптичких телескопа са људском посадом на Антартику, а 2012. године у истом рејону свој први аутоматски оптички телескоп без људске посаде са ознаком АSТ3-1. Астрономска обсерваторија у Београду планира изградњу телескопа "Миланковић"  са огледалом од 1,5 m, који ће радити без људске посаде.

                Све три врсте монтаже односе се на телескопе на Земљи. Телескопи у Космичком простору циљано се усмеравају у одређени део небеске сфере, а за референтни правац бира се нека од врло удаљених звезда, која се у време оперативног рада телескопа понаша као звезда стајачица. Усмеравање се остварује аутоматски и проверава и коригује из одговарајући земаљских астрономских центара. За Космичке телескопсе све више се употребљава адекватнији израз космичке опсерваторије.

Радио телескопи

   Радио телескопи су средства радио астрономије за осматрање Космоса у неколико стандардних канала (band-ова) радио спектра електромагнетног зрачења. Радио телескоп је у суштини пријемник и појачивач радио зрачења које долази из космичког простора. Основ његове коснтрукције чини метални рефелктор (parabolic dish) у виду парaболоида који прикупљено радио зрачење усмерава на антену (antenna), одакле се оно одводи на уређаје за појачавање (amplifier) и обраду сигнала (computer recorder). Обрадом се добијау подаци о космичком извору радио зрачења и ствара његова слика. Радио телексопи  су технолошки врло сложени системи, али су им зато могућности осматрања врло велике, јер је могуће конструисање огромних рефлектора и повезивање више телескопа на Земљи и у Космосу у јединствен систем и више таквих система у локалне и глобалне мреже. Радио телескопи и њихове мреже омогућавају пријем сигнала са највећих дубина Космоса. На основу анализе сигнала из најудаљенијих извора радио зрачења процењена је старост Космоса на 13,7 милијарди година.

               

Првој конструкцији радио телескопа претходило је откриће радио зрачења космичког порекла. Откриће је учињено случајно. Карл Јански је 1931-1932. настојао да изучи изворе сметњи које су се јављале код првих радио-телефона на фреквенцији од 20,5 MHz. Поред сметњи које настају електронским пражњењем у атмсофери открио је сигнал непознатог порекла који се понављао на сваких 23 сата и 56 минута колико траје један звездани дан, па је на основу тога закључио да је космичког порекла. Касније се испоставило да се извор сигнала налази у сазвежђу Стрелац близу центра  галаксије Млечни пут. Први телескоп са тањирастом антеном пречника 9 m направио је радио аматер Гроте Ребер 1937. године. Озбиљније истраживање Космоса помоћу радио телескопа почело је 1946. после уочавања могућности повезивања више телескопа у јединствен систем.

            

Радио телескоп са највећом компактним рефлектором пречника 305 м, који се око зенита може заокретати за 20⁰ је амерички телескоп Arecibo у Порторику; телескоп је у функцији од 1963, и са њега је 1974. године емитована у Космос бинарна порука о постојању интелегентног живота на Земљи. Руски телескоп са ознаком RATAN-600 у раду од 1974.  је највећи појединачни телескоп; има антену пречника 576 m састављену од 895 вертикалних панела величине 11,4*2 m који се могу заокретати за по 20⁰.  Највећи радио телескопи са једним рефлектором који  се могу заокретати у свим смеровима су европси Effelsberg са антеном пречника 100 m и амерички Green Bank  са антенским носачем ван рефлектора, како би се умањиле сметње у пријему сигнала које производи носач. Већина мањих радио телескопа има конструкцију која може заокретати рефлектор у свим правцима.

         

Један од најзначајнијих радио телескопа налази се у Јужној Африци у саставу опсерваторије Hartebeesthoek Radio Astronomy Observatory (HartRAO) на истоименој висоравни око 50 km западно од Јоханесбурга, коју је изградила је НАСА 1961. године. Од 1975. опсерваторија припада  Јужноафричкој Унији, али и даље има међународни карактер. Са ње су праћене мисије са беспилотним летилицама као што су месечеви орбитeри и истраживачке станице  Марса и Венере, а од 2011. НАСА је користи за праћење космичке лабораторије намењене истраживању Марса. Телескоп Hartebeesthoek налази се на погодном месту за осматрање јужног неба, може се повезивати са најудаљенијим  и најмоћнијим телескопима на Земљи, укључујући и телескопе у Космосу и користити за многе космичке мисије, укључујући и одржавање телекомуникационих веза са космичким летилицама. Телескоп има антену пречника 26 метара и ради на таласним дужина од 1,3-10 cm као пријемни и предајни уређај, а користи   се и у систему глобалног позиционирања. У плану је да се до 2016. у истој области изгради још 64 таква телескопа.

          Под окриљем Кинеске академије наука гради се будући највећи радио телескоп на Земљи, који треба да буде оперативан 1914. године. Телескоп носи ознаку FAST и гради се у земљишној депресији попут телсекопа Arecibo. Имаће  рефлектор  пречника 500 м састављен од 4.600 панела и моћи ће да се ротира до 40⁰ у односу на зенит, а радиће у фреквентном опсегу  од 70 MHz до 3 GHz. Служиће за истраживање пулсара, квазара и галаксија.

 Повезивање два или више телескопа у јединствен систем врши се на основу врло прецизно утврђеног међусобног растојања - базе (В) и синхронизованих атомских сатова. Што су дуже базе веће су могућности осматрања у погледу: 1) добијања више података, 2) квалитетније слике осматраног дела Космоса, 3) бољег раздвајања између два блиска објекта и 4) тачније процене (мерења) удаљења до тих објеката. Зато су мреже радио телескопа најмоћније средство савремене осматрачке астрономије. Два или више повезана телескопа образују интерферометар (I)- систем који се понаша као виртуелни телескоп са рефлектором чији је пречник нормално растојање између два паралелна радио сигнала који долазе на најудаљеније телескопе. Поступак мерења развијен за такве системе зове се интерферометрија и спада у најсложеније технолошке поступке и математиче прорачуне, али се може упрошћено приказати. Интерферометрија омогућава процену врло великих космичких удаљења, али и врло велику прецизност мерења највећих удаљења на Земљи.

           Повезивање више радио телескопа може бити извршено у оквиру једне локалне мреже - области - VLA (Very Large Array), а више локалних мрежа, појединачних телескопа на Земљи и/или у Космосу може бити, за краће или дуже време, повезано у мреже са врло дугим базама који носе  ознаке  VLBI или VLBA (Very Long Baseline Interferometеry или Array).

Повезивањем за одређено време више великих радио-телескопа, VLA и VLBA (VLBI) мрежа у јединствен систем добија се глобална или високо осетљива мрежа радио телескопа (GLВАOL ARRAY или Hight Senssitive Array - HSA). Са површине Земље, због њене ротације и кретања на орбити, није могуће постићи непрекдино осматрање једног космичког објекта  нити остварти глобалне мреже са базама дужим од 2/3 пречника Земље. Најмоћније мреже, са неупоредиво већим базама, много дужим једновременим осматрањем истог дела космичког простора и добијањем много квалитетнијих података са много већих удаљења постиже се помоћу мрежа космичких радио телескопа (Space VLBI). Први експерименти са земаљским глобалним VLBA мрежама почели су 2006, а са земаљско-космичким 2012. године, а први земаљско-космички интерферометри остварени су почетком 90-тих година 20. века. Великим радио телескопима и локалним VLA мрежама располажу скоро све велике космичке силе, али о многима од њих нема довољно података.   

       Глобалне мреже имају интеранционални карактер и конфигуришу се према потребама и за одређено време у Америци, Европи, Африци, Азији, Аустралији, Антартику и басену Тихог океана. Значајне самосталне телескопске мреже имају све космичке силе и оне се, по потреби, укључују у глобалне мреже. Општа тенденција у радио астрономији је све већа међународна сарадња и интеграција најмоћнијих средстава за осматрање Космоса. Један део добијених научних података је и даље недоступан широкој јавности, али је евидентно настојање да се што већи број података учине јавно, а многи и бесплатно доступним заинтересованим корисницима. О неким глобалним телескопским (или предајним) мрежама шпекулише се да представљају и системе оружја за неке нове начине ратовања за неке нове владаре света.

      

Највећа америчка (САД) локална мрежа телескопа (и најчешће спомињана) носи ознаку VLA (Very Large Array); састоји се од 27 независних телескопа са рефлекторима пречника по 25 m на шинским колосецима, који се, по потреби, могу конфигурисати на различите начине: у облику слова "Y", линијски на дужини до 36 km или кружно са пречником 260-600 m. Конфигурација се мења на сваких 16 месеци. Систем ради у фреквентном опсегу 74 MHz до 50 GHz на таласним дужинама 400-0,7 cm и зависно од фреквенције и конфигурације постиже угаону резолуцију од 700 до 0,05 лучних секунди. Користи се за истраживање више објеката и појава у центру галаксије Млечни пут. Комплекс је изграђен у периоду 1973-1980. и инсталиран на надморској висни 2.214 m,  80 km западно од Сокоро-а у Новом Мексику, а од 2012. носи име "Карл Г. Јански" по истаживачу који је открио радио зрачење комсичког порекла. Мрежа је саставни део Националне (америчке) радио опсерваторије.

      

Највећи број радио телескопа у оквиру једне области је AllenTeleskope Array (ATA), која је 2008. године требало да има 350 телескопа са рефлекторима пречника 6,1 m распоређених на простору чије димензије не прелазе један километар. Систем је  2007. почео са пробним радом, затим је наступио застој у његовој изградњи, која је настављена крајем 2011. године. Очекује се да ово буде систем са најбржом обрадом података. Систем АТА има две основне функције: да осматра космички простор у фреквентном опсегу 0,5-11,2 GHz и да трага за ванземаљским цивилизацијама. Мрежа телескопа налази се у Калифорнији и припада опсерваторији HCRO (Hат-Cреек-Rадио-Observatory) при институту SETI (Search for Extra-terrestrial Intelligence) у Берклију, чија је основна намена трагање за облицима живота у Космосу.

      

Од марта месеца 2013. у функцији је најмоћнији локлни систем радио телескопа  ALMA (Atacama Large Milimeter/Submilimeter Array) са 66 најсавременијих радио телескопа који функционишу као јединствен систем и обрађују сигнале таласних дужина 0,3-9,6 mm.  На 192 припремљена поља могу се конфигурисати различите мреже, а највеће удаљење између крајњих телескопа може да буде 16 km. Премештање телескопа изводи се помоћу специјалних транспортера. АЛМА више није класични систем радио телескопа, јер прима сигнале у радио, инфрацрвеном и светлосном делу спектра. Инсталиран је на надморској висини 5.000 m изнад пустиње Атакама у Чилу као би се смањили утицаји атмосфере и аерозагађења на пријем сигнала из Космоса. Пројекат је доминантно  амерички (САД) али у њему учествују, и друге државе. Планирано је усавршавање и проширење система. И ако АЛМА има десет пута већу резолуцију од космичког телескопа Хабл, већ је планирано да се до 2024. у Јужној Африци изгради још моћнији систем са још 50 пута већом резолуцијом. Радни назив му је Square Kilometre Array (SKA), јер ће наводно бити постављен на једном квадратном километру површине.

      

Под окриљем Националне опсерваторије САД ради VLBA (Very Long Baseline Arry) мрежа радио телескопа, коју чини 10 телескопа (8 на континенту) са  антенама пречника 82 m, којима се управља из центра Сокоро у Новом Мексику. Најдужа база у мрежи износи 8.611 km. У рад мреже по потреби се укључују посебни врло велики радио телескопи Very Large Array (VLA) и Green Bank Telescope (GBT). Мрежа користи осам фреквентних опсега у распону 0,3-96 GHz (таласне дужине 0,3-28 cm).

Енглеска локална мрежа радиo телескопа MERLIN (Multi Element Radio Link Interferometry Network) почела је да се развија 1975. године. Мрежу чинe седам радио телескопа распоређених широм Енглеске са највећом базом од 217 km који раде у 3 канала из  фреквентног опсега 1,3-24 GHz под окриљем Jodrell Bank Observatory. На фреквенцији од 5 GHz мрежа постиже резолуцију од 6 cm. Неки од телескопа учествују у раду Европске глобане мреже EVN, чији рад обједињује институт JIVE. MERLIN сарађује и са институтом SETI који трага за цивилизацијама у Космосу.

       

Највећи и најсавременији систем нискофреквентних радио телескопа LFA (Low Frequency Array) налази се у Холандији и званично име му је LOFAR - име за патуљка у нордиској митологији - не без разлога, јер има најмање антене. Систем ради на 10-240 Mhz и чине га 25.000 релативно јефтиних малих антена без покретних делова груписаних у више од 50 станица, највише у Холандији (око 40), Немачкој, Енглеској, Француској, Шведској и неким другим државама. LOFAR  је софтверски систем који, без покретања антена, бира жељени правац осматрања и фреквентни опсег, и конфигурише једну или више локалних мрежа, које може истовремено усмерити у један или више праваца. Помоћу LFA се истражују нискофреквентна радио зрачења која потичу из извора који зраче на много вишим фреквенцијама.

Аустралијска мрежа радио телескопа AT-LBA (Australia Telescope - Long Baseline Array)  ради самостално или се конфигурише у VLBI са одговарајућим телескопима Кине, Јапна и САД у басену Тихог океана; односно у мрежуTANAMI (Tracking Active Galactic Nuclei with Austral Miliarsecend Interferometri) са телскопским системима у јужној Африци, Јужној Америци и на Антартику. Са мрежом TANAMI истражују се галаксије видљиве на јужном небу, при чему се постиже најбољи квалитет слика и највећа резолуција у односу на остале VLBI мреже, јер има најдужу базу на Земљи (око 10.000 km).      

У Источној  Азији националне  VLBI  мреже имају Кина: CVN са 5 телескопа на копну и 2 у ближем космичком простору, Јужна Кореја: KVN са 4 и Јапан: JVN са 12 радио телескопа различитих типова. Јапанска и Корејска мрежа могу се повезати у заједничку VLBI. Глобална Источно азијска VLBI почела је да се формира 2002. међусобним повезивањем националних мрежа; током 2010. радила је у тест фази, а  од 2012. године мрежи се прикључио и Тајван.  Прва радио-астрономска истраживања са земаљским радио телескопима почела су у Јапану 1960. године. Јапан је 1997. извео у високу орбиту око Земље и свој први космички радио телескоп "Харука". Први радио телескоп  у Кини изграђен је 1987. године, а од 1993. она је почела да сарађује са EVN и да формира своју VLBI. Током 2007. и 2010. Кина је извела у орбите и своје прве космичке радио телескопе који се могу повезати са кинеском и другим VLBI. У току 2010. године профункционисала је и локална VLBI Јужне Кореје. Источно азијска VLBI, по потреби, са одређеним бројем телескопа, повезује се са осталим глобалним мрежама Америке, Европе и Аустралије, као и са VLBI Русије. Источно азијска мрежа VLBI са земаљским телескопима постиже базе величине око 8.000 km, а у интеграцији са космичким радио телескопима око 25.000 km. У Кинеској земаљској VLBI могу се постићи базе од 6.000 km. Најкраће базе има корејска VLBI, што она надоместа повезивањем са кинеским и/или јапанским радио телескопима. Као и остале VLBI и источно азијске VLBI мреже, поред космичких осматрања, користе се и за одговарајућа геодезијска мерења на Земљи.

Европску велику мрежу радио телескопа (European VLBI Netvork, EVN) почеле су да стварају 1980. године Немачка, Италија, Холандија, Шведска и Велика Британија. Мрежу су 2012. године чинили 14 великих института са 18 радио-телескопских система у Европи, Азији и Јужној Африци, са којима се управља из Заједничког института за VLBI у Европи JIVE (Joint Institute for VLBI in Europe). У раду мреже учествују  и радио телексопи Русије и Кине. Мрежа ради као целина са 18 радио телескопа три пута годишње у интервалима 3-4 седмице на 3-4 различите фреквенције. На фреквенцијама већим од 5 GHz мрежа ствара слику посматраног дела Космоса са резолуцијом испод лучне мили секунде, што се сматра екстремно великом прецизношћу! Подаци се прикупљају на серверу у Болоњи и од 1993. обрађују у инстуту JIVE у Холандији. Према неким изворима[15] обрада података се сада изводи у реалном времену, јер су телескопи повезани врло брзом комуникацијском мрежом NRENs (National Research and Education Networks).

       

Извесно је да Руска Федерација располаже са великим бројем различитих и врло моћних радио телескопа и да само на својој државној територији може да форимра телескопске мреже са врло великим базама и у различитим конфигурацијама,  али о томе нема довољно података. Такође је извесно да се њени појединачни телескопи и мреже телескопа по потреби укључују у глобалне мреже VLBI. Извесно је и да Русија интензивно сарађује у многим међународним космичким пројектима, често као носилац пројекта. Русија је развила неке од највећих и најмоћнијих телескопа на Земљи и у Космосу, као што су РАТАН 600 на Земљи и Спектр-Р у Космосу, и планира да до 2020. године постави најсавременију космичку опсерваторију у једној од Лангражеових тачака (Л2) на удаљењу од око 1.500.000 km од Земље. Уз помоћ космичког радио телексопа Спектр-Р већ је остварен итерферометар са базом од око 300.000 km, а уз помоћ опсерваторије у Лагранжеовој тачки Л2 биће могући земаљско-космичи интерферометри са базама од око 1.500.000 km и вероватно ће бити покривен читав спектар електромагнетног зрачења. То би могло да омогући проверу до сада познатих података о космичким објектима, откривање до сада непознатих објеката и појава у Космосу, обезбеди продор до још удаљенијих објеката "с оне стране" Великог праска, верификују неке од постојећих космичких теорија или допринесе формирању нових теорија. Непосредна практична корист од таквог напредка радио астрономије биће изван теорије: биће омогућено да се са већом поузданошћу препознају и предупреде претње по планету Земљу из простора Сунчевог система, нарочито од судара са кометама и астероидима из унутрашњег астероидног појаса.

               

Русија је 18. јула  2011. година у оквиру међународног пројекта  РадиоАстрон, под својим вођењем, поставила у Космос радио телескоп Спектр-Р са антеном од 10 m за који се тврди да ће у тандему са одговајућим радио телескопима на Земљи и/или у Космосу имати неколико хиљада пута већу резолуцију од оптичког космичког телескопа Хабл. Спектр-Р ради на фреквенцијама 0,327-25 GHz и таласним дужинама 92-1,2 cm и може се повезивати са моћним земаљским радио телескопима (Пушкино  и Квазар у Русији, Efelsberg у Немачкој, Arecibo и Greеn Bank  САД, Veserbork у Холандији, Medicina и Noto у Италији, Yebes у Шпанији, Usuda у Јапану) и телескопским мрежама Русије,  Европе, Аустралије и других држава, и са њима образовати интерферометре са базама дужим од 300.000 km. Сличне интерферометре, али са много мањим базама, у стању су да форимирају самостално или кроз међународну сарадњу САД, Канада, Кина, Јапан,  Француска и неке друге државе. Са интерферометром који су образовали Спектр-Р и EVN откривена је 14. марта 2012. године активна галаксија 0716+714 на удаљености 3,5 милијарди светлосних година од Земље. Спектр-Р је до сада највећи и најудаљенији радио телескоп у Космосу који користи издужену елиптичку орбиту са наклоном од 51,3⁰, перигејом  10.000-50.000 и апогејом 340.000-360.000 km, и периодом 8 дана и 7 сати. Под дејством гравитације Месеца телескоп ће у наредних 5 година, колико ће бити активан, достићи апогеј од 390.000 km и период од 10 дана, а његов боравак у Космосу трајаће укупно 9 година. У 2014. и 2015. години Руска Федерација планира да лансира телескопе Спектр-РГ и Спектр-УФ којима ће се изводити осматрања у рендгенском и гама (РГ) и ултравиолетном (УФ) делу електромагнетног спектра. У току је развој још моћнијих вишенаменских телескопа.

               

Идеја о покретању међународног програма за земаљско-космичку VLBI - VSOP (VLBI Space Observatory Programme), настала је у Јапану у Когашима космичком центру.  У те сврхе у периоду 1986-1988. били су реализовани земаљски радио телскопи Usuda  у Јапану и Tidbinbilla у Аустралију, а Јапан је 12. фебруара 1997. увео у издужену орбиту (560-21.400 km, наклон 31⁰, период 6,3 сата) сателитски радио телескоп Halca (јап: напредни, висок) или Haruka (јап: пролећни цвет, далеки) са рефлектором пречника 8 m који је у наредне три године осматрао Космос на фреквенцијама 1,6 GHz,  5,0 GHz и 22 GHz и са наведеним земаљски радио телескопима образовао први земаљско-космички  VLBI. За 2012. годину, у оквиру програма VSOP-2, било је заказано лансирање следећег јапанског сателита - радио телескопа Astro-G са издуженијом орбитом (1.000-25.000 km) и рефлектором од 10 m, који би образовао земаљско-космичке VLBI са земаљским радио телескопима и телескопским мрежама Америке, Европе и Азије на знатно вишим фреквенцијама (8, 22 и 43 GHz).

   У развоју земаљских радио телескопа, а нарочито локалних мрежа, долази до повећања броја канала и фреквенција на којима се изводе осматрања тако да се њихово подручје стално проширујуе и све више помера ка областима инфрацрвеног и видљивог дела електромагнентог спектра. Тако, на пример, радио телескоп ALMA (Atacama Large Milimeter/Submilimeter Array) са својих 66 рефлектора осматра Космос и у инфрацрвеном и у видљивом спектру.

   Технолошки развој савремених радио телескопа и телескопа других врста карактерише висок степен међудржавне сарадње и она је сваким даном све већа. Сарадња се одвија кроз многоборјне истрживачке пројекте, што је позитивна тенденција у развоју савремене осматрачке астрономије, која се очитује и у другим астрономским дисциплинама, посебно у области астронаутике и астрофизике.

   Радио телескопи у космичком простору, као и друге врсте телескопа у Космосу нису самосталне летилице већ најчешће вишенаменске космичке опсерваторије са сензорима за различите делове електромагнетног спектра. У такве опсерваторије спадају и до сада наведени космички радио телескопи Спектр-Р и Haruka.

Остале врсте телескопа

   Остале врсте телескопа разликује се од оптичких и радио телескопа по томе што је космички простор најповољније место за њихов рад, мада под одређеним условима и у ограниченом обиму неки од њих могу радити са Земље и из летилица у стратосфери. То су инфрацрвени, ултраљубичасти, рендгенски и гама телекопи. Већина ових телескопа не ради самостално, већ интегрисано са другим врстама телескопа у склопу вишенаменских земаљских, стратосферских и космичких опсерваторија.

          

Инфрацрвени телескопи са Земље могу да осматрају Космос само у блиском инфрацрвеном подручју видљивој светлости. Инфрацрвено зрачење из овог подручја понаша се по законима оптике, па се осматрања изводе са оптичким телескопима уз додатну опрему -  одговарајуће филтере и камере за инфрацрвено снимање. Телескопи  се постављају на великим надморским висинама како би се значајно смањио утицај атмосфере и аерозагађења на слабљење инфрацрвеног зрачења. На квалитет пријема утиче штетно и сопствено инфрацрвено зрачење целе инфраструктуре око телескопа, а нарочито антенског подсистема, због чега се предузима његово допунско хлађење. Скоро сви оптички телескопи постављени на великим надморским висинама могу да осматрају Космос у блиским деловима инфрацрвеног и ултраљубичастог спектра, што је омогућено посебном адаптивном оптиком - врло сложеним системом који значајно умањује утицаје атмосфере и омогућава квалитет осматрања са Земље као из блиског космичког простора, као што је случај са Европским врло великим телескопом VLT (Very Large Telescope). Инфрацрвена телескопска опрема може се подићи на још веће висине помоћу стратосферских авиона, као штој случај са системом SOFIA, при чему кретање авиона усложава процесе осматрања. Осматрање у читавом подручју инфрацрвеног зрачења могуће је из космичког простора, попут телескопа WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) и других, где нема утицаја атмосфере и владају врло ниске температуре, али је и тамо потребно допунско хлађење оптичких (сензорских) система, често до температура блиских апсолутној нули (-273⁰ С) да би постали "видљиви" и најхладнији извори инфрацрвеног зрачења. Сви хладни космички објекти имају максимум сопственог зрачења у инфрацрвеном делу спектра и могу се осматрати само помоћу инфрацрвених телескопа.

       Врло велики европски телескоп  VLT (Very Large Telescope) Европске јужне опсерваторије[16] налази се у пустињи Атакама у Чилеу на надморској висини од 2.400 m и сматра једним од најмоћнијих оптичких телескопа на свету, моћнији од космичког телекопа Хабл - има већу резолуцију и ствара три пута оштрије снимке. То је систем од 8 телескоа,  четири са огледалима од 8,2 m и четири са огледалима од 1,8 m, сваки са адаптивном оптиком, од којих се, према потреби, ствара одређена конфигурација. Његов дијапазон осматрања обухвата појас од средњег инфрацрвеног зрачења, преко видљиве светлости до ближе области ултраљубичастог зрачења. Систем је почео да се ствара 1988. и постао оперативан 2000, али је инсталирање свих инструмената завршено 2007. године. Сматра се да овај систем има најбројније и најсавршеније инструменте од којих су најзначајније камере и спектрометри за снимање и спектроскопију у читавом опсегу осматрања и адаптивна оптика. Помоћу овог телескопа су откривени молекули угљенмоноксида на удаљењу од 11 милијарди светлосних година, у галаксији Млечни пут откривена је звезда на удаљењу од 13,2 милијарде светлосних година, а једна од значајних намена система је проналажење терестричких планета попут Земље, какав је објекат GJ 1214b, опажен док је пролазио испред своје матичне звезде. Од својевремено 10 највећих открића Европске јужне опсерваторије седам су учињена помоћу VLT.

       Стратосферска опсерваторија за инфрацрвену астрономију SOFIA  (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) је пројекат НАСА-е и Немачког ваздухопловства. НАСА је за те потребе прилагодила свој авин Boeing 747SP, а Немачко ваздухопловство развило опрему за инфрацрвено осматрање. Прва извиђања са висина око 12 km отпочела су 26. маја 2010, планирано је да трају 20 година и да се летови изводе 3-4 пута недељно. Телескоп има рефлектор са два огладала, примарним пречника 2,7 и секундарним пречника 2,5 m. Осматрања се изводе у делу спектра на таласним дужинама 1-655 mm у инфрацрвеном и 0,3-1,1 mm у оптичком делу спектра. Основни циљ пројекта је проучавање плaнeта  (састав атмосфере и површине) и комета у Сунчевом систему, а секундарни проучавање међузвездане материје изван Сунчевог система.

       Широкопојасни инфрацрвени телескоп WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) из програма НАСА лансиран је у децембру 2009. године у сунчано-синхрону орбиту са нагибом 97,5⁰ и периодом од 95 минута на висину од 525 km. Телескоп је користио течним водоником хлађени рефлектор пречника 40 cm и и у току десетомесечне мисије на таласним дужинама 3,4-22 μм снимио 99% небеске сфере, правећи по један снимак на савких 11 секунди (више од 2,7 милиона снимака). WISE телескоп је у току 2010. у Сунчевом систему открио преко 35.000 непознатих астероида (113 у близини Земље, од који су 19 потенцијално опасни) и 16 комета. Телескоп није могао да снима објекте хладније од 70⁰ К, па су за њега били невидљиви астероиди из Куперовог појаса.  Изван Сунчевог система евидентирано је преко 154.000 соларних система и много других корисних података. Почетком 2011. сателит је преведен у стање мировања.

          

Ултраљубичасти телескопи, слично инфрацрвеним, не могу се реализовати на Земљи, сем у блиском делу видљивој светлoсти где се за то користе моћни оптички телескопи. Сметње за то постоје у озонском слоју који задржава највећи део ултраљубичастог зрачења, а изнад тог слоја није могуће упутити земаљске летилице са ултраљубичастим сензорима. Зато се телескопи ове врсте постављају у космички простор као самосталне летилице и или у склопу вишенаменских космичких опсерваторија. Ови телескопи су врло погодни за осматрање небеских објеката са температурама преко 10.000⁰ С, галаксија и звезда много топлијих од Сунца, који максимално зраче у ултраљубичастом спектру. На почетку 21. века помоћу такозване адаптивне оптике, повећене су и могућности снимања са Земље у ултраљубачастом делу спектра. Први значајн космички телескоп Хабл, из класе оптичких телескопа осматрао је Космос и у ултраљубичастом делу спектра. Следиле су нове генерације ултраљубичастих космичких телескопа,  као што су IUE, EUVE, GALEX и неки дргуи.

       У току 1978. године (26. јануара) био је постављен у геосихрону орбиту око Земље ултраљубичасти телескоп са ознаком IUE (International Ultraviolet Explorer) који је требало да ради 3-5, а радио је преко 18 година (до 30. септембра 1996). Био је то међународни пројекат НАСА-е, Украјинске и Европске свемирске агенције. Радило се о оптичком телескопу са телевизијским камерама, ултраљубичастим конверторима и спектрографима. Телескоп је прикупљао податке на таласним дужинама 120-340 nm. Снимио је преко 104.000 звезданих система, више квазара и галаксија, и прикупио податке за проучавање звезданих ветрова и међузвездане прашине. Помоћу IUE телескопа 1987. година осмотрена је експлозија супернове у Великом Магелановом облаку. Мисија IUE је била најдужа и најуспешнија мисија на почетку космичке ултраљубичасте астрономије.

        Ултраљубичасти космички телескопа EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) лансиран је 7. јуна 1992. у сунчано синхронизовану орбиту на око 520 km висине са сензорима осетљивим на знатно мање таласне дужине: 7-76 nm. Пре него што је изгорео у атмосфери јануара 2002. године сателит је прикупио податке  за око 800 космичких извора ултраљбичастог зрачења. EUVE  сателит је био вишенаменски, па је са једном групом сензора непрекидно осматрао Земљу.

       Током 2003, лансиран са авиона, започео је своју мисију сателит GALEX (Galaxy Evolution Explorer) са детекторима са даље (135-180 nm) и ближе (180-280 nm) подручје таласних дужина ултраљубичастог зрачења, са циљем да истражује Космос - открива галаксије до дубина од 10 милијарди светлосних година! Мисија је продужена 2008. године. И мисије EUVE и GALEX биле су међународне: НАСА-е, Енглеске и Европске свемирске организације.

          
Рендгенски или Х-телескоп је систем којим се осматра Космос у рендгенском или Х-делу електромагнетног спектра. Извори Х-зрачења су објекти температура око 100 милиона степени као што су остаци супернових, гасова у околини пулсара и црних рупа, који су истовремно извори и још снажнијег гама зрачења. Детаљније изучавање космичких објеката помоћу рендгенске и гама астрономије тек предстоји. Због изузетно јаког јонизујућег ефекта није могуће релизовати рендгенске телескопа на Земљи, већу у космичком простору, ређе као самосталне телескопе, а чешће у сколпу вишенаменских космичких опсерваторија. Специјализовани космички телескопи за Х-спектар су RXTE, Chandra, XMM, Suzaku, SWIFT,  и неки други.

       


         

Рендгенски телескоп RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) добио је назив по научнику Бруно Роси, америчком експерименталном физичару италијанског порекла, који се сматра зачетником Х-астрономије у 60-тим годинама 20. века. Телескоп је изведен у орбиту висине 600 km са периодом 92,56 минута 30. децембра 1995. и био  је оперативан од почетка 1996. до почетка  јануара 2012. године. Од научне опреме телескоп је имао три значајна система (два типа рендгенских спектрометра и један монитор) са којима је у сваком тренутку нагледао чак 70% небеске полусфере и допринео да се сачини карта читавог неба у енергетском дијапазону 3-20 KеV, која је научницима пружила обиље података о нашој галаксији у рендгенски видљивом делу Космоса.

       Рендгенски тлескоп Чандра (Chandra) добио је име по америчком научнику индијског порекла. То је трећи од четри  телескопа из Програма великих обсерваторија NASA, чија је мисија требало да таје 5, а траје преко 14 година. Јула месеца 1999. уведен је у високу издужену геоцентричну орбиту (16.000-133.000 km) са периодом од 64,2 сата. Ради се о телескопу велике масе (4,8 тона) са најсавременијом опремом: две дифракционе решетке и фотометар за рендгенско подручје и микроталсна камера велике резолуције и великог просторног угла. Са њим се осматрају неутронске звезде и околина црних рупа, а научници сматрају да су помоћу прикупљених података 2006. године доказали постојање "тамне материје".

Рендгенски зраци се не понашају по законима оптике, па је потребан посебан систем решетака (цилиндара) за њихово фокусирање на одговарајуће детекторе за одређивање мерељивих параметра и стварање слике у Х-спектру.

       Вишенаменски космички телескоп SVIFT, је заједнички пројекат САД, Италије и Велике Британије са три основне групе инструмената: UVOT (UltraViolet/Optical Telescope) намењеном за снимање у ултраљубичастом делу спектра на таласним дужинама 170-650 nm, XRT (X-ray Telescope) за снимање у рендгенском делу спектра у области енергије честица 0,3-10 KeV и BAT (Burst Alert Telescope) за снимање честица енергије 15-150 KeV из рендгенског и блиског гама подручја. Телескоп је постављен у скоро кружну орбиту (604-585 km) са наклоном од 20,6⁰  и периодом од 96,6 минута новембра месеца 2004. године.

          

    

Гама телескопи су намењни за осматрање Kосмоса у даљем делу рендгенског спектра и у гама спектру електромагнетног зрачења. Први космички експериментални гама телескоп био је постављен на сателит Ехплорер 11 лансиран још 1961. са којим нису добијени здовољавајући резултати. Нешто бољи резултати добијени су са сaтелита лансираних 1972, а значајни са првом космичком гама-обсерваторијом CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory) из 1991. године. На почетку 21. века оперативно је више гама телескопа у космичком простору (INTEGRAL, FERMI и други), али и бар један космички телескоп  на Земљи (Milagro), и ако космичко гама зрачење не доспева до површине Земље због јонизације горњих слојева атмосфере, већ посредно, као Чернековљево зрачење.

       Гама телескоп Milagro у Новом Мексику детектује Чернековљево зрачење које настаје као последица јонизације горњих слојева атмосфере када до ње доспу импулси гама зрака настали у најснажнијим космичким процесима уопште. Milagro је систем неуобичајене  конструкције у односу на остала средства за астрономска осматрања. Чини га водени резервоар са 24 милиона литара воде, 723 фотомултипликаторских цеви и још 175 додатних водених резервоара са одговарајућом опремом. Чернековљево зрачење у "воденом душеку" оставља специфичне трагове које бележе фотомултипликатори. Телескоп је почео са радом 2000. године и указао на најмоћније изворе гама зрачења чија се снага мери у тера електрон волтима, које тек треба истражити.

       Космичи гама телескоп INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophisics Laboratori) је међународна астрофизичка лабораторија намењена за око 200 научних прогама - осматрање Космоса у гама енергетском опсегу од 15 KеV до 10 МеV са два подсистема, рендгенском од 3-35 KеV и оптичком на таласним дужинама око 550 nm са по једним подсистемом. У његовој реализацији је учествовало 26 компанија из САД и Европе и он је лансиран руском ракетом ПРОТОН са руског космодрома Бајконур 17. октобра 2012. године и уведен у ексцентричну орбиту 10.000-153.600 km са наклоном од 52,5⁰. Значај ове лабораторије произилази из могућности снимања космичких објеката и појава истовремено у оптичком, рендгенском и гама подручју. Мисија би требало да траје до краја 2014, са изгледима да се продужи до краја 2016. године.

Технолошко решење гама телескопа базирано је материјализацији гама зрака у електрон-позитрон парове у детекторима посебне врсте.

       Гама космички телескоп FERMI  (Fermi Gamma-ray Space Telescope - FGST) носи назив по италијанском научнику, кнструктору првог нуклеарног реактора у САД, и резултат је међународне сарадње више држава: САД (НАСА је носилац реализације пројекта), Францускe, Немачкe, Италијe, Аустријe, Јапанa, Шведскe, Исландa и Шпанијe. Телескоп је 11. јуна 2008. постaвљен у ниску кружну орбиту висине 550 km са периодом око 95 минута. Предвиђено је да његова мисија траје 5, али се може продужити до 10 година. Намењен је за осматрање извора гама зрачења као што су активна галактичка језгра, остаци супернових, неутронске звезде, пулсари, црне и микро црне рупе, проучавање експлозије гама зрака, космичког зрачења и гама позадинског зрачења, тамне материје и тамне енергије[17]. Дана 27. априла 2013. године откривен је до сада најјачи извор гама зрака чија се енергија процењује на преко 94  GеV (милијарди електрон волти).

               

Астрономски прибори

   Израз "астрономски прибор и инструменти" све се чешће замењује изразом "астрономски инструменти" и означава широку лепезу врло сложених техничких система са којима се опремају земаљски и космички телескопи. У ширем смислу то је сва пратећа опрема уз телескоп која му обезбеђује услове за рад: довољно енергије, орјентацију у простору, усмеравање у одређени део космичког простора, осматрање космичког простора (самостално или уз синхронизован рад са другим телескопима) и комуникацију са одговарајућим центрима за обраду података. У ужем смислу то су само они системи који уз основни телескопски инструмент (дурбин или антену) служе као претварачи и/или појачивачи примљеног сигнала у облик погодан за даљу обраду података. То су: камере, спектрографи, фотометри, фотомултипликатори, магнетометри и неки други астрономски системи[18] који у конкретним изведбама добијају посебна имена из којих се често не може закључити о каквим се приборима ради.

          Астрономске камере, од кад су се појавиле, постале су основни инструменти за истовремено или одложено посматрање Космоса. Њихова прва намена - да трајно забележе слику неба, како је астрономи не би морали цртати - еволуирала је тако да се помоћу њих могу аутоматски бележити слике - снимци неба и у уској области видљивог - оптичке камере, и у широкој области невидљивог - камере посебне намене. Помоћу снимака могу се изводити различита прецизна мерења. Снимци садрже огроман број корисних података, од којих већина њих чекају да буду обрађени и протумачени. У зависности од таласног опсега у којем снимају, астрономске камере су различите конструкције и захтевају посебне услове за рад. Оптичке камере ће и у далекој будућности остати основни тип камера, јер у области видљиве светлости омогућавају увид у космички простор на исти начин на који људи својим очима увиђају своје окружење. Све за око невидљиво са много сложенијих камера посебне намене употпуњује видљиву слику просто зато што "невидљиви" подаци људима постају од значаја тек када се накандно обраде, протумаче, учине видљивим и доведу у везу са стварно видљивим. Старије камере које су користиле филм захтевале су дуг и сложен технолошки поступак стварања слика. Савремене камере са дигиталним сензорима уместо филма одмах стварају видљиву слику (видљивог или невидљивог), која се може користити одмах или одложено. Дигитални сензори донели су више предности у односу на филм: много квалитетније слике стварају се увек на истом сензору без измене филма, одмах су употребљиве за увид или даљу обраду, похрањују се на магнетне медије огромних капацитета и електронски, у реалном времену или одложено, прослеђују до центара за обраду података. Обрада дигиталних снимака је сложенија и разноврснија, али је много бржа и квалитетнија, јер се изводи аутоматизовано помоћу рачунарских система и обезбеђује веће количине употребљивих података. Складиштење дигиталних снимака на магнетним медијима[19] је јевтиније и захтева много мањи простор него чување филмова, а претраживање снимака је  неупоредиво брже и аутоматизовано.

       Савремене астрономске камере су све дигиталне и имају исту блок структуру и принцип рада: тубус пропушта и усмерава на сензор део електромагнетног зрачења, а сензор га претвара у црно-белу слику извора зрачења. Нијансе црно-белог на слици одговарају нијансама у интезитету зрачења које је доспело до сензора. Различитим врстама зрачења одговарају различите конструкције тубуса и сензора и све су оне врло сложене и захтевају специјалне режиме рада. Усавршавају се сви елеметни камере, а нарочито подлоге на којима се снима прикупљено електромагнетно зрачење у одређеном дијапазону. Непрекидно расте број тачака (пиксела) на које камере могу забележити податке о објекту снимања, али расту и два противуречна захтева који се углавном не могу решти истовремено, сем за одређену намену на прихватљив начин. Један је захтев да се снима у што већем просторном углу, а други да се снимају што мањи детаљи. Снимањем у већем просторном углу добија се бољи општи преглед снимљене области, али се губе многи детаљи. Снимање све мањих детаља постиже се смањивањем просторног угла, захвата се мања површина са много више детаља па енормно расте број података високе прецизности за неку већу област. Повећавањем броја пиксела на којима се ствара слика покушава да се реши ова супротност, али остаје законита међузависност између даљине снимања, просторног угла у којем камера снима и величина детаља који се може распознати.

                

Оптичке астрономске камере су делови оптичких телескопа или самосталне камере за снимање у области видљиве светлости и њој блиским областима ултраљубичастог и инфрацрвеног спектра. Заједничко свима камерама овог типа је, да осим дигиталног сензора за ове области зрачења имају тубус са системом филтара, огледала и/или сочива који захваћено зрачење филтрира и одређени део зрачења (боју) пропушта на сензор где се ствара одговарајућа црно-бела слика. За стварање слика у боји постоје сензори који једновремено реагују на црвену, плаву и зелену боју и за сваку од њих стварају црно-белу слику које се на пријемном уређају претварају у нијансе црвене, плаве и зелене боје, мешају и дају слику у боји довољно верну оригиналу. За захватање крупнијих детаља користе се широкоугаоне, а за ситнје детаље ускоугаоне камере, какаве су, на пример, оптичке камере  на сателиту Касини са којима је снимана површина Венере.

Постоји могућност прилагођавања оптичког система за широкуоугаони и ускоугаони захват. Са истим сензором и истим подешавањем оптике обично није могуће захватити читво подручје оптичког спектра, па се тада снимање изводи у више канала, једновремено само у једном каналу и само у оном делу спектра који пропусте конкретно изабрани филтери. Најпознатији оптички телескоп  Хабл користи већ четврту генреацију Wide Field Camera  (WFC3) за снимања у распону таласних дужина 200-1.700 nm у два канала. Први канал обухвата подручје блиског ултраљубичастог и видљивог дела спектра (200-1.000 nm, видно поље 163*165 лучних секунди), а други подручје блиског инфрацрвеног спектра (900-1.700 nm, видно поље 123*137 секунди). Једновремено снимање у оба канала није могуће. У међувремену су развијене моћније оптичке камере од оних које користи телескоп Хабл.

       Астрономске камере посебне намене су сензорски део телескопа  за области невидљивог зрачења. Због сложености поступака и конструкције система на којима се ствара одговарајућа слика овим системима не одговара израз "камера" у класичном значењу, мада се на њиховом излазу појављује црно-бела слика објекта у одређеном делу спектра. Радио телескопи немају никавку врсту уређаја налик камери, већ се слика посматраног објекта ствара електронски и приказује на излазном монитору. Зависно од намена и типа радио телескопа снимања се изводе у једном од више стандардних радио канала. Инфрацрвени телескопи имају камере сличне оптичким, али за читав инфрацрвени телескоп, посебно оптика и сензори, морају бити хлађени до температура блиским апсолутној нули, како им сопствено зрачење не би омело пријем инфрацрвеног зрачења из других извора. То се постиже течним хелијумом или течним водоником од чијих залиха зависи век рада камере. Ултраљубичасти телескопи такође имају камере сличне оптичким, с том разликом што на улазном делу тубуса користе филтере који пропустају само ултраљубичасто зрачење, које се усмерава на сензоре за различите делове тог спектра. Рендгенски телескопи имају специфичне конструкције тубуса који пропуштају Х-зрачење до одговарајућих сензора. Фокусирање зрачења на сезор изводи се помоћу профилисаних отвора на решеткама од материјала који не пропушта Х-зрчење. Х-зраци у сензору производе емисију електрона на основу које се ствара слика извора зрачења и мери интезитет Х-зрака. Гама телескопи имају вишеслојни тубус од волфрама и силицијума.  У неком од слојева волфрама долази до материјализације гама зрака у електрон-позиторн парове који доспевају до специјалних сензора, где се ствара електронска слика извора гама зрака и одређује интезитет доспелих зрака. На основу проласка индукованих електрона кроз слојеве слицијума одређује се правац долазног зрачења.

                       Спектрограф[20] је инструменат који служи да одређени део зрачења, помоћу призме или дифракционе решетке, разложи на спектралне линије и сними у облику погодном за спектралну анализу. Први спектрографи били су засновани на разлагању видљиве светлости кроз оптичке призме, а каснији на расипању електромагнетног зрачења при проласку кроз дифракционе решетке. Савремени спектрографи користе се за разлагање било ког дела елктромагнетног спектра, од инфрацрвеног до гама зрачења. Конструкција конкретног спектрографа зависи од врсте зрачења, намене и услова у којима се користи. Спектрографи за анализу електромагнетног космичког зрачења састоје се од: пријeмног дела који прoпушта одређено (уско) таласно подручје, дела који разлаже примљено таласно подручје на спектралне линије и дела који записује добијене слике ради даљег проучавања. Засебну врсту спектрографа чине масени спектрографи који се заснивају на скретању наелектрисаних честица при проласку кроз снажна електрична и/или магнетна поља и служе за одређивање састава наелектрисаних честица космичког порекла.

       

Фотометри су прво развијени за потребе мерења и упоређивања јачине извора светлосних зрачења на Земљи. Први фотометри су били механичко оптички уређаји, а касније електронски сензори. Фотометар у астрономији је прво служио за одређивање интезитета сјаја видљивих звезда, а касније и за одређивање интезитета других врста електромагнетног зрачења из космичког простора. Постоји више типова фотометра: визуелни, на бази силицијума, фотоелектрични и други. Визуелни фотометар омогућава да се упореди сјај небеског тела са вештачким извором познатог сјаја. Фотометри на бази силицијума одређују интезитет светлости на основу промене отпора у силицијумском елементу коју изазива светлост. Фотоелектрични фотометри одређују интезитет зрачења на основу величине фотоелектричног ефекта[21] коју зрачење изазива у неким материјалима. Они су најраспрострањенији и најтачнији. Конкретне конструкције фотометара зависе од намене, врсте зрачења и услова у којима ће се користити. Наука које изучава област примене фотометара зове се фотометрија.

                      

Појачивачи електронских сигнала су се прво појавили у радио техници, али се убрзо нашли врло широку примену у многим областима науке и технике. Када је катода замењенa фотокатодом појавили су се фотомултипликатори и могућност да се користе за детекцију зрачења која долази до фотокатоде и да електронски сигнали емитовани са фотокатоде појачају до величине потребне за одговарајућу намену. Фотомултипликатори у астрономији су прво били прибори за детекцију и појачавање видљивог,  IC и UV зрачења, али се, уз одговарајућу фотокатоду, могу користити и у другим деловима спектра. За појачање сигнала у радио спектру није потребна фотокатода.  Сигнал створен у фотоосетљивом слоју катоде (прве фотодиоде) може се појачати и до 100 милиона пута! Први фотомултипликатори су биле електронске цеви, али их у космичким телескопима замењују много мање и често ефикасније лавинске фотодиоде.

                      Сензор[22] је општи назив за све врсте уређаја осетљивих на различите физичке величине на тај начин што их претварају у величине које се могу мерити и тумачити. Понекад се зову претварачи, а понекад и бројачи. Основне карактеристике сензора су: мерни опсег (ширина опсега у којем делује добар претварач), тачност (одређена је грешком са којом мери одговарајућу величину), брзина одзива (колико брзо може да забележи одговарајућу физичку величину), линеарност (представља однос између физичке величине и величине коју генерише сензор), врста излаза (аналогни или дигитални) и температурни опсег у којем поуздано ради. Постоји много врста сензора према физичким величинама на које се одазивају одговарајућим мерљивим сигналом. Сензори су сложени уређаји у којима је најважнији део модул за детекцију који примљену енергију у облику који се не може мерити претвара у енергију која се може мерити и појачава је до нивоа осетљивости мерних система.

      За осматрачку астрономију посебан значај имају сензори електромагнетног зрачења,  који могу бити пасивни и активни. Пасивни сензори омогућавају осматрање далеких космичких објеката, а активни само оних објеката који рефлектују зрачење са којим су претходно "осветљени". Активни сензори се најчешће користе за мерење даљина, али и за препознавање објеката, који различито и карактеристично реагују на изворе зрачења којима су "осветљени", као на пример различити кристали осветљени ултраљубичастом светлошћу или микрооганизми невидљиви при обичној светлости. По својој конструкцији и/или по формату излазних података сви сензори за асторномска осматрања су дигиталног типа, а већина њих се користи за снимање космичких објеката у једном од спектара у којем зрачи и служи као замена за класични филм.

                Први дигитални сензори, који су се појавили 1969. имали су намену да буду меморијске јединице у рачунарима, али се од 1974. године показалао да могу заменити класични филм у фотографији, а ускоро да "снимају" квалитеније слике од најквалитетнијег филма. Такви сензори носе ознаку CCD (Charge Coupled Device). Већ следеће, 1975. године појавили су се CMOS (complementary metal-oxide semiconductor) сензори, али са значајним манама које су отклањане наредних година. Садашње генерације CMOS имају неке перформансе боље од CCD сензора: мања појава сметњи, мања потрошња енергије, бржи одзив и нижа серијска производња. Ни један сензор није осетљив на боје, већ ствара слике у нијансама сивог које су еквивалентне варијацијама у јачини долазног зрачења. Да би се на сензору добила слика у одређеном делу спектра потребно је да се долазно зрачење филтрира (очисти) од других зрачења и усмери на сензор слике. Сензор слике је правоугаона или квадратна матрица састављена од огромног броја фотодиода или фотоотпорника - пиксела. Под дејством пропуштеног зрачења сваки пиксел производи променљиви струјни или напонски сигнал врло мале снаге, који се појачава до интезитета погодног за даљу обраду. Најчешћи резултат обраде је висококвалитетна црно-бела слика на излазном монитору где сваки пиксел светли интезитетом који је пропорциналан јачини долазног сигнала. Да би се у видљивом делу спектра обезбедило снимање у боји користи се Бајеров колор филтер мозаик за црвену, зелену и плаву боју, добијају се три црно-беле слике које се на излазном уређају "враћају" у оригиналне боје и тако добија слика у боји.

                За разумевање појма "сензор слике" није од значаја  свака специфична конструкција у вези са врстом зрачења и наменом сензора. У основи сваке ћелије је осетљиви слој на електромагнетно зрачење и микро електроника која електрични сигнал из осетљивог слоја очитава, појачава и шаље на даљу обраду. У међувремену је технологија толико напредовала да се на много мањим плочама "пакује" много већи број ћелија осетљивих на светлосно или неко друго електромагнетно зрачење. Величина пиксела је битно одређена величином осетљивог слоја који треба долазно зрачење да претвори у електрични сигнал. Један пиксел осетљив на Х-зрачење има димензије 143 μm*143 μm, а пиксел осетљив на видљиву светлост и сто пута мање димензије. Аматерски дигитални сензори слике су увелико прешли 10 гига пиксела, док добар аматерски монитор и телевизијски екран имају нешто мање од једног милион пиксела. Електронска слика запамћена на магнетном медијуму је много богатија подацима од слике која се приказује на излазном монитору. За излазну слику бирају се они подаци из електронског записа који су од значаја за конкретну обраду.

       Астрономски магнетометар је инструменат за мерење интезитета (смера и јачине) магнетног поља у некој тачки у простору и има врло широку примену у разним делатностима на Земљи: почев од орјентисања у магнетном пољу Земље, преко низа научних области, примењених наука и технологија. Магнента резонанаца, као најсавременија дијагностичка метода у медицини заснива се на магнетометрији као научној дисциплини. Магнетометар се у астрономији најчешће користи за мерење интезитета и мапирање магнетног поља небеских тела, укључујући и  мапирање магнетног поља Земље. Многи сателити у својој опреми имају магнетометре: Маринер 2, Маринер 10, Касини, Хајгенс, ГОЕС и други.

               

Први магнетометар конструисао је Карл Фридрих Гаус вероватно 1832. године и служио је за мерење интезитета магнетног поља на површини Земље. Постоје различите конструкције магнетометара за различите конкретне потребе, али се у основи ради о магнетометрима  променљивог и сталног (или споро променљивог) магнетног поља, који могу бити скаларни и векторски. Скаларни магнетометри мере само јачину поља у датој тачки, а векторски јачину у три управне равни да би се одредио интезитет и смер поља.  Променљиво магнетно поље може се детектовати помоћу струје коју индукује завојница, а магнетометар за стално  и споро пороменљиво магнетно поље захтева сложенију конструкцију. За астрономске потребе ради се о посебним конструкцијама векторских магнетометара који могу поуздано и дуго да раде у космичком условима. Освојене су конструкције толико малих магнетометара да они могу бити саставни део малих мобилних телефона.

Магнетизмом[23] се зове својство које је у области Магнезија у Малој Азији уочено неколико векова пре нове ере: један минерал привлачи и држи ситне говоздене предмете. Данас се зна да је то био оксид гвожђа Fe₃O₄, магнетит и да исто својство имају и неки други минерали, да се оно вештачки може произвести и одржавати и да је својство многих небеских тела, укључујући и Земљу. Магнетно поље Земље је један од услова за развитак и опстанак  живота на њој. Најпростије мерење јачине магнетног поља је помоћу количине материјала коју може да држи неки магнет. Најједноставније мерење оријентације магнетног поља јесте помоћу магнетне игле. Кретање магнета кроз завојницу индукује електричну струју у њој, а кретање струје кроз завојницу ствара магнетно поље око ње. Ова два својства искоришћена су за конструкцију електрогенератора и електромотора - најмасовнијих уређаја за претварање неке механичке енергије у електричну и електричне у механичку, али и за конструисање магнетометара за потребе истраживања на Земљи и у Космосу.

---

[1]           Астрономи вековима нису били свесни да је Земља основни предмет њихвог истраживања, мада су сва њихова сазнања, све до савременог излета у далеки Космос, била у суштини везана за Земљу. По неки и сад не мисле тако, па у узлетима маште настоје да сазнају недостижно и несазнатљиво - целину Космоса. Али је данас извесно да је Земља у космичком окружењу са којим интерреагује основни предмет астрономске теорије и њене праксе.

[2]           У теорији релативитета одриче се могућност да се утврди да се два догађаја дешавају истовремено, али то не значи да се различити догађаји не дешавају истовремено. Спајање две масе, ма како се оне пре тога кретале и ма како се мерило време у систему сваке од тих маса и неког трећег посматрача, је увек истовремен догађај. Истина је да никаква синхронизација не може да обезбеди да два одвојена часовника показују идеално исто време (не постоји начин да се то утврди), али све тачнији часовници омогућавају да се догађаји дешавају што ближе временском тренутку који је човек одредио са неком сврхом, толико близу да је одступање у инижињеријском смислу занемарљиво и са становиша планиране сврхе истовремено колико год је то могуће.

[3]           Вероватно је дијагностичка медицина са својим захтевима да се направе уређаји који би помоћу елкетромагнетног зрачења скенирали људско тело и стварали тродимензионалну слику унутрашњих органа без њиховог оштећења једно време предњачила у погледу захтева за прецизним часовником; без прецизног часовника код ултразвучне, а нарочито рендгенске и магнетне дијагностике није се могло одредити са које се дубине враћају сигнали из људског тела да би се могле правити прецизне слике унутрашњих органа.

[4]           Древни астрономи су знали да се у циклусу дневно-ноћног времена само један тренутак - положај Сунца у подне - може узети као једини сигуран догађај који дели претходни од следећег дана.

[5]           Дефиниција је поједностављена, али довољно добра и без узимања у обзир скраћеница у загради. UT0 се усклађује са пролазом референтних звезда изнад Гриничког меридијана.  UT1 је кориговано време због осцилације Земљиних полова, његова временска скала не зависи од места опажања и оно је право универзално светско време  (UT).  UT2 време узима у обзир и непредвидљиве врло мале неправилности у ротацији Земље, које на годишњем нивоу доводе до грешке око 60 ms. За специфичне потребе дефинисане су и посебне скале времена као што су: ефемеридно, терестричко и барицентричко време. UTC узима у обзир такозвану преступну секунду којом се на годишњем нивоу повремено усклађује светско време са стварним трајањем године.

[6]           Овакав стандард усвојен је 1961. године од стране Међународног саветодавног комитета за радио, прихваћен од стране већине држава и званично се зове координисано универзално време, а у неастрономским круговима и даље светско време.

[7]           Референтна раван свих маса у Сунчевом систему је блиска овако одређеној еклиптичкој равни. Од референтне равни Сунчевог система врло мало оступају равни орбита унутрашњих планета, а све значајније равни удаљенијих планета и врло значајно равни комета.

[8]           Британско удржење за унапређење науке је ове године предложило CGS систем мерних јединица у којем су основне јединице за дужину, масу и време: центиметар, грам и секунд. Изведне јединице су биле превише мале за свакодневну употребу па је у те сврхе 1889. уведен МКS систем са основним јединицама: метар (m), килограм (kg) и секунд (s). Од 1954. године почиње увођење Међународног система јединица (SI) у којем се задржавају предефинисане јединице МКS-система и уводе нове: ампер (A) за електричну струју, келвин (K) за термодинамички температуру, мол (mol) за количину супстанце и кандела (cd) за јачину светлости, као и бездимензионе јединице радјан (rad) за равански угао и стерадијан (sr) са просторни угао. На основу ових јединица изводе се све остале јединице; у неким областима задржава се и употреба старих или локалних јединица мере, а неке јединице се забрањују. Област мерних јединица уређује се законом.

[9]           Не може се поуздано утврдити зашто су дан и ноћ дељени на по 12 делова, ни зашто су се пре децималног користили 12-стични и 60-тични бројни системи, који се у неким мерењима и данас користе.

[10]          Реч "сат" је арапског порекла и у српски језик је стигла преко турскога. Употребљава се у два основна значења: као временска јединица и као справа за одбројавање временских јединица и својих мањих делова. Реч "час" је словенског порекла и означава неодређено кратак временски интервал, тренутак или трен. У школству час је временска јединица од 45 минута. У другим говорима употребљавају се другачије речи за сат, али је устаљена употреба речи минут и секунд за мање делове од сата. Реч минут је  настала од латинског израза "pars minuta" (део мали, мали део) и односи се на први мањи део сата. Реч секунда  од латинског "pars minuta scunda" означава други по реду мањи део сата (мањи од минута).

[11]          Сезијум 133 (55 протона, 78 неутрона) је стабилан изотоп истоименог алкалног метала из групе IV, Периодичног система елеманата са распоредом електрона по љускама: K=2, L=8, M=18,N=18,O=8, и P=1; F-орбителе налазе се у љуски N; F4 и F3 су хиперфини нивои у орбители F, а M=0 je почетни ниво љуске М. Чини се да  је синтагма "непоремећено магнетно поље" боље одговрала од "термодинамичке температуре на 0⁰ К."

[12]          Зна се да је Аристофан у 5. веку пне користио стаклену куглу испуњену водом за увеличавање ликова. Прва вештачки направљена увеличавајућа стакла обликом су подсећала на плод биљке сочиво. У Европи се сочива као лупе организовано производе од 11. века.

[13]          Више оптичара, нарочито  у Холандији,  је од 1580, почело да производи дурбине, који су одмах нашли примену у поморству,  и са њима је Галилео био упознат. До 1608. године направљено је и више телескопа али је тек Галилеј свој уређај  почео да користи за астрономска осматрања и зато се сматра проналазачем првог астрономског телескопа.

[14]          Дански астроном Тихо Брахе је извршио огроман број астрономских опажања значајних за ондашњу и каснију астрономију и умро седам година раније од проналаска телескопа.

[15]          Седмог марта 2013. објављено на сајту: en.wikipedia.org/wiki/Joint_Institute_for_VLBI_in_Europe

[16]          Током 2012. објављена је вест да ова опсерваторија, такође у Чилеу, гради Екстремно велики телескоп са  огледалом пречник око 40 м, које ће бити састављено од хиљаду мањих компјутерски управљаних одледала. Телескопом ће, наводно, моћи да се истражују најмасивније црне рупе, тамна материја и тамна енергија!

[17]          Теорије о тамној материји и тамној енергији које су се јавиле крајем 20. века још чекају своју потврду и потпунији научни опис.

[18]  Присвојни придев "астрономски" уз одговарајуће приборе или инструменте је нужан, јер се истоимени прибори и инструменти мање сложености користе на Земљи у научним,  технолошким и свакодневним процесима у много повољнијим микро условима од оних који су потребни за астрономске инструменте. Дешава се да неки инструменти буду развијени прво за астрономске потребе, па онда нађу примену изван астрономије, мада је до сада био чешћи случај да се већ развијени системи за потребе на Земљи пилагоде астрономским потребама.

[19]          Чување дигиталних фотографија на магнетном медијуму има и своје мане: кваром магнетног медија губе се скоро све фотографије, а сачуване се врло тешко "опорављају", што се превазилази чувањем истих снимака на више одвојених и добро обезбеђених медијума. Снажан електромагнетни импулс може да уништи податке на магнетном медију, али не и на класичном филму или фотографији. За увид у дигиталну фотографију увек је птребан одговарајући сложен технолошки систем попут савремених рачунара. Могућност обмане, убацивањем непостојећих елемената слике или дефорамцијом постојећих, је много већа него код аналогних и много теже се открива без поуздано сачуваних оригинала.

[20]          У литератури се често у истом значењу употребљавају изрази: спектрометар и спектрофотометар.

[21]          Фотоелектични ефекат је прво уочен као појава емисије електрона из неких матерјала изложених светлошћу. Касније се показало да постоје материјали који емитиују електроне и при другим врстама зрачења из електромагнетног спектра те  и да је енергија емитованог електрона пропорционална фреквенцији зрака који ју је изазвао. Такви материјали су послужили и за детекцију и за одређивање густине зрачења по јединици површине.

[22]          Реч сензор је изведена од новолатинске именице sensatio=осет да означи објекат који под дејством неког неопажљивог сигнала реагује на начин који се може опазити.

[23]          На електромагнетним својствима материје данас се базира готово сва наука и технологија. Прво право научно изучавање магнетних појава почиње са  енглеским лекаром Вилијемом Гилбертом, који је 1600. године објавио прво стварно научно дело "О магнету, магнетским телима и великом магнету Земљи". Био је то први научник у историји науке, који је доказ и експеримент ставио изнад усвојених религијских и научних догми.