ASTRONOMIJA (grčki ά στρον astron zvijezda i νóμος nomos zakon) je nauka o zvijezdama. Astronomija proučava međusobni položaj zvijezda na nebeskom svodu, njihova prividna i prava gibanja, ispituje uzroke tih gibanja, fizikalnu prirodu zvijezda i ostalih nebeskih tjelesa, njihov postanak i razvitak te strukturu čitave njihove skupnosti.

Astronomija se razvijala od najstarijih vremena do danas zajedničkim radom cijelog kulturnog čovječanstva. Od rada Kaldejaca, Egipćana i Grka Starog vijeka, preko Arapa Srednjeg vijeka i velikih kulturnih pokreta Novog vijeka, sve do naših dana razabire se neprekidni proces razvitka, u kome su pojedini istaknuti astronomi, sintetizirajući rad prijašnjih generacija, dolazili do novih pogleda. Astronomija je danas podijeljena u nekoliko grana, a među njima se pokazuju dva glavna smjera: astrometrički i astrofizički.

Astrometrija je nauka o položaju i gibanju zvijezda. Prema načinu rada dijeli se na:

Sfernu astronomiju, koja pomoću sfernih koordinatnih sustava određuje međusobne položaje nebeskih tjelesa, obrađuje njihova prividna gibanja i sve probleme, koji su s tim u vezi te rješava zadatke o geografskim koordinatama mjesta.

Praktičnu astronomiju, koja opisuje instrumente potrebne u astronomskom radu, izlaže teoriju tih instrumenata, metode opažanja i njihove obradbe.

Teoretsku astronomiju, koja ispituje prava gibanja nebeskih tjelesa u svemirskom prostoru, zakone i uzroke tih gibanja.

Astrofizika se bavi fizičkim i kemijskim prilikama na nebeskim tjelesima. Ona se danas razvija kao posve zasebno područje astronomije.

Poznavanje zviježđa i pojedinih zvijezda zovemo astrognozijom. Pregled glavnih metoda i rezultata astronomije naziva se kozmografijom. Teorije o postanku i razvitku zvijezda i sustava nebeskih tjelesa sačinjavaju kozmogoniju.

U suvremenom životu astronomija vrši vrlo važnu ulogu. Daje nam sredstva za orijentaciju brodova i aviona. Svakodnevno točno određivanje vremena služi kao osnova za uređenje saobraćaja. Gibanje Sunca i Mjeseca daje osnove za računanje kalendara. Rezultati astronomije najjači su ustuk protiv praznovjerja. Astronomija omogućuje, da čitavu prirodu gledamo »odozgo«, da otkrivamo mnoge prirodne tajne. Otvarajući nam putove saznanju istine o prirodi, ona čini jednu od najvažnijih osnova opće kulture. U novije vrijeme, usko povezana s fizikom, u mnogome pomaže razvitak atomske fizike, provjeravajući njezine teorije na pojavama u atmosferama zvijezda.

Sferna astronomija. Položaj nebeskog tijela na nebeskoj sferi vidimo u onoj točki, u kojoj sastavnica našeg oka i nebeskog tijela probada sferu. To mjesto određujemo pomoću koordinatnih sustava na kugli. U astronomiji se upotrebljavaju četiri sustava, od kojih je svaki određen jednom osnovnom ravninom, odnosno kružnicom, u kojoj ta ravnina siječe nebesku sferu, i njezinim polovima:

a) sustav horizonta, osnovna je kružnica horizont, a polovi su zenit i nadir;

b) sustav ekvatora, osnovna je kružnica nebeski ekvator, a polovi su sjeverni i južni nebeski pol;

c) sustav ekliptike, osnovna je kružnica ekliptika, a polovi su polovi ekliptike;

d) galaktički sustav, osnovna kružnica siječe nebeski ekvator u rektascenziji α = 18^h 40^m pod priklonom 62°. Sjeverni je pol galaktičkog sustava u onoj točki, kojoj su ekvatorske koordinate za godinu 1900 α = 12^h 40^m δ = +28° o'.

Izravno mjerenje položaja zvijezde obavlja se samo u sustavima horizonta i ekvatora, dok se koordinate u drugim sustavima dobivaju računom. Prema naravi zadatka, koji astronom ima pred sobom, upotrebit će za svoj račun onaj sustav, koji mu najbolje odgovara, na pr. za gibanje planeta sustav ekliptike, za ispitivanje o razmještaju pojedinih vrsta zvijezda u svemiru sustav galaktike.

Najčešće se određuje položaj zvijezde njezinom deklinacijom i zvjezdanim vremenom u času kulminacije. Ako je poznata visina pola za mjesto opažanja, a ona je jednaka geografskoj širini, onda se od visine zvijezde u času kulminacije dobiva deklinacija zvijezde. Trenutak prolaza proljetne točke kroz meridijan daje O zvjezdanog vremena. Iz razlike između ovog vremena i vremena gornje kulminacije zvijezde, koju promatramo, dobivamo njezinu rektascenziju. Tako dobivene koordinate treba osloboditi od niza pogrešaka, koje su ušle u mjerenje zbog raznih nesavršenosti instrumenata, zbog gibanja Zemlje i njezine osi, te zbog utjecaja atmosfere (refrakcija, aberacija). To je redukcija zvijezde. Ostali glavni problemi sferne astronomije jesu: određivanje paralakse zvijezda, precesije i nutacije i određivanje vremena. Gibanjem Zemlje oko Sunca mijenja se njegov prividni položaj na nebu, i time dobivamo osnove za računanje kalendara. S raznih mjesta na Zemlji vidi se kulminacija iste zvijezde u različno doba i u različitim visinama. Tako sferna astronomija rješava zadatak o određivanju geografskih koordinata mjesta.

Praktična astronomija. Budući da na nebeskom svodu ne možemo zamisliti pravaca nego samo lukove, svedeno je cjelokupno mjerenje i označivanje dimenzija na lučnu mjeru. Sprave za mjerenje kutova i lukova bile su prvi astronomski instrumenti.

Od najstarijih vremena do danas ti su se instrumenti usavršavali i pronalazili novi. U Starom vijeku: gnomon, astrolab i armilarna sfera, u Srednjem vijeku: trikvetrum i kvadrant, a u Novom vijeku: dalekozori u vezi s urom, fotografskim aparatom i spektroskopom — glavna su pomagala astronoma u njegovu radu. Stariji su instrumenti služili samo za mjerenje kutova, a dalekozor osim toga omogućuje još i promatranje pojedinosti na nebeskim objektima, a u vezi sa spektroskopom i proučavanje njihove prirode.

Danas služi za mjerenje meridijanski krug, odnosno pasažni instrument, koji je namješten tako, da se može vrtjeti oko osi okomite na meridijan. Kod toga se os dalekozora kreće u ravnini meridijana. Veliki dalekozor ili ekvatorijal montiran je paralaktički, t. j. njegova je glavna os paralelna sa svjetskom osi i može se kretati oko te osi i oko druge, koja je na nju okomita. Svaka od tih osi ima krug s podjelom na stupnjeve za direktno očitavanje rektascenzije i deklinacije. Dva su tipa velikih dalekozora: refraktori i reflektori. U refraktoru nastaje slika nebeskog objekta lomljenjem zraka svjetlosti u velikoj leći, objektivu, a u reflektoru odrazom zraka svjetlosti s ugnutog zrcala. Dobivena slika uvećava se i promatra okularom.

Od polovice prošlog stoljeća mnogo je u upotrebi snimanje neba, t. zv. astrografija. Umjesto okulara namjesti se na dalekozor kaseta s fotografskom pločom. Takav astrograf, koji prati dnevnu vrtnju nebeskog svoda, pokreće se strojem od ure, pa ekspozicije mogu trajati duže vrijeme. Kod spektrografa je između objektiva i fotografske ploče spektroskop, koji rastavljenu svjetlost zvijezde baca na ploču.

Teoretska astronomija proučava metode za određivanje prave staze nebeskih tjelesa u svemirskom prostoru. Te se staze određuju iz nekoliko poznatih položaja tijela. Ako se tijelo giba oko nekog središta, njegova staza može biti samo čunjosječica. Iz dobivenih podataka o položaju tijela na nebeskom svodu određuju se elementi staze, t. j. oblik i položaj staze, u kojoj se giba nebesko tijelo. Za tjelesa u Sunčevu sustavu uzima se 6 elemenata: a, e, Ω, i ω, t.

Staza tijela presijeca ekliptiku u uzlaznom (Ω) i silaznom (Ω) čvoru. Luk ekliptike između proljetne točke i uzlaznog čvora, mjeren u smjeru gibanja Zemlje, zove se dužina uzlaznog čvora i bilježi se njegovim znakom. Priklon i ravnine staze prema ravnini ekliptike broji se od ekliptike do 180°. Srednja daljina nebeskog tijela od Sunca ili polovina velike osi, a i ekscentricitet te elipse e označuju dimenzije staze. Velika os elipse, pravac apsida, zatvara s pravcem čvorova kut π, koji daje udaljenost perihela tijela od uzlaznog čvora, te se zbroj duljine uzlaznog čvora i toga kuta zove duljina perihela ω (= Ω + π ). Ova tri elementa: Ω, i i ω daju položaj staze u prostoru. Momenat prolaza tijela kroz perihel t omogućuje, da se u svako vrijeme odredi položaj tijela stazi. Ophodno vrijeme T i srednje gibanje μ (= 2π/τ), koji se obično navode u tablicama, mogu se računski odrediti iz poznatih šest elemenata.

Ako se dvije ili više zvijezda gibaju oko zajedničkog težišta, nazivamo ih sustavom dvojnih ili višestrukih zvijezda, a pojedine članove sustava — komponentama. Kod njih je prividna staza projekcija prave staze na nebeski svod. Stoga elementi staze imaju ovdje donekle drugo značenje. Sastavnica obiju komponenata zatvara sa smjerom sjever—jug kut, koji zovemo pozicionim kutom p i mjeri se od sjevera preko istoka do 360°. Lučna udaljenost komponenata bilježi se sa p. Dužina uzlaznog čvora je pozicioni kut presjecišta prave i prividne staze, i je priklon njihovih ravnina, ω je udaljenost periastrona (najbliži položaj obiju komponenata) od čvora, a polovina velike osi izražena u lučnim sekundama, e ekscentricitet staze, T ophodno vrijeme u godinama i t vrijeme prolaza kroz periastron.

Kao osnova za računanje staza služe Keplerovi zakoni i Newtonov zakon gravitacije. Računanje se provodi u više stupanja, gdje se u prvoj približnosti (prema Gaussu) uzima za osnovu kružna staza, a zatim se računa eliptična. Iz gibanja planeta određena je masa Sunca, iz gibanja satelita — mase planeta. Kod onih planeta, koji nemaju satelita, određuje se masa iz njihova međusobnog djelovanja.

Točnije određivanje staza i položaji tjelesa u njima mogu se dobiti tek onda, kad se uvaži njihovo međusobno gravitaciono djelovanje. Stoga razlikujemo u teoretskoj astronomiji problem triju tijela (račun perturbacija) od problema dvaju tijela, u kojemu se uzimaju u obzir samo centralno tijelo i njegov pratilac. Osobite teškoće zadaju u tom pogledu gibanja satelita, što se posebno očituje u povijesti teorije o Mjesecu.

Astrofizika ili fizika zvijezda bavi se proučavanjem prirode nebeskih tjelesa. Prvi podaci o prirodi tjelesa u Sunčevu sustavu dobiveni su promatranjem kroz dalekozore. U sredini XIX. st. pronađeni su zakoni o rasipanju svjetlosti i postavljeni temelji spektralne analize. Proučavanjem spektra, astrospektroskopijom, dobivamo podatke o kemijskom sastavu i fizičkom stanju nebeskih tijela. Pojedini kemijski elementi daju u plinovitom stanju spektre, koji se sastoje od svijetlih linija (emisioni spektar). Prolazi li kroz njih svjetlost drugog tijela, upijaju od njega one dijelove svjetlosti, kakve i sami izdaju (apsorpcioni spektar). K nama dolazi svjetlost samo iz gornjih slojeva zvijezde, stoga možemo spektroskopski ispitivati uglavnom atmosfere i površine zvijezda te razna druga plinovita svemirska tijela. U spektroskopskom ispitivanju krutih tjelesa oslanjamo se poglavito na apsorpciju svjetlosti u njihovim atmosferama i tlu te na polarizaciju reflektirane svjetlosti.

Na osnovi Dopplerova principa riješen je čitav niz problema: radijalna brzina gibanja i rotacija nebeskih tjelesa, otkriće spektroskopskih dvojnih zvijezda i t. d. Na osnovi rasporeda energije u spektru ustanovljena je Temperatura površine mnogih zvijezda, a na osnovi Zeemanova i Starkova efekta upoznato je djelovanje magnetskih i električnih sila na zvijezdama.

Mjerenjem intenziteta svjetlosti zvijezde, astrofotometrijom, proučavamo uzroke i odnose njihove svjedoče.

Spektralnom analizom i fotometrijom istraživane su površine nebeskih tjelesa i njihove atmosfere, ispitivane su njihove toplinske prilike. Otkrivena je priroda i sastav kometskih repova, a iz spektra meteora upoznati su točnije gornji slojevi zemaljske atmosfere. Ustanovljeno je, da se na Suncu i svim ostalim zvijezdama nalaze isti elementi kao i na Zemlji, pa je najprije na Suncu 1869 otkriven plin helij, koji je kasnije (1895) nađen i na Zemlji. Prema osobinama svojih spektara zvijezde su razvrstane u spektralne razrede, a na toj osnovi dalje se prosuđuje i stupanj njihova razvitka.

U novije se vrijeme obraća osobita pažnja promjenljivim zvijezdama, među kojima se ističu Cefeide svojom vezom između apsolutne veličine i logaritma perioda. Iz samog perioda može se odrediti apsolutna veličina, a u vezi s prividnom veličinom i udaljenost, pa su Cefeide postale mjerilo za određivanje vrlo udaljenih skupina zvijezda. I nove su zvijezde upoznate kao posebna vrsta zvijezda, kod kojih nastaje eksplozija gornjih slojeva zbog nuklearnih reakcija. Galaktičke maglice pokazale su se kod spektroskopskih istraživanja kao veliki oblaci plinova i prašine, a spiralne maglice kao vrlo udaljeni zvjezdani sustavi.

U najnovije vrijeme, poslije 1947, otkriveni su izvori emisije dugih elektromagnetskih valova u točkama nebeskog svoda, gdje nema vidljivih zvijezda. Ti su izvori nazvani radio-zvijezdama i time je osnovano novo područje istraživanja: radio-astronomija.

Sunčev sustav. Nebeska tjelesa, koja u kratkom vremenu mijenjaju svoj položaj te se i prostim okom ili bez mjerenja može u nekoliko dana ustanoviti promjena njihova položaja, čine uži skup nazvan Sunčevim sustavom. To su Sunce, Mjesec, planeti i njihovi sateliti, repatice, meteori i meteoriti. Sunce je plinovita kugla s promjerom 1,391.000 km. Njegova je masa 750 puta veća od mase svih ostalih tjelesa u sustavu zajedno. Tjelesa Sunčeva sustava gibaju se oko Sunca pod utjecajem njegove gravitacije u razmjerno malenom prostoru. Jedinica za mjerenje tog prostora, astronomska jedinica dužine, jednaka je srednjoj udaljenosti Zemlje i Sunca, t. j. približno 149,5.10⁶ km. 9 velikih planeta: Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun i Pluton, kruže oko Sunca u udaljenostima, koje rastu od 58. 10⁶ km (Merkur) do 6000. 10⁶ km (Pluton). Između Marsa i Jupitra giba se oko 2000 malih planeta ili asteroida. Neki se udaljuju od Sunca više nego Jupiter ili zalaze unutar staze Zemlje i Venere. Takvi su asteroidi važni za određivanje Sunčeve paralakse i mase Venere i Merkura (Icarus zalazi unutar Merkurove staze). Do konca XVIII. st. bilo je poznato samo 6 velikih planeta. 1781 otkriven je Uran. Iz perturbacija, koje su se pokazale u gibanju Urana, a nisu se mogle svesti na djelovanje Jupitra i Saturna, otkriven je 1846 Neptun, a 1930 i deveti planet Pluton. Osim Merkura, Venere i Plutona svi ostali veliki planeti imaju satelite ili pratioce, i to Zemlja 1, Mars 2, Jupiter 12, Saturn 9 i kolut, Uran 5, Neptun 2.

Staze planeta i njihovih satelita jesu elipse s malenim ekscentricitetima. Kometi se gibaju u vrlo produženim elipsama, kojih ekscentriciteti često dosežu vrijednost gotovo jednaku jedinici. Periodični kometi vraćaju se u blizinu Sunca u kraćim vremenskim razmacima od nekoliko godina. Neki kometi pojavili su se samo jedamput, pa se računa, da im je staza gravitacijom velikih planeta izmijenjena u hiperboličnu te su izbačeni iz Sunčeva sustava, ili im je ophodno vrijeme vrlo veliko, nekoliko hiljada godina, ili su se raspali u sitna tjelešca, koja se javljaju kao meteorski rojevi. Za neke je meteorske rojeve dokazano, da im se staze poklapaju sa stazama nestalih kometa.

Stelarna astronomija. Računa se, da prostor, u kome se nalazi Sunce sa cijelim svojim sustavom planeta i kometa, ima promjer otprilike 200 astronomskih jedinica dužine. Izvan toga prostora u vrlo velikom području sve do udaljenosti od 300.000 astronomskih jedinica dužine nema drugih poznatih tjelesa. Zvijezde, nazvane stajačicama, raspoređene su u svemirskom prostoru u golemim daljinama, koje mjerimo godinama svjetlosti i parsekima. Godina svjetlosti je udaljenost, do koje se proširi svjetlost u godini dana i jednaka je približno 9,5 bilijuna km. Parsek je udaljenost, iz koje se polumjer Zemljine staze oko Sunca vidi pod kutom od 1" i iznosi 31 bilijun km ili 3,26 god. svjetlosti. Najbliža zvijezda, Proxima Centauri, udaljena je 1,3 parseka ili 4,3 god. svjetlosti. Udaljenosti ostalih zvijezda vrlo su velike te se moraju izražavati i desecima tisuća parseka.

Što je veći dalekozor, koji upotrebljavamo kod promatranja, to veći broj zvijezda vidimo na nebu. Zvijezde vidljive prostim okom podijeljene su u 6 veličina. Najveći dalekozori pokazuju ih na fotografijama do 23 veličine. Zvjezdana veličina označuje se brojem i slovom m u eksponentu (1^m_, 2^m ...) Zvijezda je za jednu veličinu svjetlija od druge, ako od prve primamo 2,512 puta veću količinu svjetlosti, nego od druge. Kao osnovna uzima se veličina Polare 2,2^m (internacionalna polarna sekvencija). Svjetlije su zvijezde označene manjim brojevima, te dobivamo i negativne veličine (Sirus -1,6^m). Iz poznate udaljenosti i prividne veličine određuje se apsolutna veličina, t. j. veličina, u kojoj bismo vidjeli zvijezdu, kad bi bila od nas udaljena 10 parseka (apsolutna se veličina označuje sa M u eksponentu). Prividna je veličina Sunca —26,7^M, a apsolutna + 4,85^M. Prema apsolutnoj veličini podijeljene su sve zvijezde u gigante i normalne zvijezde, te nekoliko izvanrednih tipova (bijeli i crveni patuljci, potpatuljci, supergiganti, subgiganti). U vezi sa spektrima omogućuje apsolutna veličina razvrstanje zvijezda po fizikalnom stanju i stupnju razvitka.

Točnim je mjerenjem ustanovljeno, da i »stajaćice« imaju svoja gibanja u prostoru. Komponenta tog gibanja, okomita na doglednicu, zove se vlastito gibanje, a komponenta u smjeru doglednice — radijalno gibanje zvijezde. Gdje su poznate obje komponente, može se odrediti pravo gibanje zvijezde (motus peculiaris). Brzine su vrlo različite, prosječno oko 20 km u sek, ali su poznate i brzine od nekoliko stotina km. Sunce se giba prema točki neba (Sunčev apex) na granici zviježđa Lire i Herkulesa nedaleko zvijezde Vege. Brzina mu je 20 km u sek.

Na mnogim mjestima neba opažaju se gušći skupovi zvijezda, koje su u užoj mehaničkoj vezi. Ima ih otvorenih (Vlašići) i kuglastih. Kuglasti su skupovi vrlo udaljeni i sadržavaju velik broj zvijezda na razmjerno malenu prostoru.

Sve zvijezde, koje vidimo same, sačinjavaju velik sustav. Nama se on prikazuje kao Kumovska slama ili Mliječni put. Sustav ima oblik goleme leće s promjerom oko 100.000 god. svjetlosti i debljine u sredini oko 15.000 god. svjetlosti. Sastoji se od velikog broja oblaka zvijezda raspoređenih u spiralnim granama. Glavnu centralnu skupinu vidimo u smjeru zviježđa Strijelca. Broj zvijezda u cijelom sustavu cijeni se na 100—200 milijarda. U tom sustavu nalaze se i mnoge difuzne maglice, veliki oblaci plinova i prašine. One svijetle djelomice reflektiranom, a djelomice vlastitom svjetlošću. Od okolnih, vrlo usijanih zvijezda primaju u obliku različitog zračenja dovoljno energije, da mogu i same davati svjetlost. Uz glavnu ravninu Mliječnog puta raspoređeni su tamni oblaci vrlo rijetke interstelarne materije.

Izvan sustava Kumovske slame na udaljenostima, koje broje milijune godina svjetlosti, nalazi se velik broj spiralnih maglica. To su zvjezdani sustavi poput Kumovske slame. U poznatom dijelu svemira, t. j. sve do jedne milijarde godina svjetlosti daleko, ima ih više stotina milijuna. Spektroskopska ispitivanja pokazuju, da se one udaljuju to većim brzinama, što su dalje od nas (ekspanzija svemira). Taj se problem još rješava. Svi poznati zvjezdani sustavi sačinjavaju metagalaktiku. Spektroskopska su ispitivanja pokazala, da je cijeli poznati svemir građen od istovrsne materije, što ukazuje na njegovu beskonačnost.

Razvitak astronomije. Prvi počeci astronomije sežu u davno doba, kad su se stvarale ljudske zajednice sa stalnim boravištima. Već je u najstarije doba zapaženo, da se neke sjajne zvijezde kreću među množinom prividno nepomičnih. Zvijezdama većeg sjaja davana su imena bogova. Periodično gibanje Sunca i Mjeseca dalo je osnovu za mjerenje većih jedinica vremena i izračunavanje kalendara. Njihovo gibanje i pomicanje planeta služilo je kao osnova za proricanje ljudske sudbine. U jednu i drugu svrhu bilo je potrebno stalno promatrati njihove položaje na nebu. Rezultati promatranja poslužili su kao temelj za formiranje nazora o svijetu, koji su naučno razradili tek Grci u ← VI. st. Proricanje sudbine, astrologija, premda nema nikakav naučni karakter, održalo se kod praznovjernog svijeta sve do naših dana i u prvo je doba koristilo astronomiji, jer su astrolozi sudjelovali u izgradnji astronomskih metoda i instrumenata.

U razvitku astronomije mogu se razlikovati 3 doba. Prvo je doba izgradnje geocentričkog sustava od prvih vremena do početka XVI. st. Drugo je doba izgradnje heliocentričkog sustava do konca XVIII. st., a treće doba stelarne astronomije i astrofizike. Najstariji podaci potječu iz vremena prije 4000 do 5000 godina, kad su u Kini, Indiji, Mezopotamiji i Egiptu već imali uređene kalendare. Pošto je ustanovljena ovisnost promjena u prirodi o položaju Sunca, uvedena je općenito Sunčeva godina. Kraća vremenska razdoblja računala su se prema Mjesecu i tako je nastala lunisolarna godina. Priklon ekliptike i priklon Mjesečeve staze bili su poznati već najstarijim astronomima. U godini dana prijeđe Sunce potpuno svoju kružnu stazu po ekliptici, pa su kaldejski astronomi na toj osnovi proveli seksagezimalni sustav u mjerenju lukova. Iz prividne vrtnje nebeskog svoda izveli su zaključak, da on obavija Zemlju sa svih strana, a Zemlja da lebdi u sredini svijeta.

Prihvativši tu osnovu, grčki su učenjaci Tales, Anaksimandar, Anaksimen i Ksenofan mogli spoznati, da je Zemlja kugla, pa je Pitagora oko god. ← 500 već definirao geocentrički sustav svijeta: Zemlja u središtu, oko nje se vrti 8 kuglinih ploha (sfera), 7 od njih nose po jedno tijelo, Sunce, Mjesec i 5 planeta, a osma zvijezde stajaćice. Meton ustanovljuje sklad od 235 lunacija i 19 godina i daje osnovu za računanje pomrčina Sunca i Mjeseca. U to se vrijeme javljaju već prvi glasovi o vrtnji i revoluciji Zemlje, ali protiv toga odlučno ustaje Aristotel, i njegovo mišljenje prevladava sve do XVI. st.

Najljepši procvat doživjela je grčka astronomija u aleksandrinsko doba, od ← III. st. do IV. st. Za označivanje položaja zvijezda uvedeni su koordinatni sustavi, izgrađeni instrumenti i ure. Eratosten određuje veličinu Zemlje i priklon ekliptike. Oko ← 280 iznosi Aristarh mišljenje, da se Zemlja vrti oko svoje osi i giba oko Sunca. Odredivši udaljenost Mjeseca i Sunca od Zemlje, izračunava njihove veličine. Aristarhovo doba još nije bilo zrelo, da općenito prihvati te ideje, pa je on prognan. Ipak su najveći učenjaci uvidjeli vrijednost osnovne ideje, ali je iz oportunizma nisu javno priznavali (Arhimed). Apolonije i Hiparh mogli su na toj osnovi izgraditi savršeniji sustav svijeta od Pitagorina i Aristotelova. I njima je Zemlja u središtu svijeta i nepomična. Planet se giba po kružnici nazvanoj epicikl. Središte epicikla giba se po drugoj kružnici, nazvanoj deferent, kojoj je središte u Zemlji. Tako planet opisuje u prostoru krivulju epicikloidu. Na taj su način protumačene mnoge pojave u gibanju planeta, a Hiparh je još ustanovio, da godišnja doba ne traju jednako dugo, da su staze nebeskih tijela ekscentrične kružnice i t. d. Otkrio je precesiju ekvinokcija i izradio prvi katalog zvijezda.

Poslije Hiparha nastaje zastoj u razvitku astronomije. Hiparhov sustav nije se u biti ništa mijenjao sve do Kopernika. I veliki astronomski enciklopedist Ptolomej u II. st. daje tek male ispravke i okuplja u svom Velikom zborniku (μεγάλη σύνταξις, arapski Almagest) gotovo sve rezultate grčkih astronoma, pa geocentrički sustav po njemu dobiva ime Ptolomejev sustav. Nakon propasti aleksandrinske škole i u vrijeme arapskih osvajanja, astronomski rad prelazi uglavnom u ruke Arapa. Srednji je vijek u evropskim zemljama uporno sprečavao pojavu i razvitak naprednijih ideja. Samostanske su škole izvršile vrlo koristan posao, što su prepisivanjem starih spisa sačuvale baštinu grčke astronomije. U to su vrijeme crkvene i državne vlasti upravo fanatično pazile, da se ne odstupa od ustaljenog geocentričkog vjerovanja; Zemlja se opet smatrala ravnom pločom. Ni Arapi nisu iznijeli nikakvih velikih ideja, ali su znatno usavršili metode opažanja i računanja, pogotovo kad su od Indijaca preuzeli njihove brojke i način pisanja brojeva. Broj kristalnih sfera, koje je u astronomsku teoriju uveo Eudokso i prihvatili gotovo svi astronomi poslije njega, silno je porastao i sve jače zamršivao čitav svemirski sustav.

Sve se više osjećalo, da je potrebna temeljita revolucija u astronomskoj nauci. Tu revoluciju izveo je Kopernik (1543) svojim djelom De revolutionibus orbium coelestium, gdje je ponovo dokazao, da se Zemlja vrti oko svoje osi i da obilazi oko Sunca. Tim je djelom Kopernik postavio čvrst temelj heliocentričkog sustava. Heliocentrički sustav nije bio odmah općenito prihvaćen. Protiv njega ustala je Crkva braneći Aristotelovo tumačenje nepokretne Zemlje. Tycho Brahe, iz razloga što se nije mogla ustanoviti paralaksa stajaćica, iznosi novi, svoj sustav, u kome je Zemlja glavno središte svijeta i oko nje obilaze Mjesec i Sunce, a svi ostali planeti oko Sunca. Tako se u XVI. i XVII. st. razmahala borba oko priznanja heliocentričkog sustava, u kojoj su Kopernikove pristaše bili izvrgnuti progonima i smrti.

Kopernikovo djelo nastavili su Galilei i Kepler. Galilei je otkrio zakone gibanja pod utjecajem zemaljske teže, a Kepler je formulirao zakone gibanja nebeskih tijela (1609 i 1619). Tri Keplerova zakona (1. staze planeta su elipse, a Sunce se nalazi u jednom njihovu zajedničkom žarištu; 2. površina, koju opisuje provodnica planeta, proporcionalna je vremenu; 3. kvadrati ophodnih vremena planeta odnose se kao treće potencije velikih poluosi njihovih staza) i Galileieva primjena dalekozora na ispitivanje neba potpuno su utvrdili heliocentrički sustav.

U to se vrijeme uz novoosnovana sveučilišta ureduju i velike zvjezdarnice, na kojima dolazi do velikog broja pojedinih otkrića i utvrđuju se točnije dimenzije Sunčeva sustava. Newtonov zakon gravitacije (Philosophiae naturalis principia mathematica, 1687) daje osnovu za tumačenje svih gibanja i pojava u svemiru. Po tom je zakonu sila, kojom se privlače dva tijela u prostoru, upravno razmjerna njihovim masama, a obrnuto razmjerna kvadratu njihove međusobne udaljenosti. Keplerovi zakoni i Newtonov zakon gravitacije čine osnovu nebeske mehanike. Izračunate su mase nebeskih tijela, perturbacije u gibanju planeta, precesija, protumačena je plima i oseka i t. d. Na osnovama, koje su dali Newton i Leibniz, izgrađeni su diferencijalni i integralni račun, pa je time dobiveno prikladno sredstvo za rješavanje problema teoretske astronomije. U isto doba Halley rješava problem gibanja kometa, Bradley otkriva aberaciju svjetlosti, i u drugoj polovici stoljeća pojavljuju se već prve naučno osnovane kozmogonijske teorije Kanta i La placea. Iz Venerinih prolaza ispred Sunca dobivena je paralaksa Sunca i astronomska jedinica dužine.

Potkraj XVIII. st. slika Sunčeva sustava već je dovoljno zaokružena, i W. Herschel prelazi na proučavanje dalekog svemira. Nakon otkrića planeta Urana (1781) gradi novu vrstu dalekozora, reflektore, te iz dobivenih podataka opisuje strukturu zvjezdanog sustava Kumovske slame. Taj se rad nastavlja sa sve većim uspjehom u XIX. st. U isto vrijeme redaju se nova otkrića. 1801 otkriven je prvi asteroid Ceres, 1846 Leverrier teoretski otkriva planet Neptun iz perturbacija u stazi Urana, sve više se izgrađuju matematičke metode u nebeskoj mehanici. O polovini XIX. st. Kirchhoff i Bunsen daju osnove spektralne analize, te se počinje razvijati nova grana astronomije — astrofizika. Praktična je astronomija znatno napredovala, pošto je Besselu uspjelo mjeriti kutove manje od 1" i određivati udaljenost zvijezda, a pogotovu onda, kad je na astronomska ispitivanja primijenjena fotografija.

Spektralna analiza i primjena Dopplerova principa omogućile su proučavanje kemijske i fizičke prirode zvijezda. Provedena je klasifikacija zvijezda po spektrima. Potkraj XIX. i u početku XX. st. grade se velike zvjezdarnice daleko od gradova i organizira se astronomski rad. Astronomija se sve više povezuje s fizikom, osobito nakon otkrića radioaktiviteta, teorije kvanta, teorije relativnosti i sve većeg napretka atomske fizike, pa se na toj osnovi javljaju i brojne kozmogonijske hipoteze.

I XX. st. bilježi velik broj otkrića asteroida, satelita planeta, devetog velikog planeta Plutona, te udaljenih zvjezdanih skupova i sistema. Otkriveno je mnogo promjenljivih i novih zvijezda, rotacija Kumovske slame, interstelarna materija i udaljivanje dalekih zvjezdanih sustava. Zvijezde su podijeljene u razne tipove: gigante i patuljke ili normalne zvijezde. U najnovije doba otkriveni su i drugi tipovi zvijezda. Izvori zvjezdane energije svedeni su na unutarnje procese atomskih jezgara u unutrašnjosti zvijezda. Izgradnjom velikih zvjezdarnica i dalekozora (Yerkes, Mount Wilson, Mount Palomar i t. d.) zauzima Amerika prvo mjesto u astronomskom radu, naročito na području stelarne astronomije i astrofizike.

Već u drugoj polovici XIX. st. osnivaju se u svim kulturnim zemljama mnoga astronomska društva. Rad amatera-astronoma pokazuje sve više vrijednih rezultata, a tome mnogo pridonosi i osnivanje velikog broja privatnih zvjezdarnica. Astronomska se literatura sve više razvija i u stručnom i u popularnom smjeru. Osim mnogobrojnih praktičnih koristi, koje današnja civilizacija ima od astronomije (potrebe navigacije, služba vremena i dr.), najveći utjecaj na duševni razvitak i shvaćanje o položaju čovjeka u svijetu izvršila je upravo astronomska nauka.

LIT.: R. Wolf, Geschichte der Astronomie, München 1877; Valentiner, Handbuch der Astronomie, Breslau 1897—1902; Berry, History of astronomy, Cambridge 1898; Klinkerfuess-Buchholz, Theoretische Astronomie, Braunschweig 1912: Newcomb-Engelmann, Populäre Astronomie, Leipzig 1921, HerrTinter, Lehrbuch der sphärischen Astronomie, Wien 1923; Handbuch der Astrophysik, 4, 5, 6, Berlin 1928—33; Graff, Astrophysik, Leipzig-Berlin 1929; M. Milenković, Nebeska mehanika, Beograd 1934; Smart, Stellar Dynamics, Oxford 1938; W. Becker, Sterne und Sternsysteme, Dresden-Leipzig 1942; Pirc, Rimska cesta, Ljubljana 1944: Пареннаго курс звездной астрономий, Москва-Ленинград 1946; Couderc, L'architecture de l'Univers, Paris 1947; M. Milanković, Istorija astronomske nauke, Beograd 1948; J. Goldberg, Astronomija, ZagrebI950; N. Abakumov, Sferna astronomija, Zagreb 1950; 5. Rozgaj, Razvitak astronomije, Zagreb 1951.S. R.