POJMOVNIK

V Babilonu so bili jeziki pomešani, pravi legenda. A mi si v uho vtaknemo ribo-babilonko in že razumemo vse jezike tega sveta. Kaj sveta, cele galaksije in še več! Oboroženi z znanjem bomo zgradili čolne, kaj čolne, vesoljske ladje in razprli tkanje dimenzij. Skozi črvine bomo zdrveli na vse konce galaksij, da vidimo, da otipamo, da okušamo in spoznamo. Vsemirje za nas nima meja!

A B C Č D E F G H I J K L M N O P R S Š T U V Z Ž 
 

Z odkritjem večjih nebesnih teles izza Urana v Kuiperjevem pasu, se je pričel izraz planetoid uporabljati za tovrstna telesa. V tem smislu pomeni manjši planet.

Linearna ekscentričnost e
Numerična ekscentričnost ε

Ekscentričnost lahko obsega vrednosti med 0 in 1. Pri a=b je elipsa krožnica, e=0 in ε=0. Če je a=1 in b=0, je e=1 in ε=1.

Enačba elipse v središčni legi

Da so orbite planetov elipse in ne krogi, je prvi odkril Johannes Kepler iz opazovanj Tycha Brahea. Sonce je v eni od goriščnih točk elipse.

Po opazovanjih Tycha Bracheja, ki je domneval, da planeti krožijo po krožnicah, je Johannes Kepler izračunal, da je njihova orbita dejansko elipsa s Soncem v enem od njenih gorišč.

Elipsa ima dve različno dolgi polosi. Sorazmerje med njima se imenuje linearna ekscentričnost elipse in jo označujemo z e. Pri krožnici je e=0, pri popolnoma stisnjeni elipsi je e=1.

Eliptične orbite planetov so zelo blizu krožnici. Asteroidi, kometi in nekatera druga telesa v osončju pa imajo bolj ekscentrične orbite.

Kot prvega, je Kepler tudi drugi zakon sestavil na podlagi poizkusov in napak. Ugotovil je, da planeti ne krožijo enakomerno hitro na vsaki točki elipse. Vendar pa za potovanje na določenem odseku krožnice potrebujejo sorazmerno enak čas. Na sliki levo je to shematsko prikazano. Dejstvo je, da potrebuje planet za pot iz A v B enak čas kot za pot iz C v D. Kako, če je razdalja med C in D večja kot med A in B? Torej mora planet potovati različno hitro, hitreje, ko je bližje soncu in počasneje, ko je dalje od njega.

Zeleno označeno področje shematsko predstavlja vpliv gravitacije Sonca. Področje >Sonce-C-D< pokriva enako površino kot področje >Sonce-A-B<. Oba gravitacijska vpliva sta enaka, vendar je razdalja A-B mnogo krajša od razdalje C-D. Iz tega je razvidno, da potuje planet po eliptični poti okrog sonca hitreje, ko je bližje in počasneje, ko je bolj oddaljen od sonca.

Prva dva zakona sta Keplerja pripeljala do tretjega. Zapisan je kot matematična formula P²=a³.

Če vemo periodo P planeta, t.j. če poznamo njegov obhodni čas okoli sonca, potem lahko izračunamo, kako daleč je planet od njega oddaljen. Določimo lahko njegovo veliko polos a.

Poleg tega pa nam ta zakon pove tudi, da imajo bolj oddaljeni planeti daljše periode kot tisti, ki so mu bližji. Iz tega izhaja, da je njihova obhodna hitrost nižja od bližjih planetov. To je ponazorjeno na diagramu na levi strani.

Vodeče oglišče trikotnika je znano kot vodeča Lagrangejeva točka ali L4; sledeče oglišče je sledeča Lagrangejeva točka ali L5. Kolinearno (vzporedno) z drugima dvema telesoma so nestabilne ravnotežne točke L1, L2 in L3, ki pa so včasih uporabne za postavitev vesoljskih vozil (slika 1).
 

Nikolai Copernicus (1473 - 1543) je sredi 15.stoletja podal za tisti čas revolucionarno idejo, da planeti krožijo okrog Sonca. Kasneje so to potrdili še Brache, Kepler in Galileo. Matematično je vse skupaj "začinil" Isaac Newton (1643 - 1727), ki je na primeru dveh teles dokazal, da v vesolju vsa mala telesa krožijo okrog večjega v eliptični orbiti z večjim v eni izmed goriščnic elipse. Pravzaprav je razložil tri možne načine, kako neko telo potuje skozi gravitacijsko polje. Po prvi telo potuje v eliptični orbiti (ravnotežje dveh teles), po drugi v obliki parabole (malo telo pade na večje) in po tretji v obliki hiperbole (malo telo ubeži gravitaciji velikega). Na tej osnovi se da izračunati, kje se bo posamezen planet nahajal v določenem trenutku.

Ko pa so pričeli računati soodvisnosti treh teles (na primer, Sonce, Zemlja, Jupiter), so nastopile težave. Z njimi sta se spoprijela matematika Euler in Joseph-Louis Lagrange 1736 - 1813). Našla sta rešitev, pri tem je bil Lagrange še bolj natančen. Kdo bi si mislil, da bo njuno teoretično delo na področju matematike in fizike bistveno vplivalo na sodobne vesoljske polete!

Za primer si oglejmo sistem treh teles, ki je sestavljen iz Zemlje, Lune in vesoljske ladje. Za lažje razumevanje uporabimo določene približke, ki na izračun ne vplivajo bistveno: vsa telesa krožijo po krožnih orbitah in gravitacijski privlek vesoljske ladje je zanemarljiv glede na privleka drugih dveh teles.

Newtonov prvi zakon pravi, če se objekt giblje z določeno hitrostjo v določeni smeri, se to ne spremeni, razen, če kakšna sila spremeni hitrost ali smer gibanja objekta. Luna ali vesoljska ladja, ki krožita okrog Zemlje sta očitno pod vplivom neke sile, ki spreminja njuno smer, saj bi morali »odleteti« stran, če temu ne bi bilo tako. To je centripetalna sila, ki ju vleče nazaj proti središču kroženja in v našem primeru je ta sila kar zemeljska gravitacijska sila ali privlek. Po Newtonovem gravitacijskem zakonu, je ta:

M = masa Zemlje G = gravitacijska konstanta m = masa objekta, ki kroži r = polmer (razdalja med središčem kroženja in krožečim objektom)

Objekt, ki kroži okrog Zemlje, mora imeti nasprotno centrifugalno silo Fc, da ne pade na Zemljo.

m = masa objekta v = hitrost r = polmer

Če želimo imeti sistem v ravnotežju (vedno kroži, ne pade na Zemljo ali ne odleti stran), morata biti obe sili enaki in nasprotni.

Ko to preuredimo, dobimo hitrost kroženja:

Če bi vesoljska ladja potovala z manjšo hitrostjo, bi v spirali padla na Zemljo, če pa bi bila hitrejša, pa bi Zemlji ušla. S to formulo lahko izračunamo tudi, kako daleč je objekt stran od Zemlje in koliko časa potrebuje za eno obkrožitev. Če potrebuje vesoljska ladja več časa za obkrožitev Zemlje kot Mesec, potem je od Zemlje dalje kot naša luna.

Doslej smo zanemarili lunin gravitacijski vpliv na vesoljsko ladjo. Zamislimo si, da vesoljska ladja kroži tako, da je vedno na črti, ki povezuje središči Zemlje in Lune. V tem primeru bi bila pod gravitacijskim vplivom tako Zemlje kot Lune. Sedaj na vesoljsko ladjo delujeta dve gravitacijski sili, ki močno slabita njeno centrifugalno silo. To pomeni, da vesoljska ladja kroži počasneje, če bi tam ne bilo Meseca. Jasno je, da bi nekje morali biti gravitacijski sili obeh teles v ravnotežju. Zares, obstaja točka med Zemljo in Mesecem, kjer vesoljska ladja kroži z isto hitrostjo kot Mesec. Ta točka se imenuje Lagrangejeva točka. Obstajajo še štiri točke, kjer sta gravitacijski sili Zemlje in Meseca v ravnotežju. Označene so oznako LLx na spodnji sliki 2 (LL=točka Luna Lagrange).

Slika 2 - Lagrangejeve točke v okolici Zemlje iz sistemov Zemlja-Mesec in Zemlja-Sonce.

Točki EL pa sodita v sistem Sonce – Zemlja in ju je našel Euler (EL = točka Zemlja /Earth/ Lagrange). Ker kroži Mesec okrog Zemlje, se ves sistem sproti obrača in vesoljska ladja, ki se nahaja v eni od točk, se tudi »obrača« ali »potuje« z njim. Točke LL1, LL2 in LL3 ležijo na premici LL, ki povezuje središči Zemlje in Meseca in jih je Euler prvi našel. LL4 in LL5 pa s točko LL3 tvorijo enakostranični trikotnik. Točki tvorita s premico LL kot 60 stopinj, ena je pred Zemljo (vodeča) in ena za Zemljo (sledeča). Pri tem se je pokazalo, da sta prav ti dve točki najbolj stabilni, medtem ko je potrebno v točkah LL1, LL2 in LL3 stalno popravljati položaj vesoljske ladje.

Točko EL1 med Zemljo in Soncem zaseda satelit SOHO, ki opazuje sončevo aktivnost in napoveduje nevarne sončeve izbruhe. V točki EL2 je satelit WMAP, ki v radijskem frekvenčnem območju zbira podatke o postanku vesolja.

Vendar je v resnici zadeva še bolj zamotana, saj v Osončju nimamo samo treh teles. Razumevanje problema zahteva sodobno teorijo dinamičnih sistemov, ki jih je mogoče modelirati le s pomočjo računalnikov. Ko v model vnesemo shematski prikaz učinkov gravitacijskih privlekov, dobimo gravitacijske »hribe in doline«. Vesoljska ladja postane podobna majhni kroglici, ki lovi ravnotežje na vrhu gravitacijskega hriba. Ko se površina »guba« in spreminja zaradi medsebojnih vplivov, se tudi ti »hribi« spreminjajo. »Doline« skušajo vesoljsko ladjo pritegniti k sebi. Model prikazuje slika 3 levo.

Opazimo lahko, da je gravitacijski »hrib« v točkah L4 (EL4) in L5 (EL5) najbolj položen in s tem je tudi položaj vesoljske ladje bolj stabilen. Če bi ne bilo drugih vplivov, bi lahko vesoljska ladja vedno »počivala« na eni od teh dveh točk.

A v sončnem sistemu imamo več teles, ki gravitacijsko vplivajo in spreminjajo ravnotežje sil v prostoru. Sodoben pristop k Lagragejevim rešitvam je pripeljal do drugačnega razmišljanja in uporabe Lagrangejevih točk za vesoljska potovanja. Iz slike je razvidno, da mora vesoljska ladja porabiti veliko silo, da se »povzpne« na vrh gravitacijskega »hriba«. Doseči mora t.i. ubežno hitrost. Ko se »prevali« čez hrib, prične pridobivati hitrost in spet potrebuje mnogo goriva za zaviranje, da se ne raztrešči na Luni ali na drugem planetu. Do oddaljenih planetov bi morala večkrat prečiti gravitacijske »hribe in doline«, ob tem pa se ves čas vzpenjati na »goro sončeve gravitacije«.

Za utirjenje v zemljino orbito potrebujemo hitrost 9,7 km/s, da pridemo do točke LL1 moramo pospešiti še za 3,15 km/s (potrebna je nekaj manjša hitrost, saj moč gravitacije slabi z razdaljo). Za prehod iz LL1 v EL2 potrebujemo le še dodatnih 0,014 km/s (še kolesar vozi hitreje!).

Ali je mogoče, tako kot na Zemlji pri vzponu na hribovje, najti pot, ki bi vodila samo po gravitacijskih vrhovih? Ali je mogoče, da bi se vesoljska ladja samo enkrat »povzpela na hrib« na začetku potovanja, potem bi potovala le po gravitacijskih »grebenih« ob najmanjši porabi goriva in spet na koncu uporabila gorivo za »sestop« z gravitacijskega vrha? Da, možno je, vendar je izračun tovrstne poti zelo zahtevna naloga tudi za najhitrejše superračunalnike. Tako sedaj načrtujejo kar nekaj vesoljskih plovil, ki bodo uporabile Lagrangejevo avtocesto za pot skozi Osončje. Najbolj privlačna ideja je, da bi na LL1 locirali vesoljsko servisno postajo. Od tu bi vesoljci ali robotske servisne sonde popravljale in vzdrževale plovila v drugih točkah.

Prvi se je lotil izračuna poti po gravitacijskih »grebenih« Jules-Henri Poincare (1854 – 1912), ki se je lotil izdelave modela s tremi telesi in ugotovil, da je nemogoče natančno določiti elemente. Vendar je odkril, da obstajajo skupine poti, ki se obnašajo podobno. Lahko jih razvrstimo v nekakšne »cevi« v tridimenzionalnem prostoru. Večina jih je nestabilnih, nekaj med njimi je bolj stabilnih in vsaj ena »zelo« stabilna. Čim več teles z gravitacijskim privlekom dodajamo sistemu, tem več je stabilnih cevi, ki vodijo v vse smeri. Teoretično je bilo dokazano, da je mogoče potovati iz Zemeljsko-Mesečeve »cevi« proti Jupitru. Nekje »preklopiti« na Sončevo-Jupitrovo »cev« in priti do Jupitra praktično brez uporabe goriva. Le trenutek »preklopa« bi moral biti točno določen (slika 4).

Leta 1980 je matematik Martin Lo iz NASA prvi naredil izračune, ki bi pomagali najti tovrstne nizkogravitacijske Lagrangejeve poti. Dolgotrajni izračuni so pokazali, da takšen sistem obstaja in je podoben krožniku špagetov. Je dokaj stabilen in obstaja vse od začetkov nastanka našega sončnega sistema, le točno bi ga morali izračunati. Poimenovali so ga »medplanetarna super avtocesta« (IPS=Inter Planetary Superhighway). Tako bi najprej izgradili vesoljsko ladjo v točki LL1 in jo ob točno preračunanem trenutku pospešili na točko EL2. Od tam pa bi po gravitacijski »cevi« potovala do Marsa. Točko LL1 bi torej lahko uporabili tudi kot nekakšno ranžirno postajo.

Slika 5 - potovanje sonde Genesis po gravitacijski avtocesti

Slika 5 prikazuje različne gravitacijske poti, ki so jih poimenovali s skupnim imenom Genesis. Ena med njimi 5-krat obkroži točko EL1 in se vrne na Zemljo čez točko EL2. Druge trajektorije (poti skozi prostor) vodijo tudi izven sistema Zemlja-Mesec. Poimenovanje te trajektorije je bilo po vesoljski sondi Genesis. Izračun njene poti je leta 2001 nadziral prav Martin Lo. Naloga sonde je bila zbiranje primerkov sončnega vetra – toka majhnih delcev, ki jih v vesolje pošilja naše Sonce. Sonda je porabila dve in pol leti za potovanje. Pri tem skoraj ni porabila nič goriva. Imela je samo majhne potisnike za drobne popravke poti. Bilo je podobno kakor, da bi zalučali kamen. S tem je bilo tudi dokazano, da takšne gravitacijske avtoceste dejansko obstajajo.

Slika 3 - model gravitacijskega "hribovja" s prikazom stabilnih gravitacijskih področij okrog posameznih točk. Coriolisove sile (modro) držijo telo v točki v ravnotežju. Gravitacijski vplivi drugih teles (rdeče) pa telo porivajo iz ravnotežja. 

Slika 4 - Lagrangejeve gravitacijske super avtoceste ali gravitacijske cevi (špageti).

Nebesni (astronomski) pojav, svetlobna sled na nebu, ki nastane zaradi vdora meteoroida (meteornega telesa) v ozračje; traja nekaj sekund; meteoroidi priletijo s hitrostjo okoli 60 km/s iz medplanetarnega prostora in se zaradi trenja z zračnimi molekulami vžgejo; prižgejo se na nadmorski višini okoli 120 km, ugasnejo na okoli 70 km; zelo svetel meteor imenujemo bolid; številni meteorji izhajajo iz radiantov meteorskih rojev; opazovanje meteorjev ima velik pomen za proučevanje sestava vrhnjih plasti ozračja.

Meteorski dež je periodično pojavljanje večjega števila meteorjev na nebu, kar pojasnjujemo s srečanjem Zemlje z rojem meteoroidov; kadar pride Zemlja v njegov najgostejši (najizdatnejši) del, opazujemo t.i. "zvezdni dež".

Kovinsko ali kamnito telo, ki iz medplanetnega prostora pridrvi v ozračje kot svetel meteor, povsem ne zgori in pade na Zemljo; mase meteoritov so od nekaj dekakgramov do več deset ton; razlikujemo siderite, areolite, tektite; nekateri največji kraterji na Zemlji so verjetno nastali zaradi padca velikih meteoritov; največji takšen krater na Zemlji je v Arizoni (premer 1200 m, globina 200 m); meteoriti padajo tudi na druga vesoljska telesa

Meteoritski dež je padanje ("deževanje") večjega števila manjših meteoritov na določen del Zemljinega površja zaradi v zraku razletelega se velikega meteorita.

Majhen trd delec, ki iz medplanetarnega prostora vdre v ozračje in povzroči meteor.

ang. Goldilocks zone

Območje Zlatolaske je tisti del nekega osončja, kjer so pogoji za nastanek življenja na podlagi ogljika najbolj ugodni. Imenujemo ga tudi področje naseljivosti.

Ime je nastalo na podlagi pravljice O deklici Zlatolaski in treh medvedih (Goldilocks and the three bears). Pravljico je prvi zapisal angleški pisatelj in pesnik Robert Southey leta 1837. Zgodba se je hitro razširila po svetu in jo poznamo tudi mi.

Zgodba pripoveduje o deklici Zlatolaski, ki se je izgubila v gozdu. Prišla je do hišice kjer so živeli trije medvedi, očka medved, mama medvedka in mali medvedek, njun sin. Šli so na izlet, zato je bila hišica prazna. Na mizi jih je čakalo kosilo. Ker je bila Zlatolaska lačna, je poskusila juho iz največje skodelice. Bila je prevroča. Tista iz srednje skodelice je bila premrzla. Tretja, v najmanjši skodelici pa je bila ravno prav topla. Sedla je na največji stol, a je bil previsok. Srednji je bil preširok, tretji pa je bil ravno prave velikosti. Ker je bila utrujena, je legla v največjo posteljo, ki je bila pretrda, srednja je bila premehka, najmanjša pa je bila ravno prava. Kako se je zgodba končala, ste verjetno že slišali.

A prav to, da so bili za Zlatolasko ravno pravi vsi pogoji, so dali ime področju okrog nekega sonca, kjer so vsi pogoji ravno pravi, da so najboljši za nastanek življenja.

slika 1

slika 2

RAZDALJA DO ZVEZD

Poglejmo sliko 1 na levi. Ali lahko povemo, katera zvezda A ali B, je bližje? Možno sta dva odgovora. Zvezda A je mnogo večja od zvezde B in je torej bližje. Ali pa, zvezda A je svetlejša od zvezde B in je torej zvezda B bližje. Torej, kateri odgovor je pravi? Pravzaprav, nobeden!

Pravi odgovor dobimo, če zvezdi opazujemo dalj časa. Slika 1 je bila posneta januarja, slika 2 pa julija istega leta. Vidimo, da se je zvezda B »premaknila« glede na ozadje. Kaj nam ta zamik pove?

PARALAKSA

Odgovor je, da je ta navidezni pomik nastal zaradi kroženja Zemlje okrog Sonca. Ta navidezni zamik imenujemo paralaksa.

Naredimo eksperiment s palcem na roki in očesoma. Iztegnemo roko in dvignemo palec. Pogled usmerimo na oddaljen objekt. Ko zamižimo na levo oko, se nam zdi, da se je palec zamaknil v levo. Ko zamižimo na desno oko, pa se zdi, da se je palec umaknil v desno smer.

Paralakso je predvidel že Kopernik v svojem heliocentričnem modelu, a je s prostim očesom ni mogel zaznati. Tudi Galileo s svojim teleskopom paralakse ni zaznal, vendar je pravilno menil, da je to zato, ker so zvezde zelo daleč. Prve meritve paralakse so bile narejene šele leta 1838.

Gornja skica prikazuje navidezni pomik zvezde glede na bolj oddaljene zvezde v ozadju opazovanega področja. Seveda skica ni v pravem merilu in je dejanski kot paralakse p zelo majhen. Ker je tako majhen, lahko naredimo približek za majhne kote:

tan p ≈ p

Predpostavimo torej, da je razdalja Zemlja – zvezda B enaka razdalji Sonce – zvezda B, in obe razdalji označimo kot d. Oznaka 1AE je ena astronomska enota in predstavlja razdaljo Zemlje od Sonca, ki je 150 milijonov kilometrov (natančno 149.597.870 km).

Ker so zvezde zelo daleč, je že kot 1 stopinje mnogo prevelik. Zato uporabljamo manjšo enoto ločno sekundo (arcsec ali "). V kotu velikosti 1 stopinje je 60 ločnih minut, vsaka ima 60 ločnih sekund. Torej velja:

1 ločna sekunda = 1/(60x60) = 1/3600 kotne stopinje

Iz povedanega izhaja, da je zvezda B bližje od zvezde A. Zvezda B se je navidezno premaknila, medtem ko zvezda A navidezno miruje glede na nebesno ozadje.

Še to: Mesečeva paralaksa oklepa kot p okrog ½ stopinje ali 30 ločnih minut. Mesečev kotni premer je 30 x 60 = 1800 ločnih sekund.

Kako lahko uporabimo (trigonometrično) paralakso, da izračunamo dejansko razdaljo do zvezde B? Glej PARSEK

Čim bližje je zvezda, tem večji je kot p. Za lažje računanje so astronomi določili novo enoto za merjenje razdalj. Imenovali so jo parsek in predstavlja razdaljo med Soncem in točko v prostoru, kjer ima kot p vrednost natančno eno ločno sekundo, oziroma 1/3600 kotne stopinje. Tako dobimo osnovno formulo:

Razdalja d (v parsekih) = 1 / kot paralakse p (v arcsec)
d = 1 / p

Ko so skušali izmeriti kot, so ugotovili, da je tudi ta majhna enota zelo velika. Tudi za najbližje zvezde je kot manjši od ene ločne sekunde (p < 1,0 arcsec). Potrebne so bile zelo natančne meritve. Pri tem so morali upoštevati lom svetlobe v zemeljski atmosferi (refraction) in vidljivost, ki je odvisna od čistosti zraka in še nekaterih pogojev (seeing).

Ker merimo položaj zvezde dvakrat na leto v zamiku 6 mesecev, je tudi iz skice vidno, da je kot zamika posamezne zvezde 2p in je tako razdalja potem 2 parseka.

KAKO DALEČ JE EN PARSEK?

Tangens ene ločne sekunde je 4,85 10-6. Za eno od stranic računskega trikotnika uporabimo razdaljo med Soncem in Zemljo, ki je 1 AE ali okrog 150 milijonov kilometrov. Razdalja d je potem ena astronomska enota ulomljena s tangensom ene ločne sekunde in znaša približno:

1 parsek (pc) = 30,8 milijonov milijonov kilometrov
1 parsek (pc) = 206.265 astronomskih enot (AE) = 3,26 svetlobnega leta (ly)

Večinoma ljudje menijo, da astronomi merijo razdalje v svetlobnih letih. Svetlobno leto je razdalja, ki jo svetloba prepotuje v enem letu. Svetloba potuje s hitrostjo 299.792,00 km/sek. Torej prepotuje v enem letu 299.799 x 60 x 60 x 24 x 365 = 9.454.240.512.000,00 kilometrov, torej skoraj 10 milijonov milijonov kilometrov. 1 parsek je okrog 3,264.. svetlobnih let. Zakaj se torej razdalja meri v parsekih in ne v svetlobnih letih. Preprosto, ko določimo paralakso, lahko po gornji formuli takoj izračunamo razdaljo.

V tem trenutku je Soncu najbližja rdeča pritlikava zvezda razreda M5, poimenovana Proxima Centauri. Njena paralaksa je 0,772 ločne sekunde. Razdalja je torej

D = 1 / 0,772 = 1,295.. parseka (pc)

To je potem enako 4,23.. svetlobnega leta. Druge zvezde so še dalje. Najbolj svetla zvezda, Sirius, ima paralakso 0,375" in je oddaljena 2,67 pc ali 8,7 svetlobnih let. Naše Sonce je od središča galaksije oddaljeno 8 kpc (kiloparsekov) = 8.000 pc. Naši galaksiji najbližja sosednja galaksija je M31 Andromeda. Oddaljena je 725 kpc.

Za današnja plovila je tudi razdalja do najbližje zvezde nepremostljivo velika. Najhitrejše plovilo, ki je izdelek človeških rok, je sonda New Horizons, ki leti proti Plutonu. Njena hitrost je 75.600 km/h. S to hitrostjo bi Proximo Centauri dosegla v približno 60.300 letih.

Riba babilonka je po "Štoparskem vodniku po Galaksiji" majhna rumena ribica, podobna pijavki, in je bržkone najbolj čudna stvar v vesolju. Hrani se z možgansko energijo, ki pa je ne črpa iz nosilca, pač pa iz bitij okoli njega. Iz te energije vsrkava vse podzavestna mentalne frekvence in se z njimi hrani. V možgane nosilca izloča telepatsko matriko, v katero združi mentalne frekvence z živčnimi signali, ki jih pobere iz centra za govor, od koder izvirajo. Praktična posledica vsega tega je, da z babilonko v ušesu pri priči razumete vse, kar pride do vas v obliki kakršnegakoli govora. Besede, ki jih slišite, so dekodirana matrika, ki jo je v vaše možgane izločila babilonka...
(Douglas Adams, Štoparski vodnik po Galaksiji,
prevedel Alojz Kodre, TZS Ljubljana 1988, stran 45)

Rochejeva meja se izračuna z enačbo (leva za togo okroglo telo in desna kot približek za sferično plastično telo).

d = polmer krožnice Rochejeve meje (tudi Rm)
R = polmer prvega telesa okrog katerega kroži drugo telo
ρM = gostota prvega
ρm = gostota drugega (satelita)

Za naše Sonce in za Zemljo je Rochejeva meja:

d = 2,44 × 696.000 km × (1,408/5,513)^(1/3)
d = 2,44 × 696.000 km × 0,634461
d = 1.077.466,94 km, oziroma 1,548 polmera sonca R

Satelit je lahko umetno telo, ki ga je ustvaril človek. Lahko kroži okoli Zemlje, lune, drugega planeta ali drugega nebesnega telesa (komet, asteroid, ipd.)

Glej tudi: samska zvezda, sozvezdje, ko-zvezda, dvojna zvezda

Komentarje, pripombe in vse drugo pošljite na andrej@andros.si
Vse pravice pridržane. © 2005-2008, Andrej Ivanuša, Maribor. Zadnja sprememba na tej strani: 26.07.2010