•   Домой  
•   Созвездия  
  • Овен
  • Телец
  • Близнецы
  • Рак
  • Лев
  • Дева
  • Весы
  • Скорпион
  • Стрелец
  • Козерог
  • Водолей
  • Рыбы
•   Словарь 
•   Инфо-ресурсы  
•   Разные ссылки  
  • Попробуй выйти из комнаты...
  • Продолжение 1 комнаты...
  • Хакерский тест
  • Это съест ваш мозг до конца
  • Тошниловка! да и только

Словарь

2MASS

Технология инфракрасных детекторов шагнула вперёд за последнее десятилетие настолько далеко, что единственное инфракрасное исследование неба, проведённое около 25 лет назад, не может больше служить как хороший источник для интерпретации наблюдений или выбора объектов для изучения. Поэтому Университет Массачуссетса проводит новый проект, названный "Исследование Всего Неба на Длине Волны Два Микрона" (Two Micron All Sky Survey, 2MASS), который позволит обнаружить звёзды и галактики в 50000 раз более слабые, чем в последнем исследовании.

Научное обоснование необходимости проведения нового, глубокого осмотра неба в инфракрасном спектре основывается на следующих его преимуществах:

— потери инфракрасного излучения в межзвёздной среде в 10 раз меньше подобных потерь в оптическом диапазоне. Так, становится возможным видеть сквозь Млечный Путь на расстояния, заметно большие тех, которых можно достичь оптически. Также становится возможным обнаруживать галактики без помех в "Зоны Избежания" или от пыли в самих галактиках.

— красные гиганты, которые дают больше всего света в других галактиках, светят большей частью в инфракрасном диапазоне. Более того, такие звёзды развиваются из самых распространённых звёзд в галактиках - звёзд низкой массы. Следовательно, изучение галактик в инфракрасном диапазоне оптимально чувствительно к звёздной массе.

— существуют такие классы объектов - например, коричневые карлики - которые излучают практически исключительно в инфпакпасном диапазоне. Составление списка таких объектов требует глубокого и обширного исследования. Обычно исследования обнаруживают только ближайшие, а следовательно ярчайшие и самые простые для изучения, примеры объектов любого класса.

— проект 2MASS проводится учёными нескольких институтов. UMASS отвечает за общий менеджмент проекта и за разработку инфракрасных камер и вычислительных систем. Информация будет обработана в IPAC (Infrared Processing and Analysis Center, Центр Обработки и Анализа Инфракрасного Диапазона), и в итоге мы получим каталог ~300 миллионов звёзд и нескольких миллионов галактик, так же как и атлас изображений всего неба - богатый ресурс, при помощи которого можно будет исследовать самые большие структуры Млечного Пути и большие структуры Местной Вселенной.

— лаборатория 2MASS северного полушария на горе Хопкинс начала обзор неба в июне 1997. К февралю 1998 было исследовано 15% неба (около 6000 квадратных градусов). Анализ возможностей системы показывает, что фотометрическая и позиционная точность соответствует или превосходит определённую для исследования.

— проект 2MASS совместно спонсируется NASA и NSF.

A

Абсолютная звёздная величина

- величина, характеризующая блеск звезды на определенном расстоянии - 10 пк.

Адаптивная оптика.

Ещё в 1953 году американский астроном Гораций Бэбкок предложил использовать для борьбы с вредным влиянием атмосферной турбулентности тот же способ, что применяются и в активной оптике, а именно: подстраивать оптическую схему телескопа под сиюминутную форму волнового фронта. Системы, компенсирующие размывающее действие атмосферы, как бы адаптируются к текущей форме волнового фронта, поэтому их называют адаптивной оптикой. Адаптивная оптика позволяет свести искажения светового пучка внутри телескопа к минимуму и приблизить качество получаемого изображения к дифракционному пределу. Подробнее об адаптивной оптике вы можете узнать в работе по созвездию Близнецы.

Аккреция

- (от лат. accretio, прирост, присоединение) Различают сферически-симметричную и дисковую аккрецию на тяготеющий центр. Первый случай реализуется когда момент импульса газа мал и отдельные частицы падают на тело по почти прямолинейным траекториям. Падение рассеянного вещества на поверхность космического тела - планеты, звезды, галактики - под действием ее притяжения. Например, притяжение звезды может вызвать аккрецию межзвездного вещества или газа из верхних слоев атмосферы соседней звезды.

Аккреционный диск

- газовый диск, вращающийся вокруг звезды или черной дыры в тесной двойной системе или вокруг массивного центрального объекта в ядре галактики. Образуется при падении (аккреции) вещества соседней звезды или межзвездного газа галактики на этот объект под действием его гравитационного поля. Из-за высокой температуры газа А.Д. часто являются источниками рентгеновского излучения.

Альбедо

Отношение потока света, отраженного телом или поверхностью, к полному падающему потоку. Альбедо может быть выражено числом между 0 (полностью поглощающее тело) и 1 (полностью отражающее) или как аналогичное обозначение в процентах.

Астероид

- тело Солнечной системы с размерами от 1 до 1000 км, обращающееся вокруг Солнца по орбите, большей частью расположенной между орбитами Марса и Юпитера (пояс астероидов). Орбиты известны примерно у 10000 астероидов. Крупнейшие среди астероидов - Церера (диаметр 974 км), Паллада (538 км) и Веста (526 км). Еще несколько десятков тел имеют диаметры до 100 км; астероидов с диаметрами более 1 км порядка 100 тыс. У большинства астероидов эксцентриситеты орбит меньше 0.3, а их наклонения к эклиптике менее 16°, так что орбиты достаточно близки к кругам в плоскости эклиптики. Однако встречаются наклонения до 47° (Гидальго) и эксцентриситеты до 0.9 (Фаэтон, который в перигелии подходит к Солнцу почти до расстояния 20 млн. км) У. астероида Ида обнаружен спутник Дактиль.

Астро-1

Астрономическая обсерватория, предназначенная для работы на борту орбитального шаттла. Обсерватория состоит из четырех телескопов. Три из них работают в ультрафиолетовом диапазоне (проводя съемку небесных объектов и проводя спектроскопические и поляриметрические исследования соответственно). Четвертый - широкополосный рентгеновский телескоп. С приборами ультрафиолетового диапазона работают астронавты-исследователи на шаттле, а рентгеновский телескоп управляется с Земли персоналом Годдардовского центра космических полетов. Обсерватория "Астро-1" успешно функционирует с декабря 1990 г.

Астрономическая единица (а. е.)

- единица измерения, используемая главным образом для расстояний в пределах Солнечной системы. Представляет собой среднее расстояние между Землей и Солнцем, хотя имеет и формальное определение, не связанное с земной орбитой. Ее значение равно 149597870 км, что несколько меньше большой полуоси земной орбиты. Световой год равен примерно 63240 а.е.

Б

Балдж галактики

(от англ. bulge, вздутие) - элемент структуры спиральных галактик. Так называют внутреннюю, наиболее яркую часть сферической составляющей галактик размером от нескольких сотен парсек до нескольких килопарсек. Б.Г. состоят преимущественно из очень старых звезд, двигающимся в галактике по вытянутым орбитам.

Белые карлики

- звезда на поздней стадии эволюции звезд, состоящая из вырожденного вещества. Белый карлик возникает тогда, когда все возможные источники топлива для термоядерного синтеза исчерпаны. Тогда звезда коллапсирует под собственной тяжестью, сжимая вещество до вырожденного состояния, в котором плотно упакованы атомные ядра и полностью оторванные от атомов электроны. Процесс сжатия останавливается только тогда, когда возникает квантовый механический эффект. Электроны уже не могут уплотняться дальше, и появляется сопротивление сжатию, называемое давлением вырождения. С. Чандрасекар теоретически доказал, что верхний предел массы белых карликов в 1,4 раза превышает массу Солнца. Если масса коллапсирующей звезды больше, она должна стать нейтронной звездой или черной дырой. Первым обнаруженным белым карликом стала звезда 40 Эридана B, наблюдавшаяся в 1910 г. Было показано, что ее поверхностная температура равна 17000 K, но общая светимость была настолько низкой, что по диаметру звезда должна была быть меньше Земли. Среди других самых известных белых карликов - звезда ван Маанена и Сириус B. Звезда Сириус B, впервые наблюдавшаяся в 1862 г. при диаметре, равном всего пяти диаметрам Земли, имеет массу Солнца, а ее светимость в10000 раз меньше Сириуса A, который является нормальной А-звездой. Известно всего несколько сотен белых карликов, но они могут составлять до 10% всего звездного населения. Небольшая светимость сильно затрудняет их обнаружение. Хотя название таких звезд и включает слово "белый", поверхностная температура карликовых вырожденных звезд меняется от 100000 K у самых горячих (которые и на самом деле являются белыми) до 4000 K у наиболее холодных, которые фактически имеют красный цвет. Не располагая внутренними источниками энергии, белые карлики находятся в долгом процессе постепенного охлаждения, в течение которого их температура снижается. В конце концов белый карлик становится черным карликом - мертвой несветящейся звездой. Спектры белых карликов очень разнообразны, что отражает вариации их температурного диапазона и состава. Их спектр часто показывает широкие линии поглощения, хотя некоторые белые карлики вообще не имеют в своих спектрах линий. Слой, в котором происходит формирование линий, имеет в толщину только несколько сотен метров. Некоторые белые карлики показывают только водородные линии (возможно потому, что под действием большой силы тяготения гелий и более тяжелые элементы погрузились к основанию "атмосферы"). В других звездах, напротив, присутствует гелий или металлы, но нет водорода. В 1983 г. Э.М. Сионом и его сотрудниками была предложена новая система классификации белых карликов. Обозначения состоят из трех заглавных букв, первой из которых является D, что означает "degenerate - вырожденный". Вторая буква указывает на тип основного спектра: A (только водород H); B (нейтральный гелий He без H или металла); C (непрерывный); O (ионизированный He с нейтральным He или H); Z (только металлические линии без H или He); Q (присутствие углерода C). Третья буква обозначает вторичные спектральные характеристики: P (магнитный с поляризацией света); H (магнитный без поляризации света); X (пекулярный или неклассифицируемый); V (переменный). Старая система классификации была основана на обычной последовательности спектральных классов (O, B, A, F, G, K, M) с префиксом D.

Г

Галактика

- гигантская звёздная система, подобная нашей звездной системе - Галактике, в состав которой входит Солнечная система.

Гало

- выведенная недавно на орбиту космическая ультрафиолетовая обсерватория FUSE (NASA) стала давать первые научные результаты. По своим возможностям FUSE более чем в 100 раз превосходит все предшествующие инструменты. Обсерватория способна исследовать межзвездный газ, определять его состав, скорость и пространственное распределение путем спектрального анализа проходящего через газ света далеких звезд. Первым объектом исследований стала протяженная газовая оболочка (гало) нашей Галактики. Гало имеет сферическую форму, простирается на расстояние 5-10 тысяч световых лет и состоит из горячего газа с температурой около 5105 K. Хотя о существовании газового гало Галактики было известно давно, мнения астрономов о его происхождении существенно расходились. Согласно одной из гипотез, гало возникло в результате звездного ветра и УФ излучения звезд. По другой гипотезе формирование и разогрев гало произошли под действием ударных волн взрывавшихся сверхновых звезд. Наблюдения на обсерватории FUSE выявили присутствие в гало ионов кислорода, которые могли появиться только во втором из указанных процессов. Таким образом, практически доказано, что определяющим фактором при формировании газового гало Галактики были взрывы тысяч сверхновых звезд, сопровождавшиеся выбросами вещества и мощными ударными волнами. В ближайших планах исследований на новой обсерватории важное место занимает определение количества космического дейтерия - величины, несущей ценную информацию о первых минутах эволюции Вселенной.

Герцшпрунга-Рессела диаграмма

(сокр. H-R D, Г.-Д. д.) - графическое изображение зависимости "абсолютная звёздная величина - спектральный класс звёзд. Спектральный класс и показатель цвета определяются, в основном, температурой звезды, следовательно, положение звезды на Г.-Р. д. характеризует соотношение между её важнейшими наблюдаемыми параметрами - температурой и светимостью. Это соотношение обусловлено, главным образом, химическим составом, массой и эволюционным статусом звёзд, поэтому исследование Г.-Р. д. является важнейшим источником сведений об эволюции звёзд. Название Г.-Р. д. связано с именами датского астронома Э.Герцшпрунга и американского астронома Г.Рессела. Герцшпрунг в 1905-1907 гг. показал, что голубые звёзды являются абсолютно наиболее яркими и что существуют две основные группы красных звёзд - яркие и слабые, а также построил первую диаграмму "видимая звёздная величина - показатель цвета" для звёздного скопления; Рессел опубликовал в 1914 г. первую диаграмму "спектральный класс - абсолютная звёздная величина".

Гигант

- звезда значительно большей светимости и размера, чем у большинства звёзд того же спектрального класса. Большинство звёзд принадлежит главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. А звёзды-гиганты, уже покинувшие главную последовательность и движущиеся вдоль ветви гигантов, приближаются к концу своей эволюции, увеличивая при этом радиус и светимость. Особенно велико различие в размерах и светимостях между красными гигантами и красными карликами, населяющими нижнюю часть главной последовательности (спектральные классы К и М). Тогда как красные карлики в несколько раз меньше Солнца и светят в сотни раз слабее его, красные гиганты в десятки раз больше Солнца и светят в сотни раз сильнее. Звезды еще большей светимости и размера называют сверхгигантами.

Гиппарх

(годы рождения и смерти неизвестны, примерно 160-125гг.до н.э.) - астроном из г. Никеи, в Малой Азии. Из трудов Гиппарха почти ничего не сохранилось, до нас дошло лишь одно сочинение - "Комментарии к Арату и Евдоксу". Ученый рассчитал длительность времён года в сутках, занимался систематическими наблюдениями небесных тел.В 133 г. до н.э. в созвездии Скорпиона вспыхнула новая звезда, и это побудило Гиппарха к созданию каталога "неизменных звёзд".

Главная последовательность

- узкая полоса на Герцшпрунга-Ресселла диаграмме, содержащая подавляющее большинство звёзд. ГП пересекает диаграмму Герцшпрунга-Ресселла по диагонали из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в нижний правый угол (низкие светимости, поздние спектральные классы). Звёзды на ГП имеют одинаковый источник энергии (термоядерные реакции горения водорода), так что их светимость и температура (а следовательно, и положение на ГП) определяются, главным образом, массой; самые массивные звёзды (масса ок. 50 масс Солнца) располагаются в верхней (левой) части ГП, а с продвижением вниз по ГП массы звёзд убывают до 0.08 массы Солнца.

На ГП звёзды попадают после стадии гравитационного сжатия, приводящего к появлению в недрах звезды термоядерного источника энергии. Начало стадии ГП определяется как момент, когда потери энергии химически однородной звезды на излучение полностью компенсируются выделением энергии в термоядерных реакциях. Звёзды в этот момент находятся на левой границе ГП, именуемой начальной ГП или ГП нулевого возраста. Окончание стадии ГП соответствует образованию у звезды однородного гелиевого ядра, звезда уходит с ГП и становится гигантом.

Глобула

Маленькое почти сферическое облако темного непрозрачного газа и пыли, которое обнаруживается на более ярком фоне, типа звездных облаков или яркой туманности. Предполагают, что глобулы представляют раннюю стадию процесса звездообразования. Имя голландско-американского астронома Барта Бока (1906-1983) связано с маленькими глобулами, известными как глобулы Бока, которые могут иметь в поперечнике только несколько тысяч астрономических единиц.

Годиерна, Джованни Баттиста (1597 - 1660)

Родился 13 апреля 1597 в Рагузе, на Сицилии. Скорее всего, он вырос в бедной обстановке, и обучался наукам самостоятельно. В молоодости он наблядал три кометы 1618-19 гг. из Рагузы. Стал римским католическим священником, быд посвящён в духовный сан в Сиракузах в 1622. С 1625 по 1636 служил священником в Сиракузах, и преподавал математику и астрономию в своём родном городе. Годиерна был восторженным последователем Галилея. В 1628 он написал "Nunzio del secolo cristallino", своеобразную рецензию на книгу Галилея "Siderius Nuntius". Годиерна был особенно впечатлён исследованиями Галилея Млечного Пути и туманностей, что привило ему пожизненный интерес к туманностям, несмотря ня то, что большая часть его работы как астронома относилась к телам солнечной системы. В 1637 он последовал за Карло и Джудио Томази, герцогами Монтекьяро, в Пальма Ди Монтекьяро. Они дали ему дом, землю и деньги на публикации, а он служил у них капелланом и приходским священником. В 1644 он получил доктора теологии, в 1655 стал придворным математиком.

Будучи священником, Годиерна практиковался в астрономии, философии, физике, ботанике и других науках. Он изучал свет, прошедший через призму и сформулировал глубокое объяснение спектра. Он изготовил микроскоп и изучал глаза насекомых и ядовитые зубы гадюк. Также он изучал метеорологические феномены.

Дж. Б. Годиерна умер 6 апреля 1660 в Пальма Ди Монтекьяро, на Сицилии.

Обычно книги по истории астрономии редко тратят на него больше несколких строк, потому сто он вёл крайне уединйнную жизнь, и его публикации были известны только кое-где на Сицилии. Кроме того, его астрономия всегда была связана с астрологией.

В 1646 и 1653 Годиерна наблюдал Сатурн и сделал рисунки, показывающие довольно точно саму планету и её кольца, он имел короткую переписку с Гюйгенсом на эту тему около 1656. Его "Protei caelestis vertigines sev. Saturni systema", опубликованная в 1657, - одна из лучших из известных его работ.

В 1652 он изучал затмения лун Юпитера и проходы их теней по диску планеты.

В 1656 он опубликовал "Medicaeorum Ephemerides", лучшую свою работу.

В 1656 Годиерна издаёт трактат "De Admirandis Phasibus in Sole et Luna visis" о внешнем виде Солнца и Луны, включая пятна на солнце и затмения.

Одна из самых интересных его работ - "De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli characteribus [О систематике мира комет, и о замечательных объектах на небе]" (1654). К сожалению, эта работа была забыта вплоть до 1985. Годиерна полагал, что между кометами и туманностями есть огромная разница: так как кометы перемещаются и изменяются, он считал их более близкими к Земле, тогда как туманности должны состоять из звёзд, и об этом его "Lux Primogenita". В первой части он следует идеям Галилея о кометах. Во второй, наиболее интересной части, он описывает 40 туманностей, которые он наблюдал, с подробными таблицами и зарисовками. Годиерна классифицирует эти туманности по их разрешимости на звёзды на Luminosae (звёздные скопления, видимые невооружённым глазом), Nebulae (кажущиеся туманностями для глаза, но разрешённые его телескопом) и Nebulae (не разрешённые его телескопом). Около 25 из них могут быть идентифицированы как реальные объекты, большинство как рассеянные скопления, другие - или астеризмы, или недостаточно точно описаны для идентификации. Каталог Годиерны включает в себя независимые открытия Туманности Андромеды (М31) и Туманности Ориона (М42), а так же как минимум 9, а может быть, даже 14 или 16 его оригинальных открытий: М6, М36, М37, М38, М41, М47, NGC 2362, NGC 6231, NGC 6530, скопление Альфа Персея, возможно, М33, М34, NGC 752 и NGC 2451. Также в его работе есть самая ранняя из сохранившихся зарисовок Туманности Ориона, включая 3 из звёзд Трапеции.

Гравитация

Сила притяжения, действующая, по-видимому, между всеми массами. Согласно закону, сформулированному Исааком Ньютоном, сила взаимного притяжения двух масс пропорциональна их произведению, деленному на квадрат расстояния между ними. В общей теории относительности гравитация рассматривается как искривление геометрии пространства-времени. Гравитация, одно из четырех фундаментальных взаимодействий в физике, в астрономии приобретает особое значение, потому что эта наука имеет дело с очень большими массами (звездами и галактиками) и потому что это единственая сила, которая должна учитываться в моделях Вселенной.

Д

Двойная звезда

- две звезды, наблюдающиеся на близком угловом расстоянии друг от друга (как правило, от нескольких угловых секунд до долей секунды). Различают оптические двойные звезды, когда звезды находятся на различном расстоянии от нас, и лишь случайно кажутся близкими на небе, и физические двойные звезды, которые связаны гравитационным притяжением в единую систему и вращаются вокруг общего центра масс. Не менее половины наблюдаемых звезд являются физическими парами. Если компоненты Д.З. не видны раздельно, о двойственности системы можно узнать по анализу их спектров (см. Звезды спектрально-двойные) или периодическому изменению их яркости (см. Звезды затменно-переменные). Когда расстояние между звездами оказывается таким, что лишь ненамного превышает сумму их радиусов, то может возникнуть перетекание вещества с менее плотной звезды на более плотную (см. Аккреция). Такие Д.З. называют тесными двойными системами. Обмен вещества между звездами сильно влияет на Эволюцию звезд. Примером физической пары Д.З., хорошо видимой в бинокль или небольшой телескоп, является яркая звезда Андромеды, на расстоянии около 10'' от которой заметен более слабый спутник.

Двойная система

- система из двух звезд, обращающихся по орбитам вокруг общего центра масс. Такие системы бывают нескольких типов: у визуальных двойных оба компонента видны по отдельности; спектральные двойные обнаруживают по периодическому доплеровскому смещению линий в их спектре; Если Земля лежит в плоскости орбиты двойной звезды, то ее компоненты периодически затмевают друг друга, такие системы называют затменными двойными. В тесных двойных системах одна из звезд близка к заполнению приливной полости Роша, чем вызывается перенос массы с одной звезды на другую. Этот процесс может приводить к образованию аккреционных дисков вокруг звезд. Тесные двойные звезды с компактными звездами (белыми карликами, нейтронными звездами или черными дырами) могут наблюдаться как источники постоянного или вспыхивающего рентгеновского излучения.

Детектор

- элемент инструментальной системы, чувствительный к поступающему излучению или частицам, которые необходимо обнаружить.

Допплеровский эффект

- изменение наблюдаемой частоты звука или электромагнитного излучения, когда источник волн и наблюдатель приближаются друг к другу или удаляются один от другого. С доплеровским эффектом вы могли столкнуться, например, на улице города, когда мимо проносится "Скорая помощь" с включенной сиреной. Как только машина минует вас, высота звука внезапно падает. Когда источник звука приближается, волны перед ним "сжимаются", в результате чего повышается частота звукового сигнала и поднимается его высота. При удалении источника волны "растягиваются", т.е. частота и высота звука понижаются. Подобный эффект наблюдается и со светом астрономических объектов, детали спектров которых смещаются в сторону более длинных или более коротких волн в соответствии с тем, удаляется источник света от Земли или приближается к ней.

З

Затменная переменная

- двойная система, плоскость орбиты которой параллельна лучу зрения. При движении звёзд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебание их блеска. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажением формы звезд. Периоды затменных двойных - от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд.

Звезда

- Самосветящийся яркий газовый шар, в горячем ядре которого в ходе процессов ядерного синтеза генерируется энергия. Минимальная масса, которая требуется для образования звезды, составляет около одной двадцатой массы Солнца. Ниже этого предела гравитационная энергия, высвобождающаяся при уплотнении массы, недостаточна, чтобы поднять температуру до уровня, при котором может начаться реакция превращения водорода в гелий. Масса наиболее массивных из известных звезд составляет до 100 солнечных масс. Именно масса представляет собой тот основной фактор, который определяет температуру и светимость звезды в течение всего периода ее существования как звезды главной последовательности (когда ядерным топливом в ее ядре является водород). В химическом составе звезд преобладает водород, а другой основной компонентой является гелий. В Солнце, которое во многих отношениях представляет собой типичную звезду, содержится 94% атомов водорода и 5,9% гелия (на долю всех других элементов приходится 0,1%). По весу водород составляет 73%; 25% - гелий, 0,8% - углерод и 0,3% - кислород, а оставшиеся 0,9% - все другие элементы.

Звезда класса M

Звезда спектрального класса M. M-звезды имеют поверхностные температуры в диапазоне 2400- 3480 K и красный цвет. В их спектрах ясно выражены молекулярные полосы, в частности, полосы окиси титана (TiO). Примерами М-звезд являются самая близкая к Солнечной системе звезда-карлик Проксима Центавра и сверхгигант Антарес.

Звёздная величина

- безразмерная величина, характеризующая блеск небесного светила. Различия в яркости звёзд уже в древности навели астрономов на мысль классифицировать их по этому признаку. Все видимые невооружённым глазом звёзды греческие астрономы разделили на 6 классов, называемых величинами. Наиболее яркие звёзды - это звёзды 1-й величины (в современный обозначениях 1m; индекс m происходит от лат. magnitude - "величина"), а самые слабые - 6-й величины (6m). Блеск звезды 1m ровно в 100 раз больше, чем звезды 6m.

Звёздные ассоциации

- рассеянные группы звезд спектральных классов О и В или типа Т Тельца, достигающие 30 - 200 пк в поперечнике. По своим характеристикам похожи на молодые рассеянные скопления, но отличаются от них меньшей степенью концентрации к центру.

Звёздный ветер

- поток частиц, вырывающихся с поверхности звезды. Взаимодействуя с магнитосферами и атмосферами планет, вызывает полярные сияния, магнитные бури. Солнечному ветру мы должны быть также благодарны за великолепное зрелище кометных хвостов.

Зодиакальные созвездия

(греч. зоон - животное) - 12 созвездий, через которые проходит эклиптика - видимый путь Солнца среди звёзд в течение года: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей, Рыбы; большей частью в этих созвездиях Солнце находится соответственно в: апреле, мае, июне, июле, августе, сентябре, октябре, ноябре, декабре, январе, феврале и марте. По древней традиции созвездие Змееносца к зодиакальным не причисляют.

К

Каталоги звёздных объектов

Первый "Словарь наименований небесных объектов", изданный в США в 1983 году, описывает более тысячи различных систем обозначений, используемых в настоящее время. Большинство из них применяется для идентификации слабых объектов, изучаемых профессионалами. Обычному любителю астрономии достаточно освоить лишь небольшую долю всех этих умопомрачительных обозначений. В древности, когда люди только начинали изучать звёзды, было достаточно придумать им собственные имена, например, Арктур, Альтаир или Альдебаран. Обычно это искажённые древнеарабские или древнегреческие слова, имевшие определённый смысл. (Так, Арктур получился из "арктос" - медведь и "урус" - сторож... ) Когда количество собственных имен приблизилось к тысяче - гораздо больше, чем можно запомнить нормальному человеку, был придуман новый способ обозначений звёзд. В 1603 году немецкий астроном Иоганн Байер издал красивый звёздный атлас "Уранометрия", в котором предложил иной подход к этой проблеме. Он обозначил звёзды каждого созвездия буквами греческого алфавита. Обычно самая яркая звезда обозначалась как альфа, а остальные разбивались на группы примерно одинакового блеска и именовались последующими буквами в направлении от головы к ногам традиционного рисунка созвездия. К сожалению, букв в греческом алфавите всего 24, поэтому в некоторых созвездиях с большим количеством видимых звёзд приходилось прибегать к различным ухищрениям - от простой дополнительной цифровой нумерации или использования латинских букв до применения одного греческого символа с несколькими цифровыми индексами.

Усовершенствование методов наблюдений потребовало новых подходов, и около 1712 года английский придворный астроном Джон Флэмстид начал просто нумеровать звёзды в каждом созвездии с запада на восток в порядке роста их прямого восхождения - неплохая подсказка при поиске звезды на небе. Всего были пронумерованы 2682 звезды, из которых больше всего (140) пришлось на созвездие Тельца. К сожалению, никто не продолжил подобную работу для звёзд южного неба, поэтому в каталог Флэмстида попали только те светила, которые можно было наблюдать из Англии. Хуже всего этому изданию пришлось в 1930 году, когда были установлены и утверждены новые, современные границы созвездий, в результате чего некоторые звёзды поменяли свои "квартиры". Так, к началу 1990-х годов весьма заметная звезда r Орла (4.9m) перебралась через эту условную границу и обосновалась в соседнем Дельфине.

В 1859 году немецкий астроном Ф. В. A. Аргеландер, работавший в Боннской обсерватории, начал измерять положения звёзд с помощью 3-дюймового рефрактора, чтобы создать гигантский каталог - Боннское обозрение (Bonner Durchmusterung, сокращенно BD), в который в конечном итоге вошло 325037 звёзд до 9.5 величины. Аргеландер и его преемники разделили небо на тонкие полосы в 1° склонения, кольцами окружавшие северный небесный полюс. Звёзды внутри каждой полосы были пронумерованы в порядке возрастания их прямых восхождений; созвездия игнорировались. Оригинал BD смог покрыть только чуть более половины неба (от северного полюса до склонения 2°). Более позднее расширение к югу (SBD или SD) продолжило начатые наблюдения до склонения -23° и добавило к списку еще 137834 звезды. Завершением всей работы вплоть до южного небесного полюса стало Кордобское обозрение (Cordoba Durchmusterung, CD или CoD), увеличившее число объектов каталога еще на 613959 звезд, а также Кейпский фотографический обзор (Cape Photographic Durchmusterung, СР). В общей сложности полный каталог охватил более миллиона звезд до 10-й величины и оставался основным рабочим инструментом астрономов на протяжении почти целого столетия. Более используемым звездным каталогом, появившимся после Боннского обозрения, был Каталог звездных спектров Генри Дрейпера (Henry Draper Catalog, HD), подготовленный в Гарварде в начале века и изданный с 1918 по 1924 годы. Он включает 225300 звезд, пронумерованных в простом порядке возрастания их прямых восхождений. Более поздние добавления были опубликованы как расширения к нему (Henry Draper Extention, HDE). Отметим, что любая звезда с обозначением HD или HDE подразумевает наличие измеренного спектра.

Спектры самых ярких звезд допускали детальное изучение, и поэтому в те же годы в Гарварде появился еще один каталог: Пересмотренная Гарвардская фотометрия (Revised Harvard Photometry, HR), который обеспечивал точные значения блеска для 9110 звезд до 6.5 величины. Именно он стал основой для более современного Йельского каталога ярких звезд (Catalogue of Bright Star, BSC), широко используемого для получения различной информации о светилах, доступных невооруженному глазу. Для идентификации переменных звёзд немецкий астроном Аргеландер придумал свою специальную систему. Он начал обозначать первую найденную в созвездии переменную звезду буквой R с добавлением имени созвездия. Следующая переменная именовалась S и так далее до Z. После Z шли RR, RS, и так до RZ, затем SS...SZ, вплоть до ZZ. После ZZ астрономы решили идти к AA, AB, и до AZ (исключая J, которая очень похожа на I), далее от BB до BZ, и до QZ, заполняя неиспользованные ранее комбинации(334 обозначений). Начиная с 335-й переменной звезды, они обозначаются латинским символом V (от variable - переменная) и порядковым номером, вплоть до бесконечности. Среди самых полных источников информации о переменных звездах можно выделить 4-е издание "Общего каталога переменных звезд", вышедшее в 1985 году усилиями коллектива ученых Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга. Двойные звезды тоже издавна привлекали внимание наблюдателей и требовали особого подсчета. На сегодняшний день одним из самых полных сборников является Вашингтонский каталог визуально-двойных звезд (Washington Catalog of Visual Double Stars, WDS).
Об авторе: Гурьянов Сергей Егорович - методист Центра образования г. Зеленогорска Красноярского края. Член Российской ассоциации учителей астрономии. Эта статья была опубликована декабрьском номере журнала "Звездочет" за 1998 год.

Каталоги незвёздных объектов

Столько замечательных объектов во Вселенной! Их и перечислить-то не возможно, так как невозможно сразу же вспомнить все объекты, которые знаешь, да и всё время происходят какие-то новые открытия. Конечно же галактик, звёздных скоплений и туманностей видно значительно меньше, чем звёзд различной величины. На первый взгляд их легко классифицировать, чего тут сложного, ведь объектов немного. Но на самом-то деле все не так уж просто. Пусть звёзд и больше, но дело в том, что туманности, галактики, звёздные скопления тоже требуют особой тщательности в наблюдении. И ситуация с обозначением этих объектов не менее запутанная, чем со звёздами. Если взять какой-нибудь объект, например галактику в созвездии Девы, и посмотреть, сколько названий она имеет, то действительно, как тут не схватиться за голову, ведь их так много: М 87, NGC 4486, UGC 7654, PGC 41361, 87GB 122819.0 +124029, 1 ES 1228 +126, IRAS 12282+1240, Дева А, Арп 152. А посмотрев на какие-то цифры, подумаешь, что это слишком сложно, но если разобраться, то на самом деле всё это не так уж сложно.

Различные объекты на небе начали интересовать астрономов с появлением телескопов, еще в XVII и XVIII веке. Большой вклад в обозначение небесных объектов внес Шарль Месье. Правда поначалу его кругозор сосредоточился в основном на туманностях, а также на таких объектах, которые по своему виду напоминают кометы, но на самом деле таковыми не являются (правда, ни одна комета, из тех, что находятся под различными номерами в каталоге Месье, сейчас не наблюдается). Он внёс в перечень своего каталога практически все туманности, которые были известны в тот период. Помимо этого он также внёс в свой список незвездных объектов и Плеяды - М45, и Большую туманность Ориона - М 42, одни из самых ярких объектов на небе. Каталог Шарля Месье является одним из самых используемых, употребляемых. Астроном-любитель, только начинающий по-настоящему увлекаться астрономией, в большинстве случаев вначале сталкивается с объектами каталога Месье. Но, правда, очень часто таким каталогом является каталог NGC ( New General Catalog of Nebulae and Clusters). Это следующий каталог, широко используемый в настоящее время. Первоначально каталог NGC содержал 7840 объектов различных типов, пронумерованных в порядке возрастания их прямых восхождений для эпохи 1860 года, которые были занесены в каталог Джона Гершеля в 1864 году А затем уже Джон Дрейер в 1888 году взял за основу каталог Джона Гершеля и к названию каталога, в создании которого он также использовал наблюдения многих ученых XIX века, он прибавил лишь слово "Новый" Как уже было сказано, в него входило 7840 объектов, но ведь с каждым днем происходят все новые и новые открытия на звездном небе и список объектов все расширяется. В 1895 и 1908 годах Дрейер издал два дополнения к NGC, названные Индексными каталогами (Index Catalogues of Nebulae and Clusters, IС), общее количество которых достигло 13226, их можно найти с помощью телескопа с диаметром объектива 20-30 см.

Все объекты каталога NGC и около половины первого дополнения IС были обнаружены визуально, но большая часть туманностей второго дополнения (от IС 1530 и далее) была открыта уже с помощью фотографии. Как следствие, эти объекты имеют очень низкие поверхностные яркости и практически недоступны визуальным исследованиям. Хотя имеются и известные исключения, вроде рассеянного звездного скопления М 25 в Стрельце, которое было включено Дрейером лишь во второй Индексный каталог (IС 4725). Ещё одним примером является большое рассеянное скопление IС 4665 в Змееносце, которое отсутствует и в каталоге Месье, и в NGC. С другой стороны, яркие Плеяды так никогда и не получили своего номера ни в NGC, ни в IС.

С развитием астрофотографии число сообщений об обнаружении новых туманных объектов стало расти с невероятной скоростью. И почти с такой же скоростью начали появляться дополнительные каталоги для различных участков неба. Собрать вся эти наблюдения воедино было невероятно сложно. Видимо по этому, даже такой специалист, как Джон Дрейер, остановился на достигнутом и посвятил остаток жизни другой своей любви - истории астрономии. И правильно сделал. Разумный объём и достаточная глубина его каталогов привели к их массовому печатному распространению. И даже спустя сто лет, когда многие другие области науки изменились до неузнаваемости, его каталоги всё ещё лидирует по цитируемости во всём астрономическом мире. Последние издания каталога вышли в 1988 году под названием NGS 2000,0. Как и в оригинале, объекты в нём приведены в порядке возрастания прямого восхождения, но координаты пересчитаны на стандартную эпоху 2000,0. Кроме того, составитель NGS 2000,0 Роджер Синотт исправил более 700 ошибок, обнаруженных в каталоге Дрейера.

Несмотря на свой внушительный объем каталоги NGC и IС отнюдь не исчерпывают список небесных объектов доступных любителям астрономии. Так, обладатели крупных телескопов могут обратиться к общему каталогу галактик Уппсальской обсерватории (Uppsala General Catalogue of galaxies, UGC), составленному финским астрономом Питером Нильсоном. Он включает в себя 12940 звёздных систем, расположенных к северу от круга склонение минус 2°. Продвигаясь еще "глубже" можно воспользоваться французским Основным каталогом галактик (Principal galaxies catalogue, PCG), насчитывающем уже более 100 тыс. объектов. На другом "полюсе" - рассеянные звёздные скопления из каталога шведского астронома Пера Коллиндера (Collindera, Cr), для наблюдения которых больше всего подходит бинокль с большим полем зрения.

Аналогичная ситуация складывается и собъектами другших типов, для каждого из которых существует один или несколько специализированных каталогов, обратиться к которым могут желающие продолжить изучение неба "за пределами NGC". Например, наблюдатели темных туманностей могут воспользоваться каталогом Э. Барнарда (Catalogue of 349 dark object in the Sky, B), компактных скоплений галактик - каталогом Хиксона (HCG) и так далее. Подводя итог, можно смело сказать, что количество небесных объектов, которые можно увидеть на звездном небе, ограничивается только возможностями телескопа и терпением наблюдателя.

Всё растет и усложняется со временем. С развитием наблюдательной астрономии многие уже знакомые нам объекты начали получать дополнительные названия. К примеру, в 1966 году Халлтон Арп издал свой атлас специфических галактик, в которых включил системы, обладающие необычной формы. Так галактика М 87, с которой мы начали свой рассказ, получила еще одно имя - Арп 152. А вот обозначение Дева А появилось у М 87 на "заре" радиоастрономии, когда разрешающая способность радиотелескопов была настолько мала, что положение источника определялось с точностью до созвездия. Имя ЗС 274 происходит от "третьего кембриджского каталога" радиоисточников, открытых, с помощью радиотелескопов обсерватории Джодрелл Бэнк в Англии, изданного в 1959 году. Кстати, подобно оптическому каталогу Месье, этот ранний радиообзор включил в себя большинство ярчайших радиообъектов неба. Каталог 87 GB появился после завершения полного радиообзора северного неба, выполненного на обсерватории Грин Бэнг (США) к 1987 году.

Еще большее разнообразие названий возникало, когда известный объект обнаруживался и на длинах волн, недоступных для наблюдения с Земли. В последнее время для этих целей используются специализированные космические аппараты, результатами работы которых является, как правило, появление очередного собственного каталога. Поскольку галактика М 87 проявила себя и в рентгеновском и в инфракрасном диапазонах спектра, ей были присвоены обозначения 1 ЕS 1228 +126 (орбитальная рентгеновская обсерватория "Эйнштейн") и IRAC 12282 +1240 (инфракрасный орбитальный телескоп IRAC). Обратите внимание на цифры в двух последних обозначениях - они соответствуют координатам небесного объекта (1228 - прямое восхождение 12 часов 28 минут, а +126 - склонение +12, 6°), приведённым на эпоху 1950 года. Такие имена полезны и почти безошибочны, правда, очень громоздки. И все-таки это, видимо единственно разумный путь для дальнейшего развития. Семь - восемь цифр, указывающих положение объекта на небесной сфере, гораздо более информативным, чем его простой многозначный порядковый номер. Ведь если в каталоге 1 ES обозначено всего 1992 источника, то каталоги 87 GB и IRAS насчитывают уже около 55 и 65 тыс. объектов соответственно. А завершение недавно начатого Слоунговского цифрового обзора неба потребует индивидуальных обозначений уже для десятков миллионов галактик! Так что же лучше: девятизначный постоянных порядковый номер или столько же осмысленных цифр, отражающих координаты объекта, которые, впрочем, меняются со временем? Вопрос широко обсуждается среди астрономов и до сих пор остается открытым...

Классификация Хаббла

Метод классификации галактик по их форме (см. иллюстрацию), предложенный Эдвином Хабблом (1889-1953). Согласно этой схеме эллиптические галактики располагаются на некоторой шкале, начиная от E0 (круглый диск), E1, E2, и т.д. до E7 в порядке увеличения их вытянутости. Спирали обозначаются как Sa, Sb или Sc в порядке возрастания открытости рукавов и уменьшения размера балджа ядра (по отношению к размеру всей галактики). Кроме того, имеется и параллельная последовательность для спиралей с перемычкой, которые обозначаются символами SBa, SBb или SBc. Для галактик, которые по форме не относятся ни к эллиптическим, ни к спиральным, вводится обозначение Ir (англ. irregular , т.е. нерегулярный). В 1925 г. Хаббл предположил, что "недостающим звеном" в эволюционной цепи от E0 к открытым спиралям Sc и SBc является переходный тип S0. По современным представлениям классификация Хаббла уже не отражает реальной эволюции галактик, но продолжает широко использоваться как простой способ описания их формы.

Коллапсар

Вырожденная звезда, такая как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра.

Кома (кометная)

Диффузная газовая оболочка, окружающая ядро кометы. Кома состоит из пыли, а также нейтральных и ионизированных газовых молекул и радикалов. Обычно она достигает своего максимального размера (до миллиона километров в поперечнике) сразу после прохождения кометой перигелия на орбите вокруг Солнца.

Кометы

- тела Солнечной системы, имеющие вид туманных объектов, обычно со светлым сгустком - ядром в центре и хвостиком. Кометы могут наблюдаться тогда, когда небольшое ледяное тело, называемое ядром кометы, приближается к Солнцу на расстояние, меньшее 4-5 а.е., прогревается его лучами и из него начинают выделяться газы и пыль, которые видны в результате их освещения Солнцем. Газы и пыль, выделяющиеся из ядра, создают вокруг него туманные оболочки - атмосферу кометы, составляющую вместе с ядром голову кометы. Атмосфера кометы непрерывно рассеивается в межпланетное пространство: под действием светового давления и взаимодействия с ледяным ветром газы и пыль уносятся в направлении от Солнца, образуя хвосты комет.

Коричневый карлик

Объект малой массы, в которой никогда не загорится водород в ядре из-за малой температуры. Нижний предел масс не определен. Поверхностная температура около 1000 К. Светимость 10-4-10-5 L. Ядро состоит из водорода, гравитационное равновесие поддерживается вырожденным электронным газом, давление которого не позволяет звезде коллапсировать. Коричневые карлики излучают энергию за счет медленного сжатия ядра. Время излучения примерно 15 млн. лет. Остывая превращаются в черные карлики. Возможно, что коричневые карлики весьма многочисленны и могут играть роль в решении проблемы скрытой массы.

Красный гигант

- звезда на поздних стадиях эволюции, размеры которой увеличились, а поверхностная температура упала настолько, что звезда кажется красной. Звезда становится красным гигантом в ходе эволюции звезд, когда истощается водородное топливо для реакций ядерного синтеза в ее центральном ядре. После этого начинается процесс сжатия ядра с выделением энергии гравитации. Он продолжается до тех пор, пока процесс горения водорода не возобновится - но уже в оболочке, окружающей инертное ядро. Энергия, выделяющаяся при сгорании водорода, вызывает резкое расширение внешних слоев звезды. По мере расширения они охлаждаются. Поверхностная температура снижается, постепенно достигая 4000 K (независимо от исходного спектрального класса звезды). Когда Солнце станет красным гигантом, оно расширится до размера, примерно равного диаметру орбиты Земли. Хотя количество световой энергии, излучаемой в пространство с единицы поверхности, с понижением температуры резко уменьшается, у красных гигантов этот эффект компенсируется за счет огромного увеличения поверхностни. Поэтому красные гиганты остаются очень яркими. Все яркие красные звезды, видимые невооруженным глазом - гиганты или сверхгиганты типа Альдебарана или Бетельгейзе. Спектры красных гигантов имеют различные характеристики в зависимости от того, чем богата звездная атмосфера - углеродом или кислородом. Если доминирует кислород, то появляются линии окиси углерода (CO) и металлических окислов, например, окиси титана (TiO). Если преобладает углерод, то образуются углеродные соединения типа C2, CH и CN; такие гиганты называются углеродными звездами. Предполагают, что различные соединения, наблюдаемые в красных гигантах, возникают в результате процессов, которые выносят на поверхность звезды продукты ядерных реакций, протекающих в ее недрах.

Красные карлики

- звезды с массами 0.08М<М<0.5М, светимостями L10-3-10-4L и радиусами 0.1-0.9R. Из термоядерных реакций идет только реакция горения водорода в ядре. Красные карлики с М<0.3М по-видимому полностью конвективны. Давление в ядре поддерживается частично вырожденым газом, роль которого возрастает у звезд меньших масс (вырожденные гелиевые карлики). Основная масса красных карликов относится к звездам главной последовательности. Красные карлики по-видимому самые многочисленные звезды нашей Галактики.

Л

Лучевая скорость

- проекция вектора скорости объекта на луч зрения наблюдателя; ее считают положительной, если объект удаляется от наблюдателя, и отрицательной - если приближается. Например, измеряя смещение линий в спектрах небесных тел, астрономы определяют их приближение или удаление, т.е. измеряют компонент скорости, направленный по "лучу зрения". Нередко лучевую скорость называют радиальной скоростью.

М

Межзвёздная пыль

Маленькие частицы в межзвёздной среде. Частицы межзвёздной пыли (размером 0,005 - 1 мкм) в межзвёздной среде обычно смешаны с газом. Составляя меньше 1% массы межзвёздной среды, пыль поглощает гораздо больше света и генерирует гораздо больше инфракрасного излучения, чем газ. Это вызывает как межзвёздную экстинкцию, так и межзвёздное покраснение. Свет звёзд, рассеиваемый частицами пыли, создает отражающие туманности. Поглощение пылью энергии света звёзд поднимает ее температуру до нескольких десятков градусов выше абсолютного нуля. При таких температурах пыль является источником теплового излучения, которое достигает максимума интенсивности в инфракрасном диапазоне. Пыль, нагретая до температур выше 1500 K, разрушается. Маловероятно, что вся межзвёздная пыль состоит из одного и того же вещества. Предполагается, что распространены графит (обычная форма углерода), а также силикаты железа, алюминия, кальция и магния, хотя широкие спектральные полосы, порождаемые пылью, трудно идентифицировать с достаточной точностью. Наличие эффектов поляризации доказывает, что по крайней мере некоторые из частиц не имеют сферической формы. Большая часть пыли, как полагают, порождается при оттоке вещества от холодных красных гигантов. По мере того, как с увеличением расстояния от звезды газ охлаждается, происходит конденсация твердых веществ. Обнаруженное у таких звёзд инфракрасное излучение показывает, что они и в самом деле окружены оболочками пыли. Вещество может конденсироваться в зерна также внутри молекулярных облаков.

Межзвёздная среда

- разреженное вещество, электромагнитное излучение и магнитное поле, заполняющие пространство между звёздами в Галактике. Основные компоненты межзвёздного вещества - газ, пыль и космические лучи, причём газ обычно составляет не менее 90% массы; остальное вещество сосредоточено в межзвёздной пыли. Масса космических лучей ничтожна, но их влияние на остальные компоненты межзвёздной среды весьма ощутимо. Характерная плотность межзвёздного вещества - 1 атом в кубическом сантиметре, но вследствие огромного объёма галактики полная масса этого разреженного вещества в ней достигает миллиардов масс Солнца. Доля межзвёздной среды составляет менее 1% массы у эллиптических галактик, около 5% у спиральных и более 10% у неправильных галактик. Химический состав межзвёздной среды близок к составу молодых звёзд (недавно сформировавшихся из неё): на 1000 атомов водорода приходится около 100 атомов гелия и 2-3 атома более тяжёлых элементов. При этом значительная часть тяжёлых элементов входит в состав межзвёздной пыли. Происхождение межзвёздной среды носит сложный характер: частично это догалактичекий газ, не вошедший в состав звёзд; частично - газ, попавший в галактику извне (например, вместе с упавшей на неё другой галактикой); и частично - газ, потерянный звёздами самой галактики в форме звёздного ветра, планетарных туманностей, оболочек новых и сверхновых звёзд. В нашей Галактике именно звёзды служат основным источником межзвёздной среды. В свою очередь межзвёздная среда постоянно расходуется на формирование звёзд и планетных систем.

Метеорный поток

1) явление множественного падения метеоров в течение нескольких часов или дней из одного радианта.
2) рой метеороидов, движущихся по одной орбите вокруг Солнца. Систематическое появление метеоров в определенной области неба и в определенные дни года, вызванное пересечением орбиты Земли с общей орбитой множества метеоритных тел, движущихся с примерно одинаковыми и одинаково направленными скоростями, из-за чего их пути на небе кажутся выходящими из одной общей точки (радианта). Называются по имени созвездия, где находится радиант. Например, Персеиды ежегодно наблюдаются в созвездии Персея с 20 июля по 20 августа.

Метеоры

- кратковременные вспышки в атмосфере Земли (обычно на высотах 80 - 130 км), возникающие при вторжении в нее с огромной скоростью (от 11 до 73 км/с) твердых частиц - метеорных тел. Блеск метеоров зависит как от массы породивших их частиц, так и от скорости их движения в атмосфере.

Мешен, Пьер Франсуа Андре

(1744 - 1804) Французский математик и астроном. Познакомившись в 1774 с Шарлем Месье, стал его другом и последователем. Так же как и Месье, занимался поиском и наблюдением комет, и, так же как и он, стал вскоре исследовать все туманные объекты. Мешен работал в тесном контакте с Месье, и как только он открывал новый объект, Месье проверял его положение и добавлял в свой каталог. За свою жизнь Мешен открыл восемь комет и 29 туманных объектов, и все эти объекты включены в современную версию каталога Месье.

Млечный Путь

- светлая неровная полоса, опоясывающая небо по большому кругу. Она связана со свечением огромного количества слабых звезд, большинство которых не различимо по отдельности ни в какие телескопы. Таким нам представляется звездный диск нашей галактики, который мы наблюдаем изнутри, находясь вблизи плоскости диска. К М.П. концентрируется межзвездный газ, межзвездная пыль и группировки молодых звезд. Межзвездное поглощение света значительно уменьшает яркость М.П., и является причиной кажущегося раздвоения полосы М.П. в области созвездия Лебедя. Наша Галактика носит название Млечный Путь.

Н

Новая звезда

- (от лат. Nova) звезда, увеличивающая свой блеск в тысячи (иногда - в миллионы) раз за несколько часов, а затем в течение нескольких недель тускнеющая и возвращающаяся к своему исходному блеску. Название "новая" отражает старинное представление о том, что на небе в этот момент возникает не существовавшая ранее звезда. В действительности явление новой связано со звёздами большого возраста, практически закончившими свою эволюцию. Оно возникает в тесных двойных системах, где один из компонентов - вырожденная звезда (белый карлик или нейтронная звезда). На определенном этапе эволюции таких систем вещество второго компонента - нормальной звезды - может начать перетекать на соседнюю вырожденную звезду. Когда на поверхности белого карлика накапливается критическая масса вещества, происходит термоядерный взрыв, срывающий со звезды оболочку и увеличивающий её светимость в тысячи раз. По мере накопления очередной порции газа взрыв повторяется. Уже наблюдались неоднократные вспышки повторных новых звёзд.

Небесная сфера

- воображаемая сферическая поверхность, в центре которой помещается наблюдатель, на которую проецируются небесные светила. На Н.С. вводят различные системы небесных координат для описания положений и движений небесных тел.

Нейтронная звезда

- звезда с массой от 1,5 до 3,0 солнечных масс, которая под действием гравитационных сил коллапсировала до такой степени, что теперь состоит почти полностью из нейтронов. Нейтронные звезды имеют в поперечнике всего около 10 км при плотности 1017 кг/м3. Они образовались при взрывах сверхновых и наблюдаются как пульсары. Как только ядерное топливо в звезде истощится, ядро начинает охлаждаться, и внутреннее давление падает, что приводит к сжатию звезды. Для звезд с массой больше 1,8 солнечных масс этот процесс носит катастрофический характер, который приводит к уплотнению вещества до тех пор, пока давление нейтронов не уравновесит внутреннее напряжение, вызываемое силами гравитации. В результате появляется сверхновая, а большая часть первоначальной массы звезды выбрасывается в пространство. Звездный остаток, масса которого равна трем солнечным массам или больше, будет коллапсировать не в нейтронную звезду, а в черную дыру.

О

Орбита

Путь тела, перемещающегося в гравитационном поле. Для тел, движущихся под действием центростремительной силы, орбиты (при отсутствии существенных возмущений) имеют форму конических сечений, т.е. представляет собой круг, эллипс, параболу или гиперболу.

П

Параллакс

- величина углового смещения объекта. Годичный параллакс - параллактические смещения, измеренные с использованием годичного движения Земли по орбите. Годичный параллакс звезды - это угол, на который изменится направление на звезду, если воображаемый наблюдатель переместится из центра Солнечной системы на земную орбиту (точнее на среднее расстояние Земли от Солнца) в направлении, перпендикулярном направлению на звезду.

Парсек

- основная единица длины, принятая в астрономии для измерения расстояний между звездами и галактиками. Это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты (равный 1 а. е. ), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом 1''.
1 парсек (пк) = 206265 а. е. = 31 · 1015 м.

Пекулярная галактика

Нестрогий термин, относящийся к любой галактике, которая не вполне укладывается в классификацию Хаббла и демонстрирует признаки необычной энергетической активности или приливного взаимодействия с соседними галактиками.

Планетарная туманность

- очень маленькая туманность, правильной округлой формы. Внешне схожи с дисками планет, наблюдаемыми в телескоп. В центре каждой планетарной туманности находится слабая, очень горячая звезда - ядро. Температура планетарных туманностей доходит до 10000 - 20000 К, плотность - тысячи атомов в 1 см3, степень ионизации элементов выше, чем в диффузных туманностях, и падает от центра к краю. Планетарные туманности расширяются со скоростью 10 - 30 км/с. Размеры планетарных туманностей достигают 0,1 - 1пс, масса очень мала - она составляет всего лишь десятые или даже сотые доли массы Солнца. Образованием планетарных туманностей и их ядер является закономерным результатом эволюции определенного вида звезд - красных гигантов.

Показатель цвета (Color Index)

- характеристика спектра излучения звезды; выражается разностью звездных величин, измеренных в двух диапазонах спектра. Впервые был введен в начале ХХ в., когда выяснилось, что относительная яркость звезд на фотопластинках отличается от наблюдаемой визуально (поскольку глаз человека наиболее чувствителен к желтым лучам, а фотопластинка - к синим). Более холодные - желтые и красные - звезды выглядят ярче для глаза, а более горячие - белые и голубые - ярче получаются на фотопластинке. Следовательно, цвет звезды указывает ее температуру. Вначале показатель цвета определили как разность между фотографической и визуальной звездными величинами объекта: CI = mph-mvis. Введение трехцветной фотометрической системы UBV позволило использовать два независимых показателя цвета: (B-V) и (U-B). Поскольку фильтр V (visual) близок к диапазону чувствительности глаза, а фильтр B (blue) - к диапазону фотопластинки, то значения показателей CI и (B-V) почти совпадают. Шкала звездных величин установлена так, что (B-V)=0 и (U-B)=0 для звезд спектрального класса A0 с температурой поверхности около 10000 К. Красные звезды с низкой температурой поверхности имеют показатель цвета от +1.0m до +2.0m, а у горячих бело-голубых звезд он отрицательный до -0.3m. Продвижение в инфракрасный диапазон спектра привело к введению новых стандартных фильтров (I, J, K, ...) и соответствующих им показателей цвета. Для звезд, спектр которых не искажен межзвездным поглощением света, используется понятие нормальный цвет (или нормальный показатель цвета). Поскольку он, как и спектральный класс звезды, почти однозначно связан с ее температурой, по виду спектра можно определить нормальный цвет звезды, даже если ее наблюдаемый цвет искажен межзвездным поглощением. Разность наблюдаемого и нормального цветов называют избытком цвета (Color Excess): например, EB-V = (B-V) - (B-V)0. Его значение как раз и указывает на степень межзвездного поглощения света звезды и позволяет учесть его. В каждом спектральном диапазоне полное поглощение (A) обычно считают пропорциональным избытку цвета. Например, в фильтре V с успехом можно принимать AV =3.0 EB-V.

Поляризация света

Свойство электрического поля фотонов в луче электромагнитного излучения, состоящее в том, что его пространственное распределение носит неслучайный характер. В случае линейной поляризации векторы электрического поля параллельны. В случае круговой поляризации направление поляризации непрерывно изменяется таким способом, что вектор электрического поля вращается с частотой излучения. Эллиптическая поляризация подобна круговой поляризации, за исключением того, что и величина вектора электрического поля также изменяется, но с вдвое большей частотой. Свойства луча поляризованного света могут быть описаны с помощью набора четырех чисел, известных как параметры Стокса.

Предел Чандрасекара

- максимальная предельная массы звезды (белого карлика), гравитационное равновесие в которой поддерживается давлением вырожденного электронного газа. Значение Чандрасекаровской массы слегка зависит от химического состава белого карлика и лежит в интервале 1.38-1.44M.

Прямое восхождение

- экваториальная координата, измеряемая величиной дуги небесного экватора в часах и минутах от точки весеннего равноденствия до круга склонения данного светила; положительное направление отсчета - с запада на восток. Например, прямое восхождение точки летнего солнцестояния составляет 6 часов. Обозначается буквой ?.

Пульсар

- астрономический объект, испускающий мощные, строго периодические импульсы электромагнитного излучения. Первыми были открыты радиопульсары, а затем эти же объекты были обнаружены в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Все они оказались сильно намагниченными, быстро вращающимися нейтронными звездами. У каждого из пульсаров свой период пульсаций: они лежат в диапазоне от 640 импульсов в секунду до одного импульса за 5 сек. Периоды большинства пульсаров составляют от 0.5 до 1 сек. Энергия, излучаемая в импульсах, составляет лишь малую долю энергии, непрерывно излучаемой пульсаром. Строгая периодичность импульсов является следствием вращения пульсара. Вращение же служит источником излучаемой энергии; это следует из того, что промежутки между импульсами у всех пульсаров медленно возрастают, а значит вращение звезды замедляется.

Первый пульсар открыли случайно в 1967 г. астрономы Кембриджского университета - аспирантка Джоселин Белл и ее руководитель профессор Энтони Хьюиш. Но отнюдь не случайным было то, что пульсары открыла именно эти ученые: именно они создали и в те дни испытывали новый радиотелескоп с уникальной аппаратурой для регистрации быстро переменного космического излучения. Правда, причиной переменности предполагались мерцания радиосигналов от далеких галактик и квазаров, проходящих сквозь неоднородности межзвездной и межпланетной плазмы (подобно тому, как мерцают изображения звезд, наблюдаемых сквозь неоднородную атмосферу Земли). Но когда вместо хаотически меняющихся сигналов ученые неожиданно обнаружили цепочки импульсов, приходящих с четкой периодичностью, они поняли, что натолкнулись на совершенно новое явление. Исследовав одну за другой множество возможных причин, в том числе и прием сигналов внеземного разума, астрономы остановились на единственно возможном объяснении: источником периодических импульсов служат быстро вращающиеся нейтронные звезды, предсказанные теоретиками еще в 1939 г. За открытие радиопульсаров Э. Хьюиш в 1974 г. был награжден Нобелевская премия. Первый пульсар ученые назвали CP 1919, что значит "кембриджский пульсар" (Cambridge Pulsar), имеющий прямое восхождение 19 час 19 мин. Сразу после открытия в поиски пульсаров включились крупнейшие радиообсерватории мира, давая обнаруженным объектам обозначения по своим каталогам. К 1975 г. было обнаружено 150 пульсаров. Для унификации их все стали обозначать буквами PSR с указанием прямого восхождения (до минут) и склонения (до градуса). Теперь первый пульсар имеет обозначение PSR 1919+21; он имеет период 1.3373 сек и длительность импульса 0.037 сек. Наиболее детально исследован пульсар PSR 0531+21, расположенный в Крабовидной туманности. Эта нейтронная звезда делает 30 оборотов в секунду (период пульсара 0.033 сек); она родилась менее тысячи лет назад, вспышку сверхновой на этом месте в созвездии Тельца наблюдали на Земле в 1054 г. Радиоастрономы всего мира продолжают поиски пульсаров в нашей и соседних галактиках. В ноябре 1998 г. в Парксской обсерватории (Австралия) был открыт 1000-й радиопульсар.

Р

Радиант

- точка перспективы, из которой кажутся выходящими объекты, параллельно движущиеся в сторону наблюдателя, или в которой сходятся траектории объектов, удаляющихся от наблюдателя. Например, для потока параллельных метеоров это точка на небе, из которой они выходят, т.е. в которой пересекаются их продолженные назад траектории.

Радиогалактика

- галактика, отличающаяся необычно сильным радиоизлучением. Обычно это крупные массивные галактики с плотной центральной областью - ядром. У наиболее мощных радиогалактик светимость в радиодиапазоне превышает оптическую светимость. Радиоисточники, связанные с радиогалактиками обычно состоят из отдельных компонент (ядро, радиогало, радиовыбросы, называемые также радиоджетами). Механизм их радиоизлучения синхротронный, т.е. связан с движением в магнитном поле энергичных электронов, выброшенных из активного ядра галактики. Ближайшие радиогалактики - Центавр А (NGC 5128) в созвездии Центавра и галактика Дева А (NGC 4486) в центре скопления галактик в созвездии Девы.

Радиоизлучение из космоса впервые было обнаружено в 30- х годах благодаря пионерским наблюдениям Карла Янского и Гроута Ребера (США). К.Р. проходит сквозь земную атмосферу и достигает поверхности, если оно находится в интервале длин волн от 20-25 м до миллиметрового диапазона. Первым обнаруженным источником К.Р. был Млечный Путь в области центра Галактики. В настоящее время известно много тысяч радиоисточников самой различной природы. Механизм их излучения - либо тепловой, либо синхротронный. Многие радиоисточники отождествляются с объектами, наблюдаемыми в оптическом диапазоне спектра. Наиболее яркие источники К.Р. - это Солнце, источник Лебедь-А (далекая радиогалактика в созвездии Лебедя), источник Кассиопея-А (остаток Сверхновой в созвездии Кассиопея), и источник Стрелец-А (центральная часть Галактики в созвездии Стрельца). К.Р. рождается также и в межзвездном пространстве, которое пронизывается космическими лучами. От холодных облаков межзвездного газа К.Р. приходит на строго фиксированных частотах, соответствующим длинам волн излучения нейтрального водорода (HI) или многочисленных молекулярных соединений. Исследованием Р. К. занимается радиоастрономия.

Радиоинтерферометр

- радиотелескоп, в котором наблюдение объекта ведется с помощью двух или нескольких отдельных антенн одновременно. Полученные сигналы поступают в приемник и усиливаются. Корреляция амплитуды и фазы сигналов, полученных от разных антенн, зависит от пространственного распределения радиоизлучения источника. Одно такое измерение не позволяет получить сколько-нибудь важной информации об изучаемом источнике, но если менять расстояние между антеннами и их взаимное расположение, то компьютерный анализ корреляций между получаемыми сигналами позволяет построить карты распределения радиояркости неба. Этот метод используется, в частности, в методах синтеза апертур на основе земного вращения.

Радиотелескоп

- инструмент для обнаружения, приема и анализа радиоволн от любого космического источника. Все такие телескопы включают радиоантенну, сигнал с которой поступает на усилитель и детектор. Большой диапазон частот в радиоастрономии приводит к тому, что для различных частей спектра приходится использовать различные методы, так что радиотелескопы очень различаются между собой. Основная проблема радиоастрономии состоит в получении удовлетворительного углового разрешения. Телескоп, работающий на некоторой длине волны и имеющий антенну с диаметром, в 100 раз больше, имеет разрешающую способность порядка 1°. Чтобы достичь разрешения, равного половине дуговой секунды, что было бы сопоставимо с хорошим оптическим телескопом, нужно построить антенну диаметром в 50000 длин волны с точностью до одной десятой длины волны. Так, на длине волны 21 см диаметр такой антенны составил бы 100 км. Одиночные управляемые антенны используются главным образом для изучения межзвездного вещества на длине волны линии 21 см и переменных источников типа пульсаров. Размер апертуры полностью управляемых антенн ограничивается весом конструкции и составляет около 100 м. Высокое угловое разрешение, необходимое для картирования структуры объектов типа радиогалактик и квазаров можно получить, создавая массивы или сети телескопов, которые образуют радиоинтерферометр.

Разрешающая способность

- способность оптической системы различать детали изображения. Теоретически возможное разрешение ограничено размером апертуры и связано с возникновением дифракции. Из-за дифракции изображение точечного источника превращается в окруженный кольцами диск, который называется атмосферным диском. Его диаметр (в радианах) равен 1,1?/D, что задает теоретически возможную разрешающую способность. Практически, однако, разрешающая способность большого наземного оптического телескопа ограничена не величиной апертуры, а качеством видимости.

Рассеянные звёздные скопления

- это группы звёзд, связанных между собой силами притяжения и общностью происхождения, которые объединяют десятки и сотни, редко тысячи звезд. Размеры их обычно составляют несколько парсек. Концентрируются к экваториальной плоскости Галактики. Скорости их относительно Солнца не велики, порядка 10-20 км/с, потому что вместе с ним они принимают участие во вращении Галактики. Звёзды рассеянных скоплений сходны по химическому составу с Солнцем и другими звёздами галактического диска.

Рентгеновское излучение из космоса

- электромагнитное излучение астрономических объектов с длиной волны от нескольких десятков до 0.1 Ангстрем. Обнаружено впервые в 60-х годах (от Солнца - в конце 40-х годов) XX и. Р.И.К. не доходит до поверхности Земли, и поэтому может наблюдаться только из космоса. За редкими исключениями, Р.И.К. имеет тепловую природу и связано с газом, нагретым до миллионов К. Наиболее ярким источниками Р.И.К. является Солнце. За пределами Солнечной системы источники Р.И.К. обычно связаны с аккреционными дисками в тесных двойных системах, с рентгеновскими пульсарами, а также с активными ядрами галактик и квазарами. Протяженными источниками Р.И.К. являются обширные области в нашейГалактике и других галактиках, заполненные горячим разреженным газом.

Рефлекторный телескоп

Телескоп, в котором главным собирающим свет элементом является зеркало.

С

Сверхгигант

- самые яркие и самые большие из наблюдаемых звезд. Различают голубые и красные сверхгиганты. Голубые сверхгиганты являются молодыми звездами главной последовательности к ним относится, например, Регул. Красные сверхгиганты, наоборот, являются старыми сильно проэволюционировавшими звездами на ветви сверхгигантов, к ним относится Бетельгейзе. Старые сверхгиганты имеют радиусы от 100 до 1000 солнечных радиусов.

Сверхновая

- катастрофический взрыв звезды, в ходе которого выделяется так много энергии, что по яркости она может превзойти всю галактику с ее миллиардами звезд. Кроме того, в десять раз больше энергии выделяется в виде кинетической энергии выброшенного взрывом вещества и еще в сто раз больше - в виде энергии нейтрино. Взрыв сверхновой происходит, когда старая массивная звезда истощает запас ядерного топлива. В этих условиях ядро становится неустойчивым и коллапсирует. Различают два вида сверхновых - сверхновые типа I и сверхновые типа II. В спектре сверхновых типа II присутствуют водородные детали, которых нет у сверхновых типа I. Световые кривые сверхновых типа I очень сходны между собой: светимость устойчиво увеличивается в течение примерно трех недель, после чего снижается в течение шести месяцев или больше. Световые кривые сверхновых типа II более разнообразны. Сверхновые типа I подразделяются на типы Ia и Ib в соответствии с силой одной из линий поглощения кремния в оптическом спектре. Эта линия сильна для типа Ia и слаба - для Ib. Предполагают, что сверхновые типа Iа являются белыми карликами в двойных системах, где имеет место передача массы от компаньона. Выделение энергии может быть обусловлено распространением волны горения углерода в недавно присоединенном веществе. Взрыв может означать полный распад белого карлика. В ходе ядерных реакций возникает нестабильный изотоп 56Ni (в количестве около одной солнечной массы), который в течение нескольких месяцев превращается сначала в 56Co, а в конечном счете - в 56Fe. Скорость этого радиоактивного распада согласуется с наблюдаемой скоростью снижения светового излучения. Различие физических механизмов в сверхновых типа Ia и Ib еще не выяснено. Сверхновые типа II, по-видимому, являются массивными звездами (с массой больше восьми солнечных масс, что определило их развитие в процессе эволюции звезд), запас топлива в ядрах которых полностью исчерпан. На этой стадии они, подобно луковице, состоят из концентрических сферических оболочек. В каждой из оболочек идет своя, отличная от других, ядерная реакция. В какой-то момент времени в центральном ядре начинается горение кремния, и сразу же (в течение суток) развивается неустойчивость, поскольку образующееся железо не может превратиться в более тяжелые элементы без притока энергии. Как только генерирование энергии прекращается, исчезает и внутреннее давление, которое до того уравновешивало вес вышележащих слоев. Развивается процесс сжатия, при котором ядро коллапсирует меньше, чем за секунду. Скорость процесса увеличивается по мере того, как ядра железа распадаются, отдавая нейтроны. Однако этот процесс не может продолжаться до бесконечности. Когда вещество достигает ядерной плотности, сопротивление дальнейшему сдавливанию внезапно сильно возрастает, и в сжимающемся веществе происходит "отдача". Возникает направленная наружу ударная волна. Внешние слои звезды отрываются и уносятся в пространство со скоростью в несколько тысяч километров в секунду. Оставшееся ядро представляет собой нейтронную звезду. Выброшенное при взрыве вещество образует расширяющийся остаток сверхновой. Нейтронные звезды можно обнаружить как пульсары по их радиоизлучению, а в некоторых случаях и по пульсирующему световому и рентгеновскому излучению. Взрыв сверхновой обогащает химический состав межзвездной среды, из которой образуются последующие поколения звезд. Очень старые звезды содержат намного меньше элементов тяжелее водорода и гелия (по сравнению с Солнцем и объектами Солнечной системы). Многие из тяжелых элементов естественным путем могут возникнуть только при взрыве сверхновых. Сверхновая - очень редкое событие: за последнюю тысячу лет в нашей собственной Галактике визуально наблюдалось только пять сверхновых. Происходили и другие взрывы, идентифицированные по радиоизлучению их остатков, но сами вспышки были скрыты затеняющей пылью. Взрыв Сверхновой 1987A в близком Большом Магеллановом Облаке дал астрономам беспрецедентную для настоящего времени возможность детального изучения сверхновых. Каждый год во всех галактиках (вне нашей собственной) обнаруживают около пятидесяти сверхновых.

Светимость

- в астрономии: полная энергия, излучаемая источником в единицу времени (в абсолютных единицах или в единицах светимости Солнца; светимость Солнца = 3,86·1033 эрг/с). Иногда говорят не о полной С., а о С. в некотором диапазоне длин волн. Напр., в зависимости от приёмников излучения различают С. звёзд визуальную, фотографическую (относящуюся к излучению звезды в соответствующей области спектра) и болометрическую (относящуюся к излучению звезды на всех частотах её спектра, т.е. полную С.).

Световой год

- единица длины. Это расстояние, которое проходит свет за 1 год, распространяясь со скоростью 300000 км/с.
1 св. год =0,3066 пс=63240 а. е. =9,5*1015м.
Для измерения еще больших расстояний применяют единицы:
1 килопарсек (кпк) =1000 пк;
1 мегапарсек (Мпк) =1000000 пк.

Синхротронное излучение

- электромагнитное излучение, испускаемое электрически заряженной частицей, движущейся в магнитном поле со скоростью, близкой к скорости света. Название связано с тем, что такое излучение впервые наблюдалось в синхротронных ядерных ускорителях. Синхротронное излучение является главным источником радиоизлучения остатков сверхновых и радиогалактик. Большая часть светового и рентгеновского излучения Крабовидной туманности порождается в синхротронных процессах электронами с очень высокой энергией, испускаемыми центральным пульсаром. Спектр синхротронного излучения имеет характерный профиль, сильно отличающийся от профиля теплового излучения горячего газа, благодаря чему идентификация синхротронных источников значительно облегчается. Поляризация излучения позволяет оценить магнитное поле источника.

Системы небесных координат, астрономические системы координат

- системы координат, позволяющие задать положение небесного тела на небе. Подавляющее большинство С.н.к. являются сферическими и основываются на понятии небесной сферы. Выбор системы координат на небесной сфере фиксируется: избранной точкой (полюсом системы); большим кругом, задаваемым пересечением небесной сферы с плоскостью, перпендикулярной проходящему через полюс диаметру сферы; точкой на этом большом круге, от которой начинается отсчёт дуг вдоль этого круга. В установленной таким образом системе, координатами объекта являются, во-первых, отрезок дуги большого круга, проходящего через объект и полюс системы (он измеряется от основного большого круга до объекта), и, во-вторых, дуга основного большого круга, заключённая между начальной отсчётной точкой и точкой пересечения с большим кругом, проходящим через объект и полюс. Если не оговорено особо, то первая координата измеряется в градусной мере в обе стороны от основного большого круга (т.е. от 0 до +90° и от 0 до -90°), вторая же координата измеряется в градусной или часовой мере (от 0 до 360° или от 0 до 24ч) от начальной отсчётной точки до пересечения основного большого круга с большим кругом, проходящим через полюс и объект. При этом отсчёт ведётся против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса данной координатной системы. Следует учесть, что для Солнца и Луны по умолчанию во всех С.н.к. указывается положение центра видимого диска. В астрономии наиболее часто применяются: горизонтальная система координат, экваториальная система координат, эклиптическая система координат и галактическая система координат.

Экваториальная система координат - одна из наиболее часто используемых в астрономии систем небесных координат. Полюсом Э.с.к. является северный полюс мира, а основным кругом - небесный экватор. В качестве точки отсчёта фиксируется весеннего равноденствия точка. Существуют две системы координат этого типа. Первая Э.с.к.:
первая координата (склонение) - угловое расстояние, отсчитанное вдоль часового круга от небесного экватора до светила. Если светило находится в северном полушарии небесной сферы, его склонение лежит в интервале от 0 до +90°, если в южном - от 0 до -90°. Иногда вместо склонения используют связанную с ним координату - полярное расстояние, дополняющее склонение до 90° и изменяющееся от 0 до 180°. Вторая координата (часовой угол) - дуга небесного экватора от южной точки экватора (точки пересечения небесного меридиана с небесным экватором) до точки пересечения небесного экватора с часовым кругом светила, отсчитанная к западу. Часовой угол прямо пропорционален времени, которое прошло с момента последнего прохождения светилом меридиана, поэтому его измеряют в единицах дуги (градусах, минутах и секундах) или в единицах времени (часах, минутах и секундах). вторая Э.с.к.:
первая координата этой системы - также склонение или полярное расстояние, а вторая координата (прямое восхождение) - дуга небесного экватора, отсчитанная на восток от точки весеннего равноденствия до точки пересечения небесного экватора с часовым кругом светила. Как и часовой угол, прямое восхождение измеряется и в единицах дуги, и в единицах времени. См. Системы небесных координат.

Склонение, деклинация

(лат. declinatio - "склонение"; сокр. D) - угол между направлением на небесное тело и плоскостью небесного экватора, измеряемый по часовому кругу. Его значение заключено в интервале от 0° до +90°, если светило расположено к северу от небесного экватора, и от 0° до -90°, если светило расположено к югу. См. Экваториальная система координат.

Скопление галактик

- группировка галактик в пространстве, связанная взаимным гравитационным притяжением. Пространственное распределение галактик неравномерно: они имеют тенденцию собираться вместе при расстояниях порядка миллионов световых лет. Скопления галактик имеют множество форм - они могут быть сферическими и симметричными или неправильными (без какой-либо специфической формы); они могут содержать всего несколько галактик или тысячи; могут иметь или не иметь концентрации к центру. Регулярные скопления, по-видимому, населены главным образом эллиптическими галактиками, в то время как неправильные скопления проявляют тенденцию к включению галактик всех типов. Наша собственная Галактика Млечный Путь принадлежит к небольшой ассоциации, известной как Местная группа. Скопления, содержащие много больших галактик, характеризуются как “богатые”. Ближайшее богатое скопление - скопление галактик в Деве, которое насчитывает тысячи членов. Еще более богатое скопление - скопление галактик в Волосах Вероники, имеющее в поперечнике по крайней мере десять миллионов световых лет. В центре богатого скопления обычно доминирует гигантская эллиптическая галактика. Наиболее массивные из известных галактик располагаются в центрах больших богатых скоплений. Предполагается, что самые большие галактики имеют тенденцию к поглощению других галактик в центрах скоплений в процессе так называемого “галактического каннибализма”. Это предположение подкрепляется тем фактом, что галактики, занимающие в скоплениях этого вида второе и третье место по яркости, являются более слабыми, чем в скоплениях, где нет особо яркой галактики. Галактики-"каннибалы" по своему внешнему виду часто кажутся "раздутыми", а в некоторых из них замечено наличие более одного ядра. Обычно они являются сильными радиоисточниками. В богатых скоплениях в пространство между галактиками проникает разреженный горячий газ. Его присутствие обнаруживается по наличию рентгеновского излучения. В некоторых случаях межгалактический газ содержит столько же вещества, сколько его имеется в видимых частях галактик. Горячий газ стремится вытеснить межзвездный газ из спиральных галактик скопления.

Собственное движение

- cкорость углового перемещения объекта (звезды) на небесной сфере относительно неподвижной в пространстве системы координат. На практике определяется по изменению положения звезды относительно значительно более далеких звезд или галактик. Измеряется в угловых секундах за год. Для большинства ярких звезд составляет несколько десятых долей секунды в год.

Созвездие

- область неба или группа выделяющихся характерным расположением звезд в этой области, имеющая свое название. Всего есть 88 созвездий. Созвездия различны по занимаемой площади на небесной сфере и количеству звезд в них. Если обратиться к истории, мы увидим, что имена получали группы звезд с бросающимся в глаза расположением, напоминающим предмет, животное или фигуру человека. И теперь, скажем, ковш Большой Медведицы часто называют именем всего созвездия, хотя оно само гораздо больше. Строго, на сегодня, созвездие - это определенный участок неба, имеющий свои границы.
Небесная сфера разбита на 88 таких участков. Звезды в созвездиях иногда имеют свои имена, но кроме того, всем звездам созвездия присваивается обозначение в виде буквы греческого алфавита, при чем самая яркая звезда, обычно, называется Альфой, следующая по яркости - Бетой и т.д. Иногда от этого правила встречаются отклонения. В некоторых созвездиях перепутаны какие-то звезды по яркости (например, Бетельгейзе и Ригель в Орионе) или можно не найти несколько звезд по порядку яркости, если придерживаться греческого алфавита. Все эти несуразности вызваны историческими причинами. Не было точных светоизмерительных приборов, позволяющих сегодня измерить звездную величину, к тому же, очертания созвездий неоднократно менялись, и долгое время вообще не существовало общепринятых названий, очертаний и самого количества созвездий. Многие названия звезд остались без изменения, по традиции. Отсюда и возникла некоторая путаница. Обычно, в созвездиях наблюдается большее количество звезд, нежели можно обозначить буквами греческого алфавита. В этом случае прибегают к помощи латинского. Кроме того, звезда часто обозначается на картах и в литературе своим порядковым номером в каком-либо звездном каталоге, или порядковым номером в самом созвездии: звездам присваивается номер от единицы и далее в зависимости от их прямого восхождения, звезда, имеющая самое маленькое прямое восхождение, обозначается единицей, и т.д.

Солнце

- центральное тело Солнечной системы, ближайшая к Земле звезда.
Видимая звёздная величина m= -26,74, абсолютная звёздная величина М=+4,83.
Радиус С. - 6,96·10^5 км, т.е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли;
масса С. - 1.99·10^33 кг, т.е. в 333 000 раз больше массы Земли.
В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы.
Средняя плотность солнечного вещества - 1,41 г/куб.см, что составляет 0,256 средней плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и ок. 2% др. элементов).
С. вращается вокруг собственной оси (наклонённой под углом 83° к плоскости эклиптики) в прямом (том же, что и Земля) направлении.
Средний синодический период вращения Солнца (экваториальная зона) - 25,380 сут, средний сидерический период 27,275 сут.
Скорость на экваторе - ок. 2 км/с.

Спектрально-двойные звёзды

Если компоненты двойной звезды очень близки между собой и достаточно ярки, то можно сфотографировать их спектры и подметить периодическое расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов - слабая звезда, то наблюдается лишь периодическое колебание положения одиночных линий. Оно свидетельствует об орбитальном движении компонентов вокруг их общего центра масс. Их известно около 2500.

Спектральные классы

По спектрам звёзд астрономы изучают состав и строение звёзд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звёзд и исследуют движение звёезд в пространстве. Спектры звёзд впервые стали исследовать в начале XIX в. Однако в то время еще не были известны законы спектрального анализа, лишь после открытия этих законов в середине XIX в. стали систематически наблюдать звёздные спектры. Первые наблюдения были визуальными, проводились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звёздных спектров за одну экспозицию.
На основе многочисленных снимков спектров звёзд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звёздных спектров. С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звездных спектров получила название гарвардской. Отдельные классы звёзд обозначаются в ней буквами. Подклассы в каждом спектральном классе нумеруются цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры поверхности звёзд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит следующим образом:
О - В - А - F - G - K - M

В спектральном классе М имеется разветвление, указывающее на три немногочисленные группы холодных звёзд спектральных классов R, N и S. Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звёзд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому. Гарвардская спектральная классификация звезд основана на виде и числе спектральных линий. В обычном звёздном спектре, как и в спектре Солнца, они выглядят темными линиями на светлом фоне непрерывного спектра. Линии принадлежат различным химическим элементам. Их вид в спектре обусловлен в основном температурой звезды. Приведем ниже более подробное описание спектральных классов и назовем яркие звезды, являющиеся типичными представителями их. Класс О - самые горячие звёзды во Вселенной. Температура (Т) их поверхности - в среднем около 40000 К. В их спектрах основными линиями являются слабые линии водорода и ионизированного и нейтрального гелия. Пример: ? Персея; ?, ?, ? Ориона.
Класс В - менее горячие звёзды. Температура = 15000 К. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе О. Пример: ?, ?, ?, ?, ?, ?, ?, ? Персея, Спика, Беллатрикс.
Класс А характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, проявляются слабые линии металлов. Т= 8500 К. Пример: ?, ? Персея, Вега, Сириус.
Класс F - линии водорода стали слабее, чем у класса А, много линий ионизированных металлов, в частности железа. Т=6600 К. Пример: ?, ?, ? Персея, Канопус, Процион.
Класс G - звезды со спектром, подобным солнечному. Т= 5500 К. Пример: ?, ?, ?, ? Персея, Капелла, ? Центавра, Солнце.
Класс К - звёзды, более холодные, чем Солнце. Т=4100К. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, и видны слабые полосы молекул СН и СN. Примеры: ?, ?, ?, ? Персея, Арктур.
Класс М - самые холодные звёзды. Т=2800 К. Интенсивны линии металлов, а также полосы молекул (особенно окиси титана). В классах R и N видны темные полосы углерода и циана, а в классе S - окиси циркония. Примеры: &ro; Персея, Бетельгейзе, Антарес, Мира Кит. Хотя спектральная классификация звёзд основана на характеристиках спектральных линий, непрерывный спектр, на фоне которого эти линии наблюдаются, также существенно изменяется при переходе от класса О к классу М. У горячих звёзд О и В усилена синяя часть спектра и слабо выражена красная; звёзды F и G имеют наибольшую интенсивность излучения в жёлтых лучах, а звёзды М светят преимущественно в красной области и крайне мало излучают в синей. В соответствии с этим изменяется цвет звёзд: О и В - голубоватые звёзды, А - белые, F и G - жёлтые, К - красноватые (оранжевые), М - красные.
Классификация, рассмотренная выше, является одномерной, так как основной характеристикой, учитываемой в ней, является температура звезды. Но среди звезд одного и того же спектрального класса есть звёзды-гиганты и звёзды карлики. Они различаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд.
В 1953 г. была разработана новая, уточненная двумерная классификация звёзд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. Цифра I относится к сверхгигантам, II- III - к гигантам, IV - к субгигантам, и цифра V характеризует карлики. В этой новой классификации спектральный класс звезды Веги выглядит как А0V, Бетельгейзе - М2I, Сириуса - А1V. Новая классификация позволяет определять расстояния до звёзд по их спектрам и видимым звёздным величинам. Сейчас она является общепринятой и широко используется в астрономии.
В настоящее время известны спектральные классы многих сотен тысяч звёзд. Изданы объемистые каталоги спектров звёзд.
Все сказанное выше относится к нормальным звёздам. Однако во Вселенной есть великое множество нестандартных звёзд с необычными спектрами. К ним относятся прежде всего так называемые эмиссионные звёзды. Для их спектров характерны не только темные (или абсорбционные) линии, но и светлые линии излучения, более яркие, чем непрерывный спектр. Такие линии называются эмиссионными. Присутствие в спектре звезды эмиссионных линий обозначается буквой "е" после спектрального класса. Так именуются звёзды Ве, Ае, Ме. Наличие в спектре звезды О определенных эмиссионных линий обозначается как Оf. Существуют экзотические звёзды, открытые французскими астрономами Вольфом и Райе. Спектры этих звёзд состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабого непрерывного спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию они не укладываются. В последнее время были открыты инфракрасные звёзды, которые в видимой области спектра очень мало или совсем не излучают, а почти всю свою энергию они излучают в невидимой инфракрасной области спектра. Их температура не превышает 1800 К.

Спиральная галактика

- любая галактика со спиральными рукавами. Эдвин Хаббл разделил спиральные галактики на две обширные группы - с центральной перемычкой (SB-галактики) и без нее (S). Каждая группа далее подразделяется на три категории - a, b и c. Sa- и SBa-галактики имеют туго закрученные рукава и относительно большую центральную часть (балдж). Sc- и SBc-галактики имеют широко раскинувшиеся рукава и небольшой центральный балдж. Галактики типа Sb и SBb занимают промежуточное положение. Наша собственная Галактика (Млечный Путь) - спиральная галактика, возможно, с небольшой центральной перемычкой. Ее структура абсолютно типична: молодые звезды и межзвездное вещество сконцентрированы в диске, особенно в спиральных рукавах. Кроме того, Галактику окружает сферическое гало, содержащее старые звезды и шаровые скопления. Спиральные рукава не представляют собой постоянных жестких структур, они скорее имеют характер волн плотности. Обращаясь вокруг центра галактики, звезды и межзвездное вещество образуют спиральные области увеличенной плотности. Существующие рукава образовались в различные временные эпохи.

Т

Туманность

- облако межзвездного газа и пыли. Этот термин раньше использовался для объектов, о которых теперь известно, что они представляют собой галактики. Например, большую "туманность Андромеды" теперь правильнее называть галактикой Андромеды. Эмиссионная туманность светится в присутствии ультрафиолетового излучения; отражающая туманность отражает свет звезд. Поглощающая туманность представляет собой темное образование и обычно видна лишь силуэтом на фоне светящейся туманности или на ярком звездном фоне. Среди других объектов, состоящих из светящегося газа и также называемых туманностями, выделяются планетарные туманности и остатки сверхновых.

У

Угловой диаметр

- видимый диаметр объекта, измеряемый в угловых единицах, т.е. в радианах, градусах, дуговых минутах или секундах. Угловой диаметр зависит как от истинного диаметра, так и от расстояния до объекта.

Угловое расстояние

- длина дуги, выраженная в угловых единицах (т. е. в радианах, градусах, дуговых минутах или секундах), которая соответствует данному углу наблюдения. Например, угловое расстояние между двумя точками на небесной сфере представляет собой угол между двумя воображаемыми линиями, направленными от наблюдателя к этим точкам.

Ф

Фарадеевское вращение

- вращение плоскости поляризации синхротронного излучения. Эффект вызван наличием магнитного поля и свободных электронов в пространстве, через которое проходит излучение.

Фотон

- квант электромагнитного излучения. Электромагнитное излучение имеет одновременно как волновые, так и корпускулярные свойства, а сам фотон может рассматриваться как дискретный "волновой пакет". Энергия фотона E связана с длиной волны излучения ? формулой E = hc/? = h?, где h - постоянная Планка, c - скорость света и ? - частота.

Х

Хаббл Эдвин Пауэлл

"Астрономия подобна пасторскому служению, - нужен зов."Эдвин Хаббл

Эдвин Пауэлл Хаббл родился в Менсфилде, штат Миссури, США, 20 ноября 1889 г.
В 1906 г. Эдвин Хаббл окончил среднюю школу и, получив стипендию, 16-летним юношей поступил в Чикагский университет. Он изучал астрономию, математику и физику. В числе наиболее способных студентов он получил стипендию для продолжения образования в Великобритании. Однако, прибыв туда осенью 1910г., Хаббл не стал специализироваться в области астрономии, а решил изучать в Оксфордском университете международное право. Получив степень бакалавра права, Хаббл летом 1913 г. вернулся домой в Америку. Но его влечёт к занятиям астрономией, а не юриспруденцией. И Хаббл переезжает в Чикаго, где поступает на работу на Йеркскую обсерваторию. На ней был установлен 40-дюймовый (100-сантиметровый) телескоп - последний величайший рефрактор в мире, а также 24-дюймовый (60-сантиметровый) телескоп-рефлектор.
Первая научная работа Хаббла была посвящена собственным движениям звёзд. Его докторская диссертация называлась "Фотографические исследования слабых туманностей". Хотя тогда и было уже открыто около 20 тыс. туманностей, природа их оставалась неизвестной. Хаббл открыл 512 новых туманностей на крупномасштабных фотографиях неба. Его научные исследования прервала Первая мировая война. Хаббл к тому времени получил приглашение от директора обсерватории Маунт-Вилсон Джорджа Эллери Хейла перейти к нему на работу, чтобы начать наблюдения на новом, самом большом тогда в мире 100-дюймовом рефлекторе. Но, к сожалению, Хаббл не смог принять его предложение - он ушёл на войну.
После войны Хаббл вернулся в Америку в чине майора. Демобилизовавшись, он приехал в Пасадену, принял предложение Хейла и приступил к работе в обсерватории Маунт-Вилсон. Он был зачислен в группу фотографирования туманностей, что соответствовало его научным интересам. Хаббл много наблюдал, но работ публиковал мало. В работе 1922 г. "Общее исследование диффузных галактических туманностей" он разделил все туманности на два типа: галактические, связанные с Млечным Путём, и внегалактические, видимые, в основном, в стороне от него.
В начале 20-х гг. Хаббл рассмотрел механизмы свечения диффузных и планетарных галактических туманностей. Он доказал, что диффузные туманности светят отражённым светом близлежащих горячих звёзд, а свечение планетарных туманностей сродни флуоресценции: от центральной звезды исходит интенсивное ультрафиолетовое излучение, которое затем переизлучается туманностью в видимом диапазоне спектра. Хаббл нашёл также зависимость между яркостью отражательных туманностей и блеском освещающих их звёзд.
Особый интерес Хаббл проявил к знаменитой туманности Андромеды (М31). Он получил ряд её фотографий на 60- и 100-дюймовых рефлекторах. На пластинке, снятой 4 октября 1923 г. на крупнейшем рефлекторе, внутри туманности обнаружены вспышки двух новых звёзд и одна слабая переменная звезда. Эту переменную Хаббл нашёл ещё на нескольких десятках негативов, полученных начиная с осени 1909 г. После дальнейших наблюдений стало ясно, что Хаббл открыл в туманности Андромеды типичную цефеиду. Хаббл оценил её удалённость в 1 млн световых лет (по современным данным, около 2 млн световых лет). Окончательно было доказано, что спиральные туманности являются самостоятельными звёздными системами, расположенными на огромных расстояниях от Галактики и похожими на неё. Концепция островных вселенных получила блестящее подтверждение.
Впервые результаты Хаббла были доложены 1 января1925 г. на заседании Американского астрономического общества. За это исследование он получил премию Ассоциации развития науки и его имя впервые появилось в справочнике "Кто есть кто в Америке" за 1924-1925 гг.
Хаббл продолжил исследования галактик. Он изучал их состав, структуру и вращение, их распределение в пространстве и движения. Им была предложена первая научная классификация галактик по их формам, которая легла в основу современной классификации. Все внегалактические туманности Хаббл подразделил на три типа: эллиптические - Е, спиральные - S и иррегулярные, неправильные, - Irr.
В ближайших галактиках Хаббл открыл новые звёзды, цефеиды, шаровые скопления, газовые туманности, красные и голубые сверхгиганты. Он установил шкалу внегалактических расстояний. Хаббл разработал методику оценки расстояний до самых далёких из них по их яркости.
Научная деятельность Хаббла получила высокую оценку в научных кругах. В 1927 г. он был избран в Национальную академию наук США, а Королевское астрономическое общество Великобритании избрало его своим действительным членом. Хаббла интересовал вопрос об общем строении нашего мира - Вселенной. Ещё в своей статье "Внегалактические туманности" в 1926 г. он рассматривал как возможную релятивистскую модель (от лат. relativus - "относительный") расширяющейся Вселенной голландского астронома Виллема де Ситтера. Но, не очень доверяя теоретикам и теории, Хаббл полагал, что только наблюдения могут привести к пониманию истинной природы вещей. В моделях расширяющейся Вселенной скорость взаимного удаления галактик должна быть прямо пропорциональна расстоянию между ними. Он считал необходимым с помощью наблюдений убедиться в том, что у галактик с ростом расстояний растут и лучевые скорости. Хаббл составил список наиболее слабых галактик, которые, естественно, предполагались наиболее далёкими, и измерил их лучевые скорости. Для одной очень далёкой галактики (NGC 7616) он получил по смещениям спектральных линий в красную сторону лучевую скорость 3779 км/с. Это огромное значение сказало Хабблу о многом.
В марте 1929 г. в очередном номере "Трудов Национальной академии наук США" была опубликована статья Хаббла "Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей". Он накопил сведения о лучевых скоростях и удалённости 46 туманностей. На основе сопоставления наблюдательных данных учёный пришёл к выводу: "Далёкие галактики уходят от нас со скоростью, пропорциональной удалённости от нас. Чем дальше галактика, тем больше её скорость". Вскоре Хабблом был открыт новый закон: v = Hr. Коэффициент пропорциональности Н в этом законе Хаббла, где v - скорость и r - расстояние, был назван постоянной Хаббла. Он оценил её значение в 500 км/с/ Мпк; по современным оценкам, Н = 75 км/с/ Мпк. Это значит, что галактики, удалённые на 1 млн парсек (3,26 млн световых лет), "убегают" от нас со средней скоростью 75 км/с, а те, что в 100 раз дальше, разлетаются в 100 раз быстрее. Открытие Хаббла легло в основу концепции расширяющейся Вселенной. Его имя в истории науки встало в один ряд с именем Николая Коперника. Оба они совершили революционные перевороты в наших представлениях о Вселенной. В начале 30-х гг. к Хабблу приходит мировая слава. В конце 1930 г. его лекцию слушает Альберт Эйнштейн и даёт ей высокую оценку. Весной 1934 г. Хаббл читает в Оксфорде Галлеевскую лекцию и получает степень почётного доктора наук Оксфордского университета. На основе курса лекций в Иельском университете Хаббл написал книгу "Мир туманностей", которая вышла в 1935 г. Осенью 1936 г. он читает три лекции в Оксфорде под названием "Наблюдательный подход к космологии". Под тем же названием в 1937 г. выходит вторая его книга. В 1940 г. он получил Золотую медаль Королевского астрономического общества.
В новых условиях Хаббл понял, что человеческая цивилизация не сможет пережить ещё одну мировую войну. Он считал, что человечество выживет, только если создаст мировое правительство с сильной международной полицией. И после войны главным для Хаббла, конечно, осталась научная работа, в которую он сразу же включился, вернувшись на обсерваторию. Он планировал подготовить "Атлас галактик". Но закончить эту работу он не успел. Не удалось ему провести и широкую программу наблюдений на новом 200-дюймовом (5-метровом) телескопе-рефлекторе на обсерватории Маунт-Паломар. Этот телескоп вступил в строй 26 января 1949 г. Первый негатив на новом телескопе был получен Хабблом. Но уже в июле он слёг с тяжёлым инфарктом. Могучий организм учёного, казалось, справился с недугом. Он вновь приступил к наблюдениям. Вместе с Сэндиджем он обнаружил новый, неизвестный ранее науке тип переменных звёзд, так называемых объектов Хаббла - Сэндиджа. Авторы направили статью в печать в конце июня 1953 г., а вышла она в ноябре, когда Эдвина Хаббла уже не было в живых. Он скоропостижно скончался 28 сентября 1953 г. Алан Сэндидж так вспоминал о Хаббле: "Абсолютная сила духа, моральная стойкость, никаких безрассудств, дворянин по облику".

Ч

Чёрная Дыра

возникает в результате очень сильного сжатия какой - либо массы, при котором поле тяготения возрастает настолько сильно, что не выпускает ни свет, ни какое-либо другое излучения, сигналы или тела. Для возникновения чёрной дыры необходимо, чтобы масса сжалась до таких размеров (гравитационный радиус), при которых вторая космическая скорость становится равной скорости света.

Ш

Шаровые звёздные скопления

- это группы звёзд, связанных между собой силами притяжения и общностью происхождения, которые насчитывают сотни тысяч звёзд. Они имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звёзд к центру. Размеры их вместе с коронами (внешними областями)доходят до 100 - 200 пс. Они концентрируются к центру Галактики и принадлежат к сферической подсистеме. Скорости их относительно Солнца около 100 км/с. По химическому составу они отличаются от звёзд рассеянных скоплений меньшим содержанием всех элементов тяжелее гелия. Все шгаровые звёздные скопления расположены далеко от Солнца, и даже ближайшие из них видны лишь в бинокль. В Галактике известно около 160 шаровых звёздных скоплений.

Шаттл

- американский космический корабль многоразового использования, который запускается подобно ракете, а приземляется, как самолет, на взлетно-посадочную полосу. Первый полет шаттла "Колумбия" состоялся 12 апреля 1981 г. Второй шаттл, "Челленджер", взорвался в 1986 г. во время десятого запуска. "Дискавери" и "Атлантис", третий и четвертый шаттлы, впервые были запущены в 1984 и 1985 гг. соответственно.

Э

Эддингтон Артур Стенли

(1882-1944) - английский физик и астроном. Родился в маленьком городке Кендал на севере Англии. Эддингтон учился в Кембриджском университете, а с 1906 по 1913 г. был ассистентом старейшей в Англии Гринвичской обсерватории. С 1913 г. Эддингтон - профессор и директор обсерватории Кембриджского университета.
Первые работы Эддингтона, как астронома, связаны с изучением движений звёзд и строением звёздных систем. Но главная его заслуга - в том, что он создал теорию внутреннего строения звёзд. Глубокое проникновение в физическую сущность явлений и мастерское владение методами сложнейших математических расчетов позволили Эддингтону получить ряд основополагающих результатов в таких областях астрофизики, как внутреннее строение звёзд, состояние межзвёздной материи, движение и распределение звёзд в Галактике.
Эддингтон рассчитал диаметры некоторых красных звёзд-гигантов, определил плотность карликового спутника звезды Сириус - она оказалась необычайно высокой. Работа Эддингтона по определению плотности звезды послужила толчком для развития физики сверхплотного (вырожденного) газа.
Эддингтон был хорошим интерпретатором общей теории относительности Энштейна. Он осуществил первую экспериментальную проверку одного из эффектов, предсказанных этой теорией: отклонение лучей света в поле тяготения массивной звезды. Это удалось ему сделать во время полного затмения Солнца в 1919 г.
Вместе с другими учеными Эддингтон заложил основы современных знаний о строении звёзд.

Эклиптика

- видимый путь Солнца на небесной сфере в течение тропического года; большой круг (окружность на сфере, плоскость которой проходит через ее центр) в плоскости земной орбиты.

Электромагнитное излучение

- форма энергии, которая распространяется в вакууме со скоростью c, равной 3*108 м/сек. Название отражает характер излучения, которое состоит из связанных между собой и быстро изменяющихся электрического и магнитного полей. Свойства излучения зависят от длины волны (?). Радиоволны имеют самую большую длину волны, от нескольких метров до долей миллиметра. Самые короткие радиоволны обычно называются микроволнами. Они граничат с инфракрасным излучением, диапазон длин волн которого тянется до микрона. Видимый свет - узкая полоса длин волн в диапазоне 700 - 400 нм. Диапазон длин волн ультрафиолетового излучения продолжается до 10 нм, а рентгеновского излучения - до 0,1 нм. Самые короткие волны соответствуют гамма-излучению. Полный электромагнитный спектр охватывает все виды излучения, от коротких волн до самых длинных. (В качестве единицы длины волны используется также ангстрем: 1 A = 0,1 нм.) Для характеристики электромагнитного излучения, как и любого волнового процесса, можно использовать понятие частоты (?). Связь между частотой и длиной волны имеет вид ? = c/?. Таким образом, при уменьшении длины волны частота увеличивается. Энергия E, связанная с электромагнитным излучением, увеличивается прямо пропорционально частоте: E = h?, где h - постоянная Планка. Эта энергия квантована; квант энергии, имеющий ту же размерность, называется фотоном. Электромагнитное излучение и его обнаружение играют определяющую роль в астрономии, которая почти полностью связана с приемом и анализом излучения удаленных объектов. Астрономические наблюдения в оптическом и радиодиапазонах можно проводить с земной поверхности, потому что излучение с такими длинами волн относительно свободно проходит сквозь атмосферу. Астрономические наблюдения в других диапазонах в основном выполняются с орбитальных космических кораблей, спутников и других космических аппаратов, хотя некоторые наблюдения можно проводить из высокогорных областей Земли и с самолетов.

Эллиптическая галактика

- галактика эллипсоидальной формы, не обладающая спиральной структурой. У большинства таких галактик нет никаких признаков существования межзвездного вещества, так же как и признаков недавнего звездообразования. Эллиптические галактики различаются массой и формой. Почти все их звезды старше 1010 лет, а большая часть света испускается красными гигантами. Около 80% нормальных галактик являются эллиптическими.

Эмиссионные туманности

- это области ионизированного газа вокруг горячих О - звёзд, ультрафиолетовое излучение которых является источником энергии свечения газа туманности. Они имеют размеры до десятков парсек. Температура в центральных областях туманности равна 8000 - 10000 К, на периферии - несколько ниже. Эмиссионная туманность расширяется под действием давления горячего газа. Если на пути встречаются небольшие уплотнения межзвёздного газа и пыли, расширяющаяся туманность огибает их. В результате этого образуются плотные сгустки - глобулы, яркие ободки - римы, вытянутые жгуты, кометообразные туманности.

Экзопланета

- планета, принадлежащая иной, не Солнечной планетной системе. Первая система из трех экзопланет была открыта в 1991 г. вблизи нейтронной звезды - радиопульсара PSR B1257+12. Автор открытия - работающий в США на 305-метровом телескопе Аресибо польский радиоастроном Алекс Вольцшан, заметивший периодическое изменение частоты прихода импульсов от пульсара. Поиск планет у сотен других пульсаров пока не дал результатов. Хотя планеты у пульсара PSR B1257+12 по своим массам похожи на Землю, их происхождение представляется "вторичным". Известно, что рождению нейтронной звезды предшествует взрыв сверхновой, вызывающий большую потерю массы (в виде сброшенной оболочки). Поэтому исходная планетная система не могла бы сохраниться: имея большие орбитальные скорости, планеты улетели бы от нейтронной звезды. Но если взорвавшаяся звезда входила в двойную систему, то из вещества второй звезды, перетекавшего на пульсар уже после взрыва, возможно, могли бы образоваться планетообразные тела.
"Настоящая" экзопланета была впервые обнаружена в 1995 г. Это сделали астрономы Женевской обсерватории (Швейцария) Мишель Майор и Дидье Квелоц, построившие спектрометр, способный измерять доплеровское смещение линий с точностью до 13 м/с. В 1994 г. они приступили к регулярному измерению лучевых скоростей у 142 солнцеподобных звезд из близкого окружения Солнца и довольно быстро обнаружили "покачивания" звезды 51 Пегаса (51 Peg) с периодом 4,23 сут, вызванные влиянием на нее планеты по массе близкой к Юпитеру. В эти годы подобными поисками занимались уже несколько групп астрономов, но первая удача пришла к группе Майора. К концу ХХ в. обнаружено уже около 20 планетных систем у близких звезд (См. Extrasolar Planets Encyclopedia, URL: cfa-www.harvard.edu/planets/). Все открытия сделаны путем измерения лучевой скорости звезды для обнаружения ее периодического доплеровского изменения. Этот метод пока позволяет обнаруживать лишь сравнительно массивные и близкие к звезде планеты.
Подробнее см. "Звездочет" 5/1998, "Информационный бюллетень НКЦ SETI" 14/1999 (comet.sai.msu.su/SETI).

Эпоха

- точная дата, которой, например, соответствует та или иная звездная карта. Из-за того, что ось вращения Земли не сохраняет своего положения в пространстве, меняется и построение небесной сферы, а непосредственным следствием этого является изменение небесных координат всех звезд. Движение оси Земли рассчитывается, и карты неба составленные, скажем, на эпоху J2000 (2000-й год) позволяют взять координаты звезд на данную эпоху и пересчитать их для эпохи, в которую собираются производиться наблюдения. Эпоха указывается часто вместе со склонением и прямым восхождением светил. Не забудем и о том, что звезды тоже не неподвижны. Чаще всего используются эпохи с шагом в 50 лет (иногда - 25 лет). Ближайшие к нам такие эпохи - 1950 и 2000 годов. Им приписаны буквенные обозначения (B и J, соответственно). В этом смысле термины "эпоха 2000" и "эпоха J2000" ничем не отличаются. Названия некоторых объектов (рентгеновских и радио источников и т.д.) имеют вид xxx<экваторииальные координаты> (например, рентгеновский источник RX J1856.5-3754) В этом случае "J" обозначает эпоху 2000 года.

Я

Ядра галактик

- центральные области галактик небольшого углового размера, выделяющиеся высокой яркостью. Наблюдаются в спиральных и эллиптических галактиках с высокой светимостью. Основная масса Я., как правило, содержится в звездах. Очень часто в Я.Г. наблюдаются газовые диски радиусом в сотни парсек, вращающиеся вокруг центра галактики. Многие Я.Г. (в том числе и в нашей Галактике) являются областями интенсивного звездообразования. Для ряда сравнительно близких галактик найдена очень высокая концентрация массы в Я.Г., позволяющая предположить существование там сверхмассивных черных дыр с массой до нескольких миллиардов масс Солнца. Несколько процентов всех спиральных и эллиптических галактик обладает активными ядрами. К ним относятся, например, сейфертовские галактики и радиогалактики. Активность Я.Г. имеет различные проявления, и связана с выделением большого количества энергии в форме мощного электромагнитного излучения, энергичных элементарных частиц и бурных движений облаков газа со скоростями в тысячи км/с. Природа активности Я.Г. до конца не разгадана. Предполагается, что она связана с накоплением межзвездного газа в ядре и его аккрецией на сверхмассивную черную дыру.