К

Каталоги звездных 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 звезды, было достаточно придумать им собственные имена, например, Арктур, Альтаир или Альдебаран. Обычно это искаженные древнеарабские или древнегреческие слова, имевшие определенный 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 звезд. В 1603 году немецкий астроном Иоганн Байер издал красивый звездный атлас "Уранометрия", в котором предложил иной подход к этой проблеме. Он обозначил звезды 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 звезд 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 звезды 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 звезд 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 звезды 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 звезд с помощью 3-дюймового рефрактора, чтобы создать гигантский каталог - Боннское обозрение (Bonner Durchmusterung, сокращенно BD), в который в конечном итоге вошло 325037 звезд до 9.5 величины. Аргеландер и его преемники разделили небо на тонкие полосы в 1њ склонения, кольцами окружавшие северный небесный полюс. Звезды 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 2њ). Более позднее расширение к югу (SBD или SD) продолжило начатые наблюдения до склонения -23њ 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 звезд 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 незвездных объектов
Столько замечательных объектов во Вселенной! Их и перечислить-то не возможно, так как невозможно сразу же вспомнить все объекты, которые знаешь, да и все время происходят какие-то новые открытия. Конечно же галактик, звездных скоплений и туманностей видно значительно меньше, чем звезд 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 звезд и больше, но дело в том, что туманности, галактики, звездные скопления тоже требуют особой тщательности в наблюдении. И ситуация с обозначением этих объектов не менее запутанная, чем со звездами. 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 все 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 внес в перечень своего каталога практически все туманности, которые были известны в тот период. Помимо этого он также внес 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). Еще 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 объем 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 все еще лидирует по цитируемости во всем астрономическом мире. Последние издания каталога вышли в 1988 году под названием NGS 2000,0. Как и в оригинале, объекты в нем 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 звездных систем, расположенных к северу от круга склонение минус 2њ. Продвигаясь еще "глубже" можно воспользоваться французским Основным каталогом галактик (Principal galaxies catalogue, PCG), насчитывающем уже более 100 тыс. объектов. На другом "полюсе" - рассеянные звездные 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.
Все 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, 6њ), приведенным 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

Межзвездная пыль
Маленькие частицы в межзвездной среде. Частицы межзвездной пыли (размером 0,005 - 1 мкм) в межзвездной среде обычно смешаны с газом. Составляя меньше 1% массы межзвездной среды, пыль поглощает гораздо больше света и генерирует гораздо больше инфракрасного излучения, чем газ. Это вызывает как межзвездную экстинкцию, так и межзвездное покраснение. Свет звезд, рассеиваемый частицами пыли, создает отражающие туманности. Поглощение пылью энергии света звезд 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 межзвездная 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 звезд инфракрасное излучение показывает, что они и в самом деле окружены оболочками пыли. Вещество может конденсироваться в зерна также внутри молекулярных облаков.

Межзвездная среда - разреженное вещество, электромагнитное излучение и магнитное поле, заполняющие пространство между звездами в Галактике. Основные компоненты межзвездного вещества - газ, пыль и космические лучи, причем газ обычно составляет не менее 90% массы; остальное вещество сосредоточено в межзвездной пыли. Масса космических лучей ничтожна, но их влияние на остальные компоненты межзвездной среды весьма ощутимо. Характерная плотность межзвездного вещества - 1 атом в кубическом сантиметре, но вследствие огромного объема галактики полная масса этого разреженного вещества в ней достигает миллиардов масс Солнца. Доля межзвездной среды составляет менее 1% массы у эллиптических галактик, около 5% у спиральных и более 10% у неправильных галактик. Химический состав межзвездной среды близок к составу молодых звезд (недавно сформировавшихся из нее): на 1000 атомов водорода приходится около 100 атомов гелия и 2-3 атома более тяжелых элементов. При этом значительная часть тяжелых элементов входит в состав межзвездной пыли. Происхождение межзвездной среды носит сложный характер: частично это догалактичекий газ, не вошедший в состав звезд; частично - газ, попавший в галактику извне (например, вместе с упавшей на нее другой галактикой); и частично - газ, потерянный звездами самой галактики в форме звездного ветра, планетарных туманностей, оболочек новых и сверхновых звезд. В нашей Галактике именно звезды служат основным источником межзвездной среды. В свою очередь межзвездная среда постоянно расходуется на формирование звезд 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 звездами 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 ее светимость в тысячи раз. По мере накопления очередной порции газа взрыв повторяется. Уже наблюдались неоднократные вспышки повторных новых звезд.

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.