Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.schools.keldysh.ru/sch1216/students/Virgo/Slovar02/slovar_R+.htm
Дата изменения: Sun Jun 16 11:15:42 2002
Дата индексирования: Sat Dec 22 03:24:43 2007
Кодировка: Windows-1251

Поисковые слова: релятивистское движение
Астрономический словарь (Р-Я)

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 1њ. 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 звездные скопления - это группы звезд, 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. Звезды рассеянных скоплений сходны по химическому составу с Солнцем и другими звездами 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 = 3,86ћ1033 эрг/с). Иногда говорят не о полной С., а о С. в некотором диапазоне длин волн. Напр., в зависимости от приемников излучения различают С. звезд визуальную, фотографическую (относящуюся к излучению звезды в соответствующей области спектра) и болометрическую (относящуюся к излучению звезды на всех частотах ее 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 отсчет 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, заключенная между начальной отсчетной 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 +90њ и от 0 до -90њ), вторая же координата измеряется в градусной или часовой мере (от 0 до 360њ или от 0 до 24ч) от начальной отсчетной точки до пересечения основного большого круга с большим кругом, проходящим через полюс и объект. При этом отсчет ведется 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 отсчета 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 +90њ, если в южном - от 0 до -90њ. Иногда вместо склонения используют связанную с ним координату - полярное расстояние, дополняющее склонение до 90њ и изменяющееся от 0 до 180њ. 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 0њ до +90њ, если светило расположено к северу от небесного экватора, и от 0њ до -90њ, 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 звездная величина m= -26,74, абсолютная звездная величина М=+4,83.
Радиус С. - 6,96ћ105 км, т.е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли;
масса С. - 1.99ћ1033 г, 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 (наклоненной под углом 83њ 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 звезды
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 звезд астрономы изучают состав и строение звезд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звезд и исследуют движение звеезд в пространстве.
Спектры звезд 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 звездные 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 звездных спектров за одну экспозицию.
На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров. С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звездных спектров получила название гарвардской. Отдельные классы звезд 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 звезд 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 звезд спектральных классов R, N и S.
Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.
Гарвардская спектральная классификация звезд основана на виде и числе спектральных линий. В обычном звездном 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 звезды 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: ξ Персея; δ, λ, ξ Ориона.
Класс В - менее горячие звезды. Температура = 15000 К. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе О. Пример: ε, ψ, λ, φ, δ, ζ, β, ο Персея, Спика, Беллатрикс.
Класс А характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, проявляются слабые линии металлов. Т= 8500 К. Пример: χ, π Персея, Вега, Сириус.
Класс F - линии водорода стали слабее, чем у класса А, много линий ионизированных металлов, в частности железа. Т=6600 К. Пример: α, θ, ν Персея, Канопус, Процион.
Класс G - звезды со спектром, подобным солнечному. Т= 5500 К. Пример: τ, μ, ι, γ Персея, Капелла, α Центавра, Солнце.
Класс К - звезды, более холодные, чем Солнце. Т=4100К. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, и видны слабые полосы молекул СН и СN. Примеры: η, σ, κ, ω Персея, Арктур.
Класс М - самые холодные звезды. 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 звезд 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 звезд О и В усилена синяя часть спектра и слабо  выражена красная; звезды F и G имеют наибольшую интенсивность излучения в желтых лучах, а звезды М светят преимущественно в красной области и крайне мало излучают в синей. В соответствии с этим изменяется цвет звезд: О и В - голубоватые звезды, А - белые, F и G - желтые, 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 звезды-гиганты и звезды 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 звезд. 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 звезд по их спектрам и видимым звездным величинам. Сейчас она является общепринятой и широко используется в астрономии.
В настоящее время известны спектральные классы многих сотен тысяч звезд. Изданы объемистые каталоги спектров звезд.
Все сказанное выше относится к нормальным звездам. Однако во Вселенной есть великое множество нестандартных звезд с необычными спектрами. К ним относятся прежде всего так называемые эмиссионные звезды. 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 звезды Ве, Ае, Ме. Наличие в спектре звезды О определенных эмиссионных линий обозначается как Оf. Существуют экзотические звезды, открытые французскими астрономами Вольфом и Райе. Спектры этих звезд 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 звезды, 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 λ формулой E = hc/λ = hν, где h - постоянная Планка, c - скорость света и ν - 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 влечет 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 звезд. 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 ушел 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 Путем, 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 отраженным светом близлежащих горячих звезд, а свечение планетарных туманностей сродни флуоресценции: от центральной звезды исходит интенсивное ультрафиолетовое излучение, которое затем переизлучается туманностью в видимом диапазоне спектра. Хаббл нашел также зависимость между яркостью отражательных туманностей и блеском освещающих их звезд.
Особый интерес Хаббл проявил к знаменитой туманности Андромеды (М31). Он получил ряд ее фотографий на 60- и 100-дюймовых рефлекторах. На пластинке, снятой 4 октября 1923 г. на крупнейшем рефлекторе, внутри туманности обнаружены вспышки двух новых звезд и одна слабая переменная звезда. Эту переменную Хаббл нашел еще 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 ее удаленность в 1 млн световых лет (по современным данным, около 2 млн световых лет). Окончательно было доказано, что спиральные туманности являются самостоятельными звездными системами, расположенными на огромных расстояниях от Галактики и похожими на нее. 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 звезды, цефеиды, шаровые скопления, газовые туманности, красные и голубые сверхгиганты. Он установил шкалу внегалактических расстояний. Хаббл разработал методику оценки расстояний до самых далеких 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. Еще 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 далекими, и измерил их лучевые скорости. Для одной очень далекой 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 удаленности 46 туманностей. На основе сопоставления наблюдательных данных ученый пришел к выводу: "Далекие галактики уходят от нас со скоростью, пропорциональной удаленности от нас. Чем дальше галактика, тем больше ее 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 ее значение в 500 км/с/ Мпк; по современным оценкам, Н = 75 км/с/ Мпк. Это значит, что галактики, удаленные 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 дает ей высокую оценку. Весной 1934 г. Хаббл читает в Оксфорде Галлеевскую лекцию и получает степень почетного 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 еще 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 слег с тяжелым инфарктом. Могучий организм ученого, казалось, справился с недугом. Он вновь приступил к наблюдениям. Вместе с Сэндиджем он обнаружил новый, неизвестный ранее науке тип переменных звезд, 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

Черная 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 черной дыры необходимо, чтобы масса сжалась до таких размеров (гравитационный радиус), при которых вторая космическая скорость становится равной скорости света.

Ш

Шаровые звездные скопления - это группы звезд, связанных между собой силами притяжения и общностью происхождения, которые насчитывают сотни тысяч звезд. Они имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд 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 звезд рассеянных скоплений меньшим содержанием всех элементов тяжелее гелия. Все шгаровые звездные скопления расположены далеко от Солнца, и даже ближайшие из них видны лишь в бинокль. В Галактике известно около 160 шаровых звездных 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 звезд и строением звездных систем. Но главная его заслуга - в том, что он создал теорию внутреннего строения звезд. 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 звезд, состояние межзвездной материи, движение и распределение звезд в Галактике.
Эддингтон рассчитал диаметры некоторых красных звезд-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 звезд.

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 (λ). 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 (ν). Связь между частотой и длиной волны имеет вид ν = c/λ. Таким образом, при уменьшении длины волны частота увеличивается. Энергия E, связанная с электромагнитным излучением, увеличивается прямо пропорционально частоте: E = hν, 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 - звезд, 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 межзвездного 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.

[А - З]   [И - О]   [П]