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: