АЛЬБЕДО
Величина, характеризующая способность тела отражать падающий на него свет. Вычисляется как отношение потока отраженного и рассеянного света к потоку падающего излучения. Альбедо совершенно черного тела равно нулю, альбедо совершенно белого тела равно единице. Понятие альбедо может применяться как для конечного интервала длин волн, так и для всего спектрального диапазона (т.н. радиометрическое альбедо).

АРГУМЕНТ ПЕРИЦЕНТРА
Планета вращается вокруг своей звезды по эллипсу, в общем случае ориентированному относительно нас случайным образом. Проведем через наблюдателя на Земле и звезду прямую ("луч зрения") и построим плоскость, перпендикулярную этой прямой и проходящую через звезду. Эта плоскость называется картинной плоскостью. Орбита планеты пересекает эту плоскость в двух точках. Одна точка называется восходящий узел (там, где планета пересекает картинную плоскость, приближаясь к нам), другая точка - нисходящий узел (там, где планета пересекает картинную плоскость, удаляясь от нас). Аргумент перицентра - это угол между направлением на восходящий узел орбиты и направлением на перицентр (ближайшую в звезде точку орбиты планеты). Отсчитывается против часовой стрелки.

АФЕЛИЙ
Наиболее удаленная от Солнца точка орбиты небесного тела.

БОЛЬШАЯ ПОЛУОСЬ
Если отвлечься от небольших возмущений, вносимых гравитационным взаимодействием планет друг с другом, каждая планета вращается вокруг своей звезды по эллипсу. Половина наибольшего диаметра этого эллипса называется большой полуосью.

ВТОРАЯ КОСМИЧЕСКАЯ СКОРОСТЬ
Еще называется скоростью убегания и параболической скоростью. Минимальная скорость, с которой должно взлетать свободно движущееся тело для того, чтобы преодолеть силы притяжения другого небесного тела и улететь навсегда. Для Земли вторая космическая скорость равна 11,2 км/сек, для Солнца 617 км/сек.

СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ
Общий поток солнечного излучения, проходящий через единичную площадку, перпендикулярную к направлению солнечных лучей, за пределами земной атмосферы и на среднем расстоянии от Солнца (1 а.е.). Равна 1367+6 Вт/кв.м.
В общем случае это поток энергии, проходящий через единичную площадку, перпендикулярную направлению лучей, на среднем расстоянии от звезды до экзопланеты.

M sin i
Большинство экзопланет, открытых к настоящему времени, открыты с помощью метода, называемого доплеровской спектроскопией. Этот метод основан на том факте, что, строго говоря, не планета вращается вокруг звезды, а и звезда, и планета вращаются вокруг общего центра масс. Наблюдая за звездой издалека (откуда саму планету уже не видно), мы заметим, что спектральные линии в ее спектре немного сдвигаются то в одну, то в другую сторону. Когда звезда в своем орбитальном движении вокруг центра масс приближается к нам, линии в ее спектре чуть-чуть смещаются в синюю сторону, а когда удаляется - в красную. Эти изменения, вызванные влиянием планеты на ее звезду, очень малы, но современная техника прецизионных спектрометрических измерений позволяет их обнаружить.
Проблема же заключается в том, что планетные системы ориентированы относительно нас случайным образом, и мы не знаем (в общем случае) угла наклона плоскости планетной системы относительно луча зрения. Одно и то же колебание линий в спектре звезды может быть вызвано как небольшой планетой, орбита которой видна "с ребра", так и массивной планетой, орбита которой видна почти "плашмя". Планетные системы, расположенные строго плашмя, вообще не наблюдаемы методом доплеровской спектроскопии. Поэтому, наблюдая спектры звезд, мы можем определить только величину m sin i - произведение истинной (и нам неизвестной) массы экзопланеты на синус угла между лучом зрения и осью планетной орбиты. Так как синус любого угла меньше или равен единице, величина m sin i определяет нижнюю границу массы экзопланеты.
Оценим, насколько сильно истинная масса планеты может отличаться от величины m sin i. Угол iменяется от 0 (когда планетная система расположена к нам плашмя) до 90 градусов (когда мы видим ее строго с ребра). Рассмотрим поведение функции 1/sin i при значении аргумента от 0 до 90.

Видно, что в большом интервале углов истинная масса планеты мало отличается от параметра m sin i. Например, при наклоне орбиты планеты в 60 градусов истинная масса больше минимальной на 15%, а при наклоне в 45 градусов - на 41%. Однако при малых углах разница становится значительной. Например, при угле наклона в 10 градусов истинная масса планеты превышает параметр m sin i в 5,76 раз, а при угле наклона в 5 градусов - в 11,47 раз. Однако поскольку орбита внесолнечной планеты ориентирована случайным образом и все углы равноправны, "в среднем" истинная масса планеты будет превышать параметр m sin i в 1,4 раза.

Если орбита планетной системы видна практически с ребра, то в системе "звезда - экзопланета" могут происходить так называемые транзиты - проход планеты по диску звезды. Проходя перед звездой, планета закрывает от нас часть (очень малую) звездного диска, что приводит к малому (но надежно регистрируемому) уменьшению наблюдаемого блеска звезды. В этом случае мы можем определить наклонение орбиты и точную (а не минимальную) массу экзопланеты.
Обычно массы экзопланет измеряются в массах Юпитера или (в случае небольших планет) в массах Земли.
1 масса Юпитера = 1,9 * 10 кг = 317,8 масс Земли = 0,001 солнечных масс.

МЕТАЛЛИЧНОСТЬ
Звезды состоят в основном из водорода и гелия, на долю всех остальных химических элементов приходится 1-2% или даже меньше. Их условно называют "тяжелыми элементами" или даже "металлами", хотя в основном тяжелые элементы в составе звезд - это кислород О, углерод С, азот N и неон Ne. Из наблюдений (из анализа спектров звезд) чаще всего можно получить только величину [Fe/H]:
[Fe/H] = lg (NFe/NH)звезды - lg (NFe/NH)солнца,
которую, строго говоря, и называют металличностью.
Здесь NFe/NH - отношение концентрации атомов железа к атомам водорода, соответственно, на звезде и на Солнце. В случае, если пропорции металлов и элементов С, О, N, Ne на Солнце и на звезде одинаковы, металличность [Fe/H] характеризует отношение содержания всех тяжелых элементов на звезде и на Солнце. Для очень старых звезд значение [Fe/H] заключено между -2 и -1 (т.е. содержание металлов в них меньше солнечного в 10-100 раз). Металличность звезд галактического диска в основном меняется от -0,3 до +0,2.

ПАРСЕК
Единица длины, часто используемая в астрономии. 1 пк = 3,26 световых лет = 206265 а.е. = 3,086 * 10 м

ПАСКАЛЬ
Единица измерения давления в системе СИ: 1 Па = 1 Н/м2
Атмосферное давление у поверхности Земли составляет примерно 101300 Па.

ПЕРИГЕЛИЙ
Самая близкая к Солнцу точка орбиты небесного тела.

ПЛАНЕМО
Объект планетной массы, свободно плавающий в межзвездном пространстве, "планета-беглец".

ПОЛОСТЬ РОША
Рассмотрим две тяготеющие массы М1 и М2, вращающиеся вокруг общего центра масс по круговым орбитам. Введем неинерциальную систему отсчета, жестко связанную с тяготеющими массами и вращающуюся вместе с ними. В этой системе отсчета на пробную частицу будут действовать три силы: сила притяжения к массе М1, сила притяжения к массе М2 и центробежная сила, увеличивающаяся с увеличением расстояния от центра масс системы.
В зависимости от соотношения между этими тремя силами пространство делится на четыре области.

В области около массы М1 (показана голубым цветом) сила притяжения массы М1 превышает силу притяжения массы М2 и центробежной силы. В области около массы М2 (также показана голубым цветом) сила притяжения массы М2 превышает силу притяжения массы М1 и центробежной силы. В области, показанной зеленым цветом, сила притяжения обеих масс превышает центробежную силу. И наконец, за пределами зеленой области центробежная сила превышает суммарную силу притяжения масс М1 и М2.
Область, показанная голубым цветом и охватывающая массу М, называются полостью Роша для этой массы. Если небесное тело переполняет свою полость Роша, оно начинает терять вещество, которое может как упасть на соседнее небесное тело, так и вовсе покинуть двойную систему.

РАДИУС ЮПИТЕРА
Радиус Юпитера равен 71490 км.

СОЛНЕЧНАЯ МАССА
Единица измерения массы, удобная для измерения массы звезд, равна массе Солнца.
1 солнечная масса = 1,99 * 10 кг

СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЕЗД

ТИПЫ ЭКЗОПЛАНЕТ

УГЛОВЫЕ РАССТОЯНИЯ, ЛИНЕЙНЫЕ РАССТОЯНИЯ
Все объекты, которые мы видим на небе, проецируются на небесную сферу - воображаемую сферу произвольного радиуса с центром в точке наблюдения. Расстояния между объектами на небесной сфере являются угловыми и измеряются в угловых единицах - радианах, градусах, минутах и секундах. Однако если расстояние от Земли до объектов известно, по угловому расстоянию между ними можно вычислить и линейное расстояние.
Важным частным случаем этой задачи является вычисление линейного расстояния между двумя объектами, находящимися примерно на одном расстоянии от нас (например, между планетой и ее родительской звездой).
В этом случае
d = tg альфа * L,
где d - линейное расстояние между объектами, удаленными от нас на расстояние L, альфа - угловое расстояние между ними.
При малых углах tg альфа = альфа, и формула упрощается до
d = альфа * L,
если угол альфа выражен в радианной мере.
На расстоянии в 1 пк угловое расстояние в одну секунду дуги соответствует линейному расстоянию в 1 а.е. (по определению парсека). Соответственно, на расстоянии L парсек линейное расстояние d будет равно d = альфа L, где d выражено в астрономических единицах, а угол альфа - в секундах дуги.

ЭКЛИПТИКА
Глядя с Земли, это видимый путь Солнца на небесной сфере в течение года.
Плоскость эклиптики - это плоскость земной орбиты.

ЭКСЦЕНТРИСИТЕТ
Параметр орбиты, характеризующий степень ее сплюснутости. Для эллиптической орбиты

где b - малая полуось орбиты,
a - большая полуось орбиты.
Для окружности эксцентриситет равен нулю, для параболы он равен единице. Для эллипса 0 < e < 1.

ЭФФЕКТИВНАЯ ЗЕМНАЯ ОРБИТА
Орбита, на которой планета, во всем подобная Земле, имела бы климат, аналогичный земному.