1..9

2MASS
Технология инфракрасных детекторов шагнула вперед за последнее десятилетие настолько далеко, что единственное инфракрасное исследование неба, проведенное около 25 лет назад, не может больше служить как хороший источник для интерпретации наблюдений или выбора объектов для изучения. Поэтому Университет Массачуссетса проводит новый проект, названный "Исследование Всего Неба на Длине Волны Два Микрона" (Two Micron All Sky Survey, 2MASS), который позволит обнаружить звезды и галактики в 50000 раз более слабые, чем в последнем исследовании.
Научное обоснование необходимости проведения нового, глубокого осмотра неба в инфракрасном спектре основывается на следующих его преимуществах:

• Потери инфракрасного излучения в межзвездной среде в 10 раз меньше подобных потерь в оптическом диапазоне. Так, становится возможным видеть сквозь Млечный Путь на расстояния, заметно большие тех, которых можно достичь оптически. Также становится возможным обнаруживать галактики без помех в "Зоны Избежания" или от пыли в самих галактиках.
• Красные гиганты, которые дают больше всего света в других галактиках, светят большей частью в инфракрасном диапазоне. Более того, такие звезды развиваются из самых распространенных звезд в галактиках - звезд низкой массы. Следовательно, изучение галактик в инфракрасном диапазоне оптимально чувствительно к звездной массе.
• Существуют такие классы объектов - например, коричневые карлики - которые излучают практически исключительно в инфпакпасном диапазоне. Составление списка таких объектов требует глубокого и обширного исследования. Обычно исследования обнаруживают только ближайшие, а следовательно ярчайшие и самые простые для изучения, примеры объектов любого класса.

А

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

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

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

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

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

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

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

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

Б

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

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

Г

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

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

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

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

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

Главная последовательность - узкая полоса на Герцшпрунга-Ресселла диаграмме, содержащая подавляющее большинство звезд. ГП пересекает диаграмму Герцшпрунга-Ресселла по диагонали из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в нижний правый угол (низкие светимости, поздние спектральные классы). Звезды на ГП имеют одинаковый источник энергии (термоядерные реакции горения водорода), так что их светимость и температура (а следовательно, и положение на ГП) определяются, главным образом, массой; самые массивные звезды (масса ок. 50 масс Солнца) располагаются в верхней (левой) части ГП, а с продвижением вниз по ГП массы звезд убывают до 0.08 массы Солнца.
На ГП звезды попадают после стадии гравитационного сжатия, приводящего к появлению в недрах звезды термоядерного источника энергии. Начало стадии ГП определяется как момент, когда потери энергии химически однородной звезды на излучение полностью компенсируются выделением энергии в термоядерных реакциях. Звезды в этот момент находятся на левой границе ГП, именуемой начальной ГП или ГП нулевого возраста. Окончание стадии ГП соответствует образованию у звезды однородного гелиевого ядра, звезда уходит с ГП и становится гигантом.

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

Годиерна, Джованни Баттиста (1597 - 1660)
Родился 13 апреля 1597 в Рагузе, на Сицилии. Скорее всего, он вырос в бедной обстановке, и обучался наукам самостоятельно. В молоодости он наблядал три кометы 1618-19 гг. из Рагузы.
Стал римским католическим священником, быд посвящен в духовный сан в Сиракузах в 1622. С 1625 по 1636 служил священником в Сиракузах, и преподавал математику и астрономию в своем родном городе.
Годиерна был восторженным последователем Галилея. В 1628 он написал "Nunzio del secolo cristallino", своеобразную рецензию на книгу Галилея "Siderius Nuntius". Годиерна был особенно впечатлен исследованиями Галилея Млечного Пути и туманностей, что привило ему пожизненный интерес к туманностям, несмотря ня то, что большая часть его работы как астронома относилась к телам солнечной системы.
В 1637 он последовал за Карло и Джудио Томази, герцогами Монтекьяро, в Пальма Ди Монтекьяро. Они дали ему дом, землю и деньги на публикации, а он служил у них капелланом и приходским священником. В 1644 он получил доктора теологии, в 1655 стал придворным математиком.
Будучи священником, Годиерна практиковался в астрономии, философии, физике, ботанике и других науках. Он изучал свет, прошедший через призму и сформулировал глубокое объяснение спектра. Он изготовил микроскоп и изучал глаза насекомых и ядовитые зубы гадюк. Также он изучал метеорологические феномены.
Дж. Б. Годиерна умер 6 апреля 1660 в Пальма Ди Монтекьяро, на Сицилии.
Обычно книги по истории астрономии редко тратят на него больше несколких строк, потому сто он вел крайне уединйнную жизнь, и его публикации были известны только кое-где на Сицилии. Кроме того, его астрономия всегда была связана с астрологией.
В 1646 и 1653 Годиерна наблюдал Сатурн и сделал рисунки, показывающие довольно точно саму планету и ее кольца, он имел короткую переписку с Гюйгенсом на эту тему около 1656. Его "Protei caelestis vertigines sev. Saturni systema", опубликованная в 1657, - одна из лучших из известных его работ.
В 1652 он изучал затмения лун Юпитера и проходы их теней по диску планеты. В 1656 он опубликовал "Medicaeorum Ephemerides", лучшую свою работу.
В 1656 Годиерна издает трактат "De Admirandis Phasibus in Sole et Luna visis" о внешнем виде Солнца и Луны, включая пятна на солнце и затмения.
Одна из самых интересных его работ - "De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli characteribus [О систематике мира комет, и о замечательных объектах на небе]" (1654). К сожалению, эта работа была забыта вплоть до 1985. Годиерна полагал, что между кометами и туманностями есть огромная разница: так как кометы перемещаются и изменяются, он считал их более близкими к Земле, тогда как туманности должны состоять из звезд, и об этом его "Lux Primogenita". В первой части он следует идеям Галилея о кометах. Во второй, наиболее интересной части, он описывает 40 туманностей, которые он наблюдал, с подробными таблицами и зарисовками. Годиерна классифицирует эти туманности по их разрешимости на звезды на Luminosae (звездные скопления, видимые невооруженным глазом), Nebulae (кажущиеся туманностями для глаза, но разрешенные его телескопом) и Nebulae (не разрешенные его телескопом). Около 25 из них могут быть идентифицированы как реальные объекты, большинство как рассеянные скопления, другие - или астеризмы, или недостаточно точно описаны для идентификации.
Каталог Годиерны включает в себя независимые открытия Туманности Андромеды (М31) и Туманности Ориона (М42), а так же как минимум 9, а может быть, даже 14 или 16 его оригинальных открытий: М6, М36, М37, М38, М41, М47, NGC 2362, NGC 6231, NGC 6530, скопление Альфа Персея, возможно, М33, М34, NGC 752 и NGC 2451. Также в его работе есть самая ранняя из сохранившихся зарисовок Туманности Ориона, включая 3 из звезд Трапеции.

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

Д

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

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

Детектор
Элемент инструментальной системы, чувствительный к поступающему излучению или частицам, которые необходимо обнаружить.

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

З

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

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

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

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

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

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

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