Список определений терминов и понятий, обычно используемых при изучении астрономии
Этот глоссарий астрономии представляет собой список определений терминов и понятий, относящихся к астрономии и космологии , их субдисциплинам и смежным областям. Астрономия занимается изучением небесных объектов и явлений, которые возникают за пределами атмосферы Земли . Область астрономии характеризуется обширным словарным запасом и значительным количеством жаргона.
В Гарвардской системе спектральной классификации — класс звезд главной последовательности, в спектрах которых доминируют бальмеровские линии поглощения водорода. Звезды спектрального класса A обычно имеют сине-белый или белый цвет, массу от 1,4 до 2,1 массы Солнца и температуру поверхности от 7600 до 10 000 кельвинов.
Мера абсолютной яркости звезды. Определяется как видимая величина, которую звезда имела бы, если бы находилась на расстоянии 10 парсеков или 32,6 световых лет.
Примерно круглая масса диффузного материала на орбите вокруг центрального объекта, например звезды или черной дыры. Материал поступает из источника, внешнего по отношению к центральному объекту, и трение заставляет его спирально двигаться внутрь к объекту.
Компактная область в центре галактики, демонстрирующая гораздо более высокую, чем обычно, светимость в некоторой части электромагнитного спектра с характеристиками, указывающими на то, что светимость не производится звездами. Галактика, содержащая AGN, называется активной галактикой .
Мера доли общего солнечного излучения, полученного астрономическим телом, например планетой, которая диффузно отражается от тела. Это безразмерная величина, обычно измеряемая по шкале от 0 (указывающая на полное поглощение всего падающего излучения, как черным телом) до 1 (указывающая на полное отражение). Альбедо, сообщаемое для астрономического тела, может значительно различаться в зависимости от спектрального и углового распределения падающего излучения, от «слоя» измеряемого тела (например, верхняя атмосфера по сравнению с поверхностью) и от локальных изменений в пределах этих слоев (например, облачный покров и геологические или экологические особенности поверхности).
Большая область на поверхности отражающего объекта, которая показывает значительный контраст яркости или темноты (альбедо) по сравнению с соседними областями.
Химически пекулярная звезда, принадлежащая к более общему классу звезд типа А. Спектр звезд Am показывает аномальные усиления и недостатки некоторых металлов. См. металличность .
Мера яркости небесного тела, видимая наблюдателем на Земле, скорректированная до значения, которое оно имело бы при отсутствии атмосферы . Чем ярче кажется объект, тем меньше его звездная величина.
На орбите планетарного тела, одна из двух крайних точек расстояния между телом и его главной — либо точка минимального расстояния, называемая перицентром, либо точка максимального расстояния, называемая апоцентром. Термин может также использоваться для обозначения значения расстояния, а не самой точки. Все эллиптические орбиты имеют ровно две апсид.
Также аргумент перифокуса или аргумент перицентра .
Угол между восходящим узлом орбитального тела и его перицентром, измеренный в направлении движения. Это один из шести канонических орбитальных элементов, используемых для характеристики орбиты.
Объект, который был намеренно выведен на орбиту людьми, часто вокруг Земли, но также и вокруг других тел в пределах Солнечной системы. Противопоставляется естественному спутнику .
Орбитальный узел, в котором орбитальный объект движется на север через плоскость отсчета (на геоцентрических и гелиоцентрических орбитах) или в котором орбитальный объект движется от наблюдателя (на орбитах за пределами Солнечной системы). Положение восходящего узла относительно опорного направления, называемое долготой восходящего узла, используется вместе с другими параметрами для описания орбиты. Противопоставьте нисходящий узел .
аспект
Положение планеты или Луны Земли по отношению к Солнцу, если смотреть с Земли. [1]
Любой узор из звезд, узнаваемый на ночном небе Земли. Астеризм может быть частью официального созвездия или может состоять из звезд из более чем одного созвездия.
Малая планета внутренней Солнечной системы, то есть та, которая вращается вокруг Солнца на расстоянии, не большем, чем орбита Юпитера . Астероиды несколько условно отличаются от многих других типов подобных объектов: небольшие тела Солнечной системы, в основном состоящие из пыли и льда, а не из минералов и камней, известны как кометы; тела диаметром менее одного метра известны как метеороиды; очень большие астероиды иногда называют планетоидами или планетезималями; и тела, похожие на астероиды по размеру и составу, но которые находятся за пределами Юпитера, известны как далекие малые планеты.
Околозвездный диск в Солнечной системе, расположенный примерно между орбитами Марса и Юпитера , который занят многочисленными неправильной формы малыми телами Солнечной системы, размерами от пылевых частиц до астероидов и малых планет. Пояс астероидов часто называют главным поясом астероидов или главным поясом, чтобы отличить его от других популяций астероидов в других частях Солнечной системы.
Область, изучающая геологию затвердевших тел, таких как планеты и их луны, астероиды, кометы и метеориты. Исследования сосредоточены вокруг состава, структуры, процессов и истории этих объектов.
Тип двойной системы, где доказательство наличия невидимого орбитального компаньона обнаруживается его периодическим гравитационным возмущением видимого компонента. См. также спектроскопическая двойная .
Тип естественного физического объекта, ассоциации или структуры в наблюдаемой вселенной, которая является единой, тесно связанной, непрерывной структурой, такой как звезда, планета, луна или астероид. Хотя термины астрономическое «тело» и астрономический «объект» часто используются взаимозаменяемо, существуют технические различия.
Список астрономических объектов, обычно сгруппированных вместе, поскольку они имеют общий тип, морфологию, происхождение, средства обнаружения или метод открытия.
Тип естественного физического объекта, ассоциации или структуры, существующей в наблюдаемой вселенной, но являющейся более сложной, менее связной структурой, чем астрономическое тело, состоящей, возможно, из нескольких тел или даже других объектов с подструктурами, такими как планетарная система, звездное скопление, туманность или галактика. Хотя термины астрономический «объект» и астрономическое «тело» часто используются взаимозаменяемо, существуют технические различия.
Любой абстрактный изобразительный символ, используемый для представления одного или нескольких астрономических объектов, событий или теоретических построений, например, планет Солнечной системы, фаз Луны, зодиакальных созвездий, солнцестояний и равноденствий. Многие из этих символов широко использовались в истории, хотя в современную эпоху они обычно ограничиваются альманахами и астрологией , а их появление в научной литературе становится все более редким. Исключения включают символы Солнца (☉), Земли (🜨) и Луны (☾), которые иногда используются для астрономических констант и в других формах стенографии.
Единица длины, используемая в первую очередь для измерения расстояний в пределах Солнечной системы или, во вторую очередь, между Землей и далекими звездами. Первоначально задуманная как большая полуось орбиты Земли вокруг Солнца, астрономическая единица теперь более жестко определена как точно 149 597 870,7 километров (92 956 000 миль; 4,8481 × 10 −6 парсеков; 1,5813 × 10 −5 световых лет).
Раздел астрономии, который использует принципы физики и химии для определения природы астрономических объектов и явлений, исследуя такие свойства, как светимость , плотность , температура и химический состав (а не положения или движения объектов в пространстве, что является более конкретным предметом небесной механики).
Газообразная оболочка, удерживаемая на месте гравитацией планеты. Эта газовая оболочка не имеет четко определенной внешней границы, но вместо этого становится все более разреженной с высотой. Термин может также применяться к звездной атмосфере, имея в виду видимые внешние слои звезды.
Медленное, непрерывное, вызванное гравитацией изменение (прецессия) ориентации оси вращения астрономического тела. Термин часто относится, в частности, к постепенному сдвигу ориентации оси вращения Земли относительно ее орбитальной плоскости в течение цикла приблизительно в 25 772 года, который вызван преимущественно гравитационным влиянием Луны и Солнца на экваториальную выпуклость Земли . Явление похоже на другие изменения в выравнивании оси Земли, такие как нутация и движение полюсов , но гораздо больше по величине, и является причиной видимой прецессии равноденствий на ночном небе.
Угол между осью вращения объекта и его орбитальной осью, или, что то же самое, угол между его экваториальной плоскостью и орбитальной плоскостью. Наклон оси обычно не меняется значительно в течение одного орбитального периода; наклон оси Земли является причиной смены времен года . Наклон оси отличается от наклона орбиты.
Угловое измерение ориентации объекта вдоль горизонта наблюдателя относительно направления на истинный север . В сочетании с высотой над горизонтом определяет текущее положение объекта в сферической системе координат .
Б
Два тела одинаковой массы вращаются вокруг общего барицентра, внешнего по отношению к обоим, как это обычно бывает в двойных звездных системах.
Общий центр масс , вокруг которого вращаются любые два или более тел гравитационно связанной системы. Барицентр — один из фокусов эллиптической орбиты каждого тела, участвующего в системе; его местоположение сильно зависит от массы каждого тела и расстояний между ними. Например, в планетной системе, где масса центральной звезды значительно больше массы вращающейся планеты, барицентр может фактически находиться в радиусе звезды, так что планета, по-видимому, вращается вокруг самой звезды, хотя на самом деле оба тела вращаются вокруг общего барицентра.
Процесс, посредством которого в ранней Вселенной образовался класс субатомных частиц, известных как барионы , включая механизм, благодаря которому барионы численно превосходят антибарионы.
Преобладающая космологическая модель происхождения наблюдаемой Вселенной. Она описывает начальное состояние чрезвычайно высокой плотности и температуры, за которым следует продолжающееся расширение, приведшее к текущим условиям.
Звездная система, состоящая ровно из двух звезд, вращающихся вокруг общего барицентра. Термин часто используется взаимозаменяемо с термином «двойная звезда», хотя последний может также относиться к оптической двойной звезде , типу оптической иллюзии, которая полностью отличается от настоящих двойных звездных систем.
Концентрация массы, настолько компактная, что создает область пространства, из которой не может вырваться даже свет. Внешняя граница этой области называется горизонтом событий.
Также критическая скорость или критическое вращение .
Скорость поверхности, при которой центробежная сила, создаваемая быстро вращающейся звездой, соответствует силе ньютоновской гравитации . При скоростях вращения, превышающих эту точку, звезда начинает выбрасывать вещество со своей поверхности. [2]
Субзвездный объект, масса которого слишком мала для поддержания ядерного синтеза водорода -1 в его ядре, что характерно для звезд на главной последовательности. Коричневые карлики все еще могут генерировать энергию за счет гравитационного сжатия и синтеза дейтерия .
Звезда, используемая для калибровки мощных телескопов.
спектрограф куде
Это спектрограф, помещенный в фокус Coudé рефлекторного телескопа . Фокус остается неподвижным при переориентации телескопа, что выгодно для стабильного крепления тяжелых спектроскопических инструментов. [3]
Воображаемый большой круг небесной сферы тела, который находится в одной плоскости с земным экватором тела. На Земле плоскость небесного экватора является основой экваториальной системы координат. Из-за наклона земной оси эта плоскость в настоящее время наклонена под углом 23,44 градуса по отношению к эклиптике.
Диаграмма взаимосвязей между осью вращения Земли, ее небесным экватором и плоскостью ее орбиты вокруг Солнца, известной как эклиптика. Обратите внимание, что ось вращения Земли не перпендикулярна эклиптике, а наклонена; это означает, что путь Солнца, если смотреть с Земли, кажется движущимся как выше, так и ниже небесного экватора в течение года.
Раздел астрономии, изучающий движение всех типов астрономических объектов, включая звезды, планеты, а также естественные и искусственные спутники и т. д.
Одна из двух координат на земном небе, в которой гипотетическое неопределенное продолжение оси вращения Земли «пересекает» небесную сферу, т. е. две точки на небе, которые находятся прямо над земными Северным и Южным полюсами, вокруг которых все неподвижные звезды, по-видимому, вращаются в течение дня. Небесные полюса образуют северный и южный полюса экваториальной системы координат.
Небольшое тело Солнечной системы с перигелием или большой полуосью между перигелием или полуосью внешних планет, т. е. в основном внутри пояса Койпера, но за пределами троянцев Юпитера. Кентавры — цис-нептуновые объекты, которые обычно проявляют характеристики как астероидов, так и комет, и, как правило, также имеют нестабильные орбиты, поскольку пересекают орбиты одной или нескольких планет-гигантов.
Любая очень большая концентрация массы в центре галактики, обычно представляющая собой либо сверхмассивную черную дыру, либо компактное звездное ядро, но иногда и то, и другое.
Параметр, указывающий на магнитную активность в хромосфере звезды. Одной из мер этой активности является log R′ HK , где R′ HK — отношение эквивалентной ширины однократно ионизированных линий кальция H и K звезды после коррекции на фотосферный свет к болометрическому потоку . [4] Шредер и др. (2009) делят звезды солнечного типа на четыре группы в зависимости от их индекса активности: очень активные ( log R′ HK выше −4,2), активные (от −4,2 до −4,75), неактивные (от −4,75 до −5,1) и очень неактивные (ниже −5,1). [5]
Числовое значение, которое используется для сравнения яркости звезды, измеренной в различных частотных диапазонах электромагнитного спектра . Поскольку выходная энергия звезды изменяется в зависимости от частоты как функции температуры, индекс цвета может использоваться для указания температуры звезды.
Относительно небольшое ледяное тело, которое демонстрирует протяженные особенности при приближении к Солнцу. Энергия Солнца испаряет летучие вещества на поверхности кометы, создавая видимую кому вокруг тела кометы. Иногда комета может создавать длинный хвост, расходящийся от Солнца.
Свойство двух объектов, вращающихся вокруг одного и того же тела, орбитальные периоды которых находятся в рациональной пропорции . Например, орбитальный период Сатурна вокруг Солнца составляет почти 5/2 орбитального периода Юпитера .
общее собственное движение
Термин, используемый для обозначения того, что две или более звезд совершают одинаковое движение в пространстве в пределах погрешности наблюдения . То есть, либо они имеют почти одинаковые параметры собственного движения и лучевой скорости, что может указывать на то, что они гравитационно связаны или имеют общее происхождение, [6] или известно, что они гравитационно связаны (в этом случае их собственные движения могут быть довольно разными, но в среднем одинаковыми с течением времени).
Любое астрономическое тело с очень большой массой относительно его радиуса по сравнению с самой обычной атомной материей. Термин обычно относится к объектам с очень высокой плотностью, таким как белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, или к звездным остаткам с очень малыми радиусами.
Явление, при котором два астрономических объекта или космических аппарата имеют либо одинаковое прямое восхождение, либо одинаковую эклиптическую долготу, наблюдаемую с третьего тела (обычно с Земли), так что с точки зрения наблюдателя объекты кажутся близко сближающимися друг с другом в небе.
Область на небесной сфере, окружающая определенную и идентифицируемую группу звезд. Названия созвездий присваиваются традицией и часто имеют связанный с ними фольклор, основанный на мифологии , в то время как современная демаркация их границ была установлена Международным астрономическим союзом в 1930 году. Сравните астеризм .
Аура плазмы , окружающая более холодные звезды, такие как Солнце. Ее можно наблюдать во время солнечного затмения как яркое свечение, окружающее лунный диск. Температура короны намного выше, чем температура поверхности звезды, и механизм, который создает это тепло, остается предметом споров среди астрономов.
Значительный выброс плазмы и сопутствующего магнитного поля из солнечной короны, часто следующий за солнечной вспышкой или присутствующий во время извержения солнечного протуберанца.
Пыль , существующая в открытом космосе или выпавшая на Землю, как правило, состоит из мелких частиц твердого вещества, гораздо меньших по размеру, чем те, которые содержатся в земной пыли.
Тип излучения, состоящий из высокоэнергетических протонов и атомных ядер, которые движутся в пространстве почти со скоростью света и могут исходить от Солнца или из-за пределов Солнечной системы. Столкновения космических лучей с атмосферой Земли могут вызывать драматические эффекты как в воздухе, так и на поверхности.
Скорость поверхности на экваторе вращающегося тела, где центробежная сила уравновешивает ньютоновскую гравитацию . При этой скорости вращения масса может легко теряться на экваторе, образуя околозвездный диск. См. также скорость распада . [7]
Видимое движение астрономического объекта (например, Солнца, Луны, планеты, звезды, созвездия и т. д.) через локальный меридиан наблюдателя. В течение каждого дня вращение Земли заставляет каждый астрономический объект казаться движущимся по круговой траектории на небесной сфере, создавая две точки, в которых он пересекает меридиан: верхнюю кульминацию , в которой объект достигает своей наивысшей точки над горизонтом, и нижнюю кульминацию , в которой он достигает своей низшей точки, почти через 12 часов. Если не указано иное, время кульминации обычно относится ко времени, в которое происходит верхняя кульминация. [8]
Кольцеобразный околозвездный диск пыли и мусора, вращающийся вокруг своей звезды. Он создается столкновениями планетезималей. Диск мусора можно различить по инфракрасному избытку , испускаемому звездной системой, поскольку вращающийся мусор повторно излучает энергию звезды в космос в виде тепла.
Диски околозвездного мусора , обнаруженные космическим телескопом «Хаббл» , и художественные представления об ориентации дисков вокруг их звезд-хозяев.
В экваториальной системе координат — небесный эквивалент земной широты . Координаты к северу от небесного экватора измеряются в положительных градусах от 0° до 90°, а координаты к югу — в отрицательных градусах. См. также прямое восхождение .
Околозвездный диск, образованный из газа, выброшенного из центральной звезды, который теперь следует по почти кеплеровской орбите вокруг нее. Этот тип диска можно найти вокруг многих звезд Be . [9]
Любой астрономический объект, который не является отдельной звездой или объектом в пределах Солнечной системы Земли. Классификация используется в основном в любительской наблюдательной астрономии для различения слабых объектов на ночном небе, таких как звездные скопления, туманности и галактики.
Звезда, состоящая из вырожденной материи , например, белый карлик или нейтронная звезда. Эти звезды находятся на продвинутой стадии эволюции и пережили экстремальный гравитационный коллапс, так что нормальные атомы не могут в них существовать. [1]
Орбитальный узел, в котором орбитальный объект движется на юг через плоскость отсчета (на геоцентрических и гелиоцентрических орбитах) или в котором орбитальный объект движется по направлению к наблюдателю (на орбитах за пределами Солнечной системы). Противопоставляется восходящему узлу .
Также удаленный отдельный объект и протяженный рассеянный дисковый объект .
Динамический класс малых планет во внешних пределах Солнечной системы, точка наибольшего сближения которых с Солнцем настолько удалена, что объект лишь умеренно или слабо подвержен гравитационному влиянию Нептуна и других известных планет, так что он кажется «отделенным» от остальной части Солнечной системы. Таким образом, отсоединенные объекты отличаются от других популяций транснептуновых объектов, таких как кубевано и рассеянные дисковые объекты.
Видимое движение астрономического объекта (например, Солнца, планеты или далекой звезды) вокруг двух небесных полюсов на ночном небе Земли в течение одного дня. Суточное движение вызвано вращением Земли вокруг своей оси, так что каждый объект кажется движущимся по круговой траектории, называемой суточным кругом .
Любая пара звезд, которые появляются рядом друг с другом на небесной сфере, либо потому, что две звезды случайно лежат почти на одной линии зрения с Земли, хотя на самом деле они физически удалены друг от друга, либо потому, что две звезды на самом деле расположены в физической близости друг к другу, благодаря чему они могут образовывать сопутствующую пару или двойную звездную систему.
Любая звезда, принадлежащая к категории обычных звезд главной последовательности, таких как Солнце, в отличие от эволюционировавших гигантских звезд, таких как Бетельгейзе и Антарес . По странному стечению обстоятельств, этот термин также стал включать в себя звездные остатки, известные как белые карлики, а также маломассивные субзвездные объекты, известные как коричневые карлики.
Более горячая и массивная звезда, в отличие от звезд позднего типа, которые холоднее и менее массивны. Термин возник из исторических звездных моделей, которые предполагали, что звезды начинали свою раннюю жизнь при высокой температуре, а затем постепенно охлаждались по мере старения. Его можно использовать для обозначения более высокотемпературных членов любой конкретной популяции или категории звезд, а не всех звезд в целом.
Также плоскость эклиптики или плоскость эклиптики .
Плоскость , определяемая орбитой Земли вокруг Солнца. Следовательно, положение Солнца, наблюдаемое с Земли, определяет пересечение этой плоскости с небесной сферой. Эклиптика широко используется в качестве плоскости отсчета для описания положения других тел Солнечной системы в различных небесных системах координат. Она отличается от небесного экватора из-за наклона оси Земли.
Плоскость эклиптики (серая) определяется орбитой Земли вокруг Солнца и отличается от плоскости экватора небесной сферы (зеленая), которая постоянно наклонена на 23,4 градуса по отношению к эклиптике. Для наблюдателя на Земле это означает, что путь, по которому Солнце, по-видимому, следует по небесной сфере, не является прямой линией (т. е. эклиптика не кажется «плоской»). Дважды в течение каждой полной орбиты, в два равноденствия, путь Солнца, по-видимому, пересекает небесный экватор, хотя эти две плоскости никогда не бывают копланарными.
Астрономическая система координат, обычно используемая для указания видимых положений, орбит и осевых ориентаций объектов в Солнечной системе, с началом в геометрическом центре Солнца или Земли, фундаментальной плоскостью, определяемой плоскостью орбиты Земли вокруг Солнца (т. е. плоскостью эклиптики), основным направлением к весеннему равноденствию и правосторонним соглашением. Эта система удобна, поскольку большинство планет и многие малые тела Солнечной системы вращаются вокруг Солнца с небольшими наклонами к эклиптике. Она может быть реализована как в сферических, так и в прямоугольных координатах.
Тип галактики с приблизительно эллипсоидальной формой и гладким, почти безликим внешним видом. Они являются одним из трех основных морфологических классов галактик, наряду со спиральными и линзовидными галактиками.
Тип орбиты Кеплера с эксцентриситетом орбиты менее 1 (часто включая круговые орбиты, эксцентриситет которых равен 0) или с отрицательной энергией. Эллиптические орбиты имеют форму эллипса и очень распространены в двухчастичных астрономических системах.
Относительно небольшое тело (например, планета), вращающееся вокруг более крупного тела (например, звезды) по эллиптической орбите , при этом более крупное тело расположено в одной из фокусных точек эллипса.
Список или таблица ожидаемых положений астрономических объектов или искусственных спутников на небе в различные даты и время. Современные эфемериды часто предоставляются компьютерным программным обеспечением.
Момент времени, используемый в качестве точки отсчета для некоторой изменяющейся во времени астрономической величины, такой как небесные координаты или элементы орбиты астрономического объекта, поскольку такие величины подвержены возмущениям и изменяются со временем. Основное применение астрономических величин, указанных эпохами, заключается в вычислении других соответствующих параметров движения для прогнозирования будущих положений и скоростей. В современном использовании астрономические величины часто указываются как полиномиальная функция определенного временного интервала с заданной эпохой в качестве временной точки начала.
Воображаемая линия на сфероиде, округлённом под действием гравитации, таком как планета, которая представляет собой пересечение поверхности сфероида с плоскостью , перпендикулярной его оси вращения и равноудаленной от его географических полюсов . Плоскость земного экватора Земли является основой для небесного экватора.
Астрономическая система координат, определяемая началом в геометрическом центре Земли, фундаментальной плоскостью, созданной путем проецирования земного экватора Земли на небесную сферу (образующую небесный экватор), основным направлением к весеннему равноденствию и правосторонним соглашением. Эта система широко используется для указания положений небесных объектов, наблюдаемых с Земли. Она может быть реализована как в сферических, так и в прямоугольных координатах.
равноденственный
Имеющий отношение к равноденствию или происходящий в этот день.
Либо из двух точных времен года, когда воображаемая плоскость экватора Земли, простирающаяся до бесконечности во всех направлениях, проходит через центр Солнца (т. е. две точки, в которых эта плоскость пересекает плоскость эклиптики); или, что эквивалентно, когда видимая геоцентрическая долгота Солнца составляет либо 0 градусов, либо 180 градусов. [10] Два равноденствия, известные как весеннее равноденствие и осеннее равноденствие, происходят 20 марта и 22 сентября каждого года или около этих дат. В день равноденствия центр видимого Солнца кажется находящимся прямо над экватором, а продолжительность дня и ночи примерно одинакова по всей планете. Сравните солнцестояние .
Минимальная скорость, которую должен достичь свободный, не движущийся объект, чтобы вырваться из-под гравитационного влияния массивного тела, т. е. достичь бесконечного расстояния от него; в более общем смысле, скорость убегания — это скорость, при которой сумма кинетической энергии объекта и гравитационной потенциальной энергии равна нулю. Она является функцией массы тела и расстояния между объектом и его центром масс . Объект, достигший скорости убегания, не находится ни на поверхности, ни на замкнутой орбите любого радиуса.
Кривая на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которой, как ожидается, будет следовать одиночная звезда определенной массы и состава в ходе своей эволюции. Эта кривая предсказывает комбинацию температуры и светимости, которую звезда будет иметь в течение части или всей своей жизни. [11]
Примеры эволюционных треков для звезд разной массы
Поглощение и рассеяние электромагнитного излучения материей (пылью и газом) между излучающим астрономическим объектом и наблюдателем . Атмосферное затухание зависит от длины волны излучения, при этом ослабление больше для синего света, чем для красного .
Любой астрономический объект, который существует за пределами Солнечной системы. Термин обычно не применяется к звездам или любым объектам, которые больше звезды или самой Солнечной системы, таким как галактики.
Яркое пятно на фотосфере звезды, образованное концентрацией линий магнитного поля . Для Солнца в частности факелы (см. солнечный факел) легче всего наблюдать вблизи солнечного лимба. Увеличение факелов в результате звездного цикла увеличивает общую освещенность звезды.
Любая галактика, которая не принадлежит к более крупному скоплению галактик и гравитационно изолирована.
полевая звезда
Случайно расположенная звезда, которая лежит вдоль линии зрения к группе физически связанных звезд, находящихся в процессе изучения, например, звездному скоплению. Эти звезды поля важно идентифицировать, чтобы не допустить их загрязнения результатов исследования. [12]
Термин, используемый для классификации самых ярких звезд на ночном небе, с видимыми величинами ниже (т.е. ярче) 1,50. Существует 22 звезды, которые классифицируются как звезды первой величины.
Местоположение мартовского равноденствия на небесной сфере, используемое в качестве точки отсчета в небесных системах координат. Расположенная в созвездии Рыб , Первая точка Овна определяет эклиптическую координату (0°, 0°) и представляет собой точку, в которой Солнце встречается с небесным экватором, перемещаясь с юга на север каждый год. Она находится прямо напротив Первой точки Весов.
Местоположение точки равноденствия в сентябре на небесной сфере, используемое в качестве точки отсчета в небесных системах координат. Расположенная в созвездии Девы , Первая точка Весов представляет собой точку, в которой Солнце встречается с небесным экватором, путешествуя с севера на юг каждый год. Она находится прямо напротив Первой точки Овна.
«Фон» астрономических объектов в ночном небе, которые настолько удалены от наблюдателей на Земле, что кажется, что они не движутся относительно друг друга, в отличие от «переднего плана» объектов в Солнечной системе, которые движутся. К неподвижным звездам обычно относят все звезды, кроме Солнца, а также все другие внесолнечные и объекты дальнего космоса.
Класс переменных звезд, которые испытывают внезапное, резкое увеличение яркости из-за магнитной активности на своей поверхности. Это изменение яркости происходит по всему электромагнитному спектру от радиоволн до рентгеновских лучей . Большинство вспыхивающих звезд являются слабыми красными карликами.
Раздел астрономии, изучающий объекты и явления в пределах галактики Млечный Путь, в отличие от всего, что находится за пределами Млечного Пути и относится к области внегалактической астрономии.
Направление в пространстве, которое находится прямо напротив центра Галактики Млечный Путь, если смотреть с Земли; рассматриваемый как точка на небесной сфере, антицентр Млечного Пути находится в созвездии Возничего .
Центр вращения галактики Млечный Путь, состоящий из сверхмассивной черной дыры массой 4,100 ± 0,034 миллиона солнечных масс. Он находится примерно в 8200 парсеках (27 000 световых лет) от Земли в направлении созвездий Стрельца , Змееносца и Скорпиона , где Млечный Путь выглядит ярче всего.
Также галактическое ядро или галактический центр .
Область в центре галактики, обычно являющаяся домом для очень плотной концентрации звезд и газа. Она почти всегда включает в себя сверхмассивную черную дыру, которая, будучи активной, может генерировать гораздо более высокую светимость в компактной области, чем ее окружение. Эта избыточная светимость известна как активное галактическое ядро, а самые яркие такие активные галактики известны как квазары.
Время, которое требуется данному астрономическому объекту внутри галактики для завершения одного оборота вокруг галактического центра. Оценки продолжительности одного оборота Солнечной системы вокруг центра Млечного Пути варьируются от 225 до 250 миллионов земных лет.
Приливная сила, испытываемая объектами, находящимися под воздействием гравитационного поля галактики, такой как Млечный Путь.
галактоцентрическое расстояние
Расстояние звезды или скопления от гравитационного центра конкретной галактики. Например, Солнце находится на расстоянии около 27 000 световых лет (приблизительно 8 килопарсеков ) от Галактического центра Млечного Пути. [13] Галактоцентрическое расстояние может также относиться к расстоянию галактики от другой галактики.
Большая, гравитационно связанная система звезд, звездных остатков, межзвездного газа, пыли и темной материи, каждая из которых вращается вокруг центра масс. Галактики могут содержать сотни миллиардов звезд и классифицируются в соответствии с их визуальной морфологией как эллиптические, спиральные или неправильные. Большинство галактик в наблюдаемой Вселенной имеют диаметр от 1000 до 3000 парсеков (от 3300 до 9800 световых лет), хотя некоторые, включая Млечный Путь, намного больше.
Крупномасштабная структура, состоящая из сотен или тысяч галактик, связанных вместе гравитацией. Скопления галактик отличаются от одноименных галактических скоплений и других типов звездных скоплений, а также от более мелких агрегатов галактик, известных как группы галактик. Группы галактик и скопления галактик сами по себе могут группироваться вместе, образуя сверхскопления.
Гравитационно связанное скопление до 50 галактик, каждая из которых по крайней мере такая же яркая, как Галактика Млечный Путь. Более крупные скопления можно назвать скоплениями галактик, а группы галактик и скопления сами могут группироваться вместе, образуя сверхскопления.
Катастрофическое событие, вызывающее кратковременный, но интенсивный выброс гамма- излучения, который можно обнаружить за миллиарды световых лет. Предполагается, что источником большинства гамма-всплесков являются взрывы сверхновых или гиперновых массивных звезд. Короткие гамма-всплески также могут быть результатом столкновения нейтронных звезд.
Геометрический центр Земли, т. е. среднее арифметическое положение всех точек внутри сплюснутого сфероида , который и есть точная форма Земли.
геоцентрический
Относящийся к геометрическому центру Земли или относящийся к нему ; [ 14] с центром на Земле, например, геоцентрическая орбита.
геоцентрический зенит
Точка, спроецированная на небесную сферу прямой линией, проходящей через геоцентр и наблюдателя; т. е. зенит наблюдателя, определенный относительно центра Земли. [14]
Отношение яркости астрономического тела при фазовом угле, равном нулю, к идеальному плоскому, полностью отражающему, диффузно рассеивающему ( ламбертовскому ) диску с тем же поперечным сечением. Это мера того, какая часть входящего освещения рассеивается обратно к наблюдателю, и имеет значение от нуля до единицы.
геометрическое положение
Положение объекта (небесного или иного) относительно центра Земли или положения наблюдателя, т. е. определяемое прямой линией между центром Земли (или наблюдателем) и объектом в данный момент времени, без каких-либо поправок на световое время, аберрацию и т. д. [14]
Также геосинхронная экваториальная орбита ( GEO ).
Круговая геосинхронная орбита, которая поддерживает постоянную высоту 35 786 километров (22 236 миль) прямо над экватором Земли в том же направлении, что и вращение Земли , так что для наблюдателя на поверхности Земли орбитальный объект кажется неподвижным, в фиксированном положении в небе. Искусственные спутники часто размещаются на геостационарной орбите, так что антеннам на Земле не приходится вращаться, чтобы отслеживать их.
Синхронная орбита вокруг Земли, т. е. с орбитальным периодом, равным периоду вращения Земли, так что орбитальный объект, кажется, возвращается в то же самое положение на небе после периода в один звездный день. Все геосинхронные орбиты имеют большую полуось, равную 35 786 километрам (22 236 миль); геостационарные орбиты являются особым случаем геосинхронных орбит.
Плотное сферическое скопление многих тысяч звезд, гравитационно связанных друг с другом и вращающихся вокруг галактического ядра как спутник. Они отличаются от рассеянных скоплений гораздо большей совокупной массой, а типичная продолжительность жизни составляет миллиарды лет.
Любое очень большое распределение массы, например, галактическое скопление, которое может заметно искривлять проходящий свет от удаленного источника. Эффект, известный как гравитационное линзирование , может заставить фоновые объекты казаться наблюдателю имеющими форму кольца или дуги.
Яркая красная галактика (LRG), действующая как гравитационная линза , искажающая свет от гораздо более далекой голубой галактики в кольцо Эйнштейна.
Раздел наблюдательной астрономии, который анализирует мельчайшие искажения кривизны пространства-времени, известные как гравитационные волны, для сбора наблюдательных данных об астрономических объектах и событиях, таких как нейтронные звезды, черные дыры, сверхновые и Большой взрыв.
Ионизированная туманность, питаемая молодыми массивными звездами O-типа . Ультрафиолетовые фотоны от этих горячих звезд ионизируют газ в окружающей среде, и туманный газ ярко светится в спектральных линиях водорода и других элементов. Поскольку звезды O-типа имеют относительно короткую продолжительность жизни (обычно несколько миллионов лет), наличие области H II указывает на то, что в этом месте недавно произошло массивное звездообразование. Области H II часто встречаются в рукавах спиральных галактик и в неправильных галактиках, где формируются звезды.
гелиоцентр
Точный геометрический центр Солнца на Земле, т. е. среднее арифметическое положение всех точек приблизительного сфероида , имеющего форму Солнца.
гелиоцентрический
Относящийся к геометрическому центру Солнца Земли; [14] с центром на Солнце, например, гелиоцентрическая орбита.
Огромная, похожая на пузырь полость в межзвездной среде, которая окружает и создается плазмой, исходящей от Солнца Земли. Гелиосфера охватывает всю Солнечную систему и обширную область космоса за ее пределами. Ее внешний предел часто считается границей между материей, исходящей от Солнца, и материей, исходящей из остальной части галактики.
График зависимости светимости от эффективной температуры для популяции звезд; в зависимости от использования абсолютная величина звезды может быть заменена на светимость, а ее индекс цвета или спектральный тип на температуру. Одиночные звезды известной массы и состава следуют предсказуемым траекториям на этой диаграмме в ходе своей эволюции. Таким образом, знание массы и металличности звезды позволяет оценить ее возраст. Звезды схожих типов также обнаруживаются сгруппированными вместе в определенных областях диаграммы, включая звезды главной последовательности, красные гиганты и белые карлики.
Приблизительная область вокруг астрономического объекта, в пределах которой его гравитационное притяжение доминирует над движениями спутников. Она вычисляется относительно следующего наиболее гравитационно притягивающего объекта, такого как ближайшая звезда или ядро галактики. Спутники, движущиеся за пределами этого радиуса, как правило, отталкиваются от основного тела. [15]
Видимая граница между поверхностью небесного тела и его небом, если смотреть с точки зрения наблюдателя, находящегося на поверхности этого тела или вблизи нее; точнее, плоскость , перпендикулярная линии от наблюдателя до зенита, которая проходит через точку наблюдения. [14]
Для данного небесного объекта, угловое расстояние на небесной сфере, измеренное на запад вдоль небесного экватора от местного меридиана наблюдателя до часового круга, который проходит через небесный объект; [14] или, что эквивалентно, угол между плоскостью, содержащей ось вращения Земли и зенит, и плоскостью, содержащей ось вращения Земли и интересующий объект. Аналогично прямому восхождению, часовой угол является одним из многих способов, обычно используемых для указания долготного положения объекта на небесной сфере.
Любой воображаемый большой круг, нарисованный на небесной сфере, который проходит через оба небесных полюса и, следовательно, перпендикулярен небесному экватору. [14] Подобно меридиану, но дополнительно принимая во внимание рельеф местности и глубину геоцентра в конкретном месте наземного наблюдателя, концепция часового круга используется для описания долготного положения небесного объекта относительно местного меридиана наблюдателя.
гибридный пульсатор
Это класс пульсирующих звезд , которые демонстрируют частоты пульсаций двух различных классов переменных. Примером являются переменные, демонстрирующие характерные частоты как переменных типа Дельта Щита, так и Гамма Золотой Рыбы . На диаграмме Герцшпрунга–Рассела эти звезды расположены там, где полосы нестабильности обоих классов переменных перекрываются. [16]
предел горения водорода
Критическая масса, ниже которой астрономический объект не может поддерживать свою поверхностную светимость посредством ядерного синтеза. Этот предел массы, равный примерно 7% массы Солнца, образует разделительную линию между коричневыми карликами и водородными звездами. [17]
гипергалактика
Система, состоящая из большой галактики, сопровождаемой несколькими меньшими галактиками-спутниками (часто эллиптическими ), а также ее галактической короной. Системы Млечного Пути и Андромеды являются примерами гипергалактик. [18]
Гигантская планета, состоящая в основном из элементов тяжелее водорода или гелия (таких как кислород , углерод , азот и сера ), особенно из летучих химических веществ с температурой замерзания выше 100 К (−173 °C), например, Уран и Нептун в Солнечной системе.
Архаичный термин, который иногда используется для обозначения планет Меркурий и Венера . Название произошло от того факта, что эти планеты вращаются ближе к Солнцу, чем Земля, и поэтому в геоцентрической космологии Птолемея обе, по-видимому, движутся вместе с Солнцем по небу. Это контрастирует с так называемыми высшими планетами, такими как Марс , которые, по-видимому, движутся независимо от Солнца .
Материя , которая существует в пространстве между звездами в галактике. Эта среда в основном состоит из водорода и гелия , но усиливается следами других элементов, вносимых материей, выброшенной звездами.
Эффект, вызванный инкрементным поглощением и рассеиванием электромагнитной энергии из межзвездной материи, известный как экстинкция. Этот эффект заставляет более далекие объекты, такие как звезды, казаться краснее и тусклее, чем ожидалось. Его не следует путать с отдельным явлением красного смещения.
Также неизменяемая плоскость Лапласа или плоскость Лапласа .
Воображаемая плоскость, проходящая через барицентр планетной системы и перпендикулярная вектору ее углового момента , и которую можно рассматривать как средневзвешенное значение всех планетарных орбитальных и вращательных плоскостей, составляющих систему.
Естественный спутник, следующий по далекой, наклонной и часто эксцентричной и ретроградной орбите вокруг своей главной. Неправильные луны, как полагают, захватываются с других орбит, в отличие от правильных лун, которые, как полагают, формируются на месте .
Кривая на диаграмме Герцшпрунга–Рассела, которая представляет эволюционные положения звезд, имеющих одинаковый возраст, но разные массы. Это отличается от эволюционного трека, который представляет собой график звезд, имеющих одинаковую массу, но разный возраст. Фактически, несколько эволюционных треков могут быть использованы для построения изохрон путем проведения кривых через точки одинакового возраста вдоль треков. Когда масса звезды может быть определена, изохрону можно использовать для оценки возраста звезды.
Физическое состояние, в котором межзвездное облако газа начнет подвергаться коллапсу и формировать звезды. Облако может стать нестабильным по отношению к коллапсу, если оно достаточно остынет или будет иметь возмущения плотности, позволяющие гравитации преодолеть давление газа.
Единица времени, определяемая как ровно 365,25 дня по 86 400 секунд СИ каждый. Поскольку это единицы постоянной продолжительности, юлианский год также постоянен и не меняется в зависимости от конкретного календаря или любого другого способа определения продолжительности года, например, тропического года. Поэтому он широко используется в качестве основы для определения стандартной астрономической эпохи и светового года.
Движение одного орбитального тела относительно другого, как эллипс , парабола или гипербола , которое образует двумерную орбитальную плоскость (или иногда прямую линию) в трехмерном пространстве. Орбиты Кеплера являются идеализированными математическими конструкциями, которые рассматривают только точечное гравитационное притяжение двух тел, пренебрегая более сложными орбитальными возмущениями, которые могут существовать в реальности.
Околозвездный диск малых тел Солнечной системы, таких как астероиды, троянцы и кентавры во внешней Солнечной системе, простирающийся на расстояние от 30 до 50 а. е. от Солнца. Он похож на пояс астероидов, но гораздо больше и является домом для нескольких карликовых планет, включая Плутон .
Также точка Лагранжа , точка либрации или точка L.
Любой из набора точек вблизи двух больших тел на орбите, в которых меньший объект будет сохранять постоянное положение относительно больших тел. В других местах небольшой объект в конечном итоге будет втянут на свою собственную орбиту вокруг одного из больших тел, но в точках Лагранжа гравитационные силы больших тел, центростремительная сила орбитального движения и (в определенных сценариях) ускорение Кориолиса — все выравниваются таким образом, что заставляют небольшой объект «заблокироваться» в устойчивом или почти устойчивом относительном положении. Для каждой комбинации двух орбитальных тел существует пять таких точек Лагранжа, обычно идентифицируемых с метками от L 1 до L 5 . Это явление является основой для устойчивых орбит троянских спутников и обычно используется искусственными спутниками.
Небольшое колебательное движение Луны, наблюдаемое с Земли, вызванное эллиптической орбитой Луны . Это может позволить увидеть обычно скрытые части обратной стороны Луны вдоль краев лунного диска.
Единица длины, используемая для выражения астрономических расстояний, эквивалентная расстоянию, которое объект, движущийся со скоростью света в вакууме, преодолеет за один юлианский год: приблизительно 9,46 триллиона километров (9,46 × 10 12 км ) или 5,88 триллиона миль (5,88 × 10 12 миль ). Хотя световой год часто используется для измерения расстояний галактического масштаба в неспециализированных публикациях, единицей длины, наиболее часто используемой в профессиональной астрометрии, является парсек.
Оптический эффект, наблюдаемый у звезд (включая Солнце), при котором центральная часть диска выглядит ярче, чем край или край изображения.
линия апсид
Воображаемая линия, соединяющая две апсид (перицентр и апоцентр) эллиптической орбиты и, следовательно, представляющая собой расстояние до самой длинной оси орбиты.
Угол между указанным направлением отсчета, называемым началом долготы, и направлением восходящего узла орбиты, измеренным на указанной плоскости отсчета. Угол обычно измеряется на восток от направления отсчета к восходящему узлу (т. е. против часовой стрелки, если смотреть с севера). Это один из шести канонических орбитальных элементов, используемых для характеристики орбиты.
Общее количество энергии, излучаемой в единицу времени звездой, галактикой или другим астрономическим объектом. В единицах СИ светимость измеряется в джоулях в секунду или ваттах и часто указывается в терминах астрономической величины. Светимость связана с визуальной яркостью, но отличается от нее.
Форма части Луны, которая освещается прямым солнечным светом, если смотреть с Земли. Эта форма называется фазой, потому что она постепенно меняется в регулярном цикле в течение синодического месяца: по мере того, как орбитальные положения Луны вокруг Земли и Земли вокруг Солнца меняются, видимость стороны Луны, которая постоянно обращена к Земле, чередуется между полностью освещенной (известной как полнолуние ) и полностью затемненной собственной тенью Луны (известной как новолуние ). Существуют также промежуточные фазы, во время которых видимая сторона может быть освещена только частично, например, когда Луна выглядит как полумесяц. В течение части лунного цикла, в которой освещенная часть становится больше, Луна считается растущей; когда освещенная часть становится меньше, она считается убывающей. Фаза Луны в любое определенное время выглядит одинаково из любой точки на Земле.
Фазы Луны обусловлены тем, что видимая сторона Луны попеременно освещается солнечным светом и погружается в тень во время ее движения вокруг Земли.
Вид астрономического тела, который может объяснить видимое присутствие темной материи в гало галактик . MACHO — это тело, которое испускает мало или совсем не испускает радиации и дрейфует в межзвездном пространстве, не связанном ни с одной планетной системой. Примерами MACHO являются черные дыры или нейтронные звезды, а также коричневые карлики и планеты-изгои.
Преимущественно выпуклая область, образующаяся при взаимодействии плазмы, например солнечного ветра, с магнитным полем тела, например планеты или звезды.
Числовая логарифмическая шкала, указывающая яркость астрономического объекта, где чем меньше значение, тем ярче объект. По соглашению, звезда первой величины в 100 раз ярче звезды шестой величины. Величина 6 считается нижним пределом объектов, которые можно увидеть невооруженным глазом , хотя это может меняться в зависимости от состояния неба и зрения.
Точное время года на Земле, когда Солнце, по-видимому, пересекает небесный экватор, при этом, как правило, движется на север при каждом прохождении зенита. Это момент, в который Северный полюс Земли начинает наклоняться к Солнцу, и обычно происходит 20 марта или около этого каждый год. Это весеннее равноденствие в Северном полушарии и осеннее равноденствие в Южном полушарии. Сравните с сентябрьским равноденствием .
Доля периода эллиптической орбиты, прошедшая с момента, когда вращающееся тело прошло перицентр, выраженная как угловое расстояние от перицентра, которое имело бы фиктивное тело, если бы оно двигалось по идеально круговой орбите с тем же орбитальным периодом, что и фактическое тело на своей эллиптической орбите. В отличие от истинной аномалии, средняя аномалия не соответствует реальному геометрическому углу, а вместо этого является вымышленным параметром, используемым для того, чтобы сделать вычисление положения вращающегося тела в задаче двух тел математически удобным.
Линия, проходящая по небу с севера на юг и проходящая через точку прямо над головой, называемую зенитом.
меридиальная астрономия
Измерение положений небесных объектов, основанное на наблюдении за временем их прохождения через меридиан и их зенитным расстоянием в это время, с целью получения точных положений звезд, которые являются самосогласованными на больших участках неба. [19]
Один из 110 «туманных» астрономических объектов, 103 из которых были каталогизированы как некометы французским охотником за кометами Шарлем Мессье в период с 1771 по 1781 год. Каталог Мессье включает в себя большинство объектов дальнего космоса, легко видимых из Северного полушария.
Видимое прохождение светящегося метеороида, микрометеорита, кометы или астероида через атмосферу Земли, обычно в виде длинной полосы света, возникающей, когда такой объект нагревается добела в результате столкновений с молекулами воздуха в верхних слоях атмосферы, оставляя ионизационный след в результате своего быстрого движения, а иногда также сбрасывая материал на своем пути.
Серия метеоров, которые, по-видимому, исходят из одной области ночного неба. Они производятся обломками, оставшимися от более крупного тела, например, кометы, и поэтому следуют примерно по одной и той же орбите. Это делает многие метеорные потоки предсказуемыми событиями, поскольку они повторяются каждый год.
Мера распространенности элементов, отличных от водорода и гелия, в астрономическом объекте. Обратите внимание, что это определение включает элементы, которые традиционно не считаются металлическими по химической конвенции.
Очень маленький метеорит, переживший прохождение через атмосферу и достигший поверхности планеты или луны, обычно размером от 50 мкм до 2 мм . Микрометеориты являются основным компонентом космической пыли.
Очень маленький метеороид, обычно весом менее одного грамма. Если он выживает и достигает поверхности планеты, его называют микрометеоритом.
микропеременная
Звездный объект, такой как переменная звезда, которая претерпевает очень малые изменения в светимости, при которых амплитуда колебаний составляет всего несколько тысячных долей величины. Обнаружение микропеременности обычно требует достаточного количества наблюдений, чтобы исключить случайную ошибку как источник. [20]
1. Спиральная галактика с перемычкой, включающая Солнечную систему Земли. Название описывает внешний вид галактики с Земли: туманная полоса света, видимая на ночном небе, образованная миллиардами звезд, которые невозможно различить невооруженным глазом. Галактика Млечный Путь имеет диаметр 100 000–200 000 световых лет и, по оценкам, содержит 100–400 миллиардов звезд и по крайней мере такое же количество планет. Солнечная система расположена на внутреннем крае одного из спиральных рукавов Млечного Пути, примерно в 27 000 световых годах от Галактического центра, вокруг которого Солнце обращается с периодом 240 миллионов лет.
2. Сама туманная полоса света, которая с Земли выглядит как полоса, поскольку дисковидная структура галактики видна сбоку изнутри.
Яркий центр галактики Млечный Путь виден на темном небе в ясную ночь в направлении созвездия Стрельца .
Объект на прямой орбите вокруг Солнца, который не является ни доминирующей планетой, ни изначально классифицированным как комета. Луна не является малой планетой, потому что она вращается вокруг другого тела вместо Солнца.
Безразмерная величина, характеризующая радиальное распределение массы внутри планеты или луны.
луна
См. естественный спутник .
Луна
Твердое, каменистое тело, вращающееся вокруг Земли как ее единственный естественный спутник, совершающее полный оборот каждые 27,3 дня. Гравитационное влияние Луны ответственно за приливы на Земле; из-за приливного захвата только одна сторона Луны всегда видна с Земли. Солнечный свет, отраженный от ее поверхности, делает Луну очень яркой на ночном небе, хотя ее орбитальное положение по отношению к Земле и Солнцу заставляет ее видимость меняться в регулярном цикле фаз при наблюдении с Земли. Прилагательное лунный часто используется специально для описания орбиты, гравитации и других свойств Луны Земли.
Особенно малый естественный спутник, вращающийся вокруг планеты, карликовой планеты или другой малой планеты. См. также луна малой планеты и субспутник .
Свободная группировка звезд, которые путешествуют вместе в космосе. Хотя члены были сформированы вместе в одном молекулярном облаке, с тех пор они слишком далеко разошлись, чтобы быть гравитационно связанными как кластер.
Тип астрономии, основанный на получении информации об астрономических объектах посредством скоординированного наблюдения и интерпретации четырех разрозненных классов сигналов-"посланников" с внесолнечным происхождением: электромагнитное излучение , гравитационные волны , нейтрино и космические лучи. Поскольку эти четыре внесолнечных посланника создаются различными астрофизическими процессами, их присутствие или отсутствие во время небесного события может раскрыть полезную информацию об их источниках.
Точка на небесной сфере, прямо противоположная зениту. Таким образом, там, где зенит находится прямо над наблюдателем, надир находится под ногами. Зенит и надир образуют два полюса линии горизонта.
Также невооруженным глазом или невооруженным глазом .
Человеческий глаз, используемый без какого-либо увеличительного или собирающего свет оптического приспособления, такого как телескоп, или какой-либо защиты глаз. Многие астрономические объекты излучают или отражают видимый свет, который достаточно ярок, чтобы попасть в пределы нормального человеческого зрительного восприятия, позволяя наблюдателям видеть их с поверхности Земли без какого-либо специального оборудования. Зрение, скорректированное до нормальной остроты с помощью очков или контактных линз, по-прежнему считается невооруженным.
Любое малое тело Солнечной системы, например астероид или комета, орбита которого приближает его к Земле , как правило, находясь на расстоянии менее 1,3 а.е. от Солнца в момент наибольшего сближения.
Любой астрономический объект неясной туманности. В современном использовании этот термин обычно относится к межзвездному облаку пыли, водорода , гелия и других ионизированных газов . Исторически он также использовался для обозначения протяженных источников светимости, которые не могли быть разделены на отдельные компоненты, такие как звездные скопления и галактики.
Тип элементарной частицы, электрически нейтральной и с чрезвычайно малой массой покоя, которая взаимодействует с другими частицами только посредством слабого взаимодействия и гравитационного взаимодействия. Поэтому нейтрино обычно проходят через обычную материю беспрепятственно и незамеченными.
Тип компактной звезды, которая почти полностью состоит из нейтронов , которые являются типом субатомных частиц без электрического заряда. Обычно нейтронные звезды имеют массу от 1,35 до 2,0 масс Солнца, но с радиусом всего 12 км (7,5 миль), что делает их одними из самых плотных известных объектов во Вселенной.
Вид земного неба в ночное время , когда Солнце находится за горизонтом , а точнее, когда ясная погода и низкий уровень окружающего света позволяют видеть небесные объекты, такие как звезды, планеты и Луна. Ночное небо остается фундаментальной средой как для любительской, так и для профессиональной наблюдательной астрономии.
Любая орбита, которая копланарна с указанной плоскостью отсчета, так что наклонение орбиты составляет 0 градусов для прямых орбит и 180 градусов для ретроградных орбит.
Количество некоторой указанной частицы или класса объектов на единицу объема. Для атомов, молекул или субатомных частиц объем обычно измеряется в см 3 или м 3 . В случае звезд часто используются кубические парсеки (пк 3 ).
Непрерывное, вызванное гравитацией изменение ориентации оси вращения астрономического тела, которое является результатом комбинированного воздействия небольших кратковременных изменений. Нутация отличается от прецессии, которая является похожим, но более долгосрочным изменением осевой ориентации.
О
Диаграмма О–С
Диаграмма наблюдаемых минус вычисляемых значений с течением времени, показывающая, как наблюдаемые данные отличаются от теоретических значений, которые были рассчитаны в соответствии с определенной научной моделью . Часто используется как диагностический инструмент для определения точности модели. С переменной звездой обычно используется для сравнения фазовых разностей с течением времени. [25]
Группа массивных звезд, которые гравитационно не связаны друг с другом, но движутся вместе в пространстве в свободной ассоциации. OB в названии относится к звездам звездных классификаций O и B.
Продолжительность времени между самыми ранними и самыми поздними наблюдениями, сделанными астрономами объекта в пределах Солнечной системы, которая определяет длину пути, пройденного объектом между этими же наблюдениями. Этот термин в основном используется при открытии и отслеживании астероидов и комет, которые может быть трудно непрерывно отслеживать из-за их размера и большого расстояния от Земли. Очень короткие дуги наблюдения, например, когда время между первоначальным наблюдением и самым последним наблюдением составляет менее 30 дней, имеют ограниченную описательную силу, поскольку они представляют собой лишь очень малую часть полного пути, пройденного объектом по своей орбите вокруг Солнца (или другого основного тела), и, следовательно, приводят к высокой степени неопределенности при оценке формы и характеристик орбиты объекта.
Практика и изучение непосредственного наблюдения астрономических объектов с использованием телескопов и других астрономических инструментов. Она связана с регистрацией данных о наблюдаемой Вселенной, в отличие от теоретической астрономии, которая связана с вычислением измеримых последствий астрономических моделей.
Небесное явление, которое происходит, когда далекое астрономическое тело или объект скрывается другим, более близким телом или объектом, который проходит между ним и наблюдателем, тем самым закрывая первый объект от вида. Солнечные и лунные затмения являются особыми типами покрытий.
Огромное теоретическое облако преимущественно ледяных планетезималей, предположительно окружающих Солнце на расстоянии от 2000 до 200 000 а. е. Считается, что оно разделено на две области: дискообразное внутреннее облако Оорта и сферическое внешнее облако Оорта. Внешняя граница облака Оорта часто считается космографической границей Солнечной системы.
Расположение двух небесных объектов на противоположных сторонах неба с точки зрения наблюдателя. Это происходит, например, когда планета максимально приближается к Земле, помещая ее в оппозицию к Солнцу.
Гравитационно искривленная траектория объекта, например, траектория планеты вокруг звезды или естественного спутника вокруг планеты. Хотя часто говорят , что меньшее тело вращается вокруг большего тела, оба тела на самом деле следуют приблизительно по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс, расположенного в фокусной точке каждого эллипса. Слово «орбита» может по-разному относиться к самой эллиптической траектории или к процессу следования этой траектории, и может относиться как к стабильной, регулярно повторяющейся траектории, так и к неповторяющейся траектории.
орбитальный график
Также орбитальный участок .
Схематическая диаграмма полной орбиты. Для двойной системы она обычно представлена в системе отсчета первичной звезды . [26]
Параметр, определяющий, насколько орбита отклоняется от идеальной окружности. Для эллиптической орбиты эксцентриситет варьируется от большего нуля до меньшего единицы.
Наклон орбиты объекта вокруг астрономического тела, выраженный как угол между плоскостью орбиты или осью направления вращающегося объекта и плоскостью отсчета.
Одна из двух точек, в которых плоскость орбиты пересекает указанную плоскость отсчета, к которой она наклонена; в некоторых контекстах два узла могут быть выделены как восходящий узел и нисходящий узел. Ненаклонная орбита, которая является копланарной с плоскостью отсчета, не имеет узлов.
Время, которое требуется данному астрономическому объекту для завершения одного оборота вокруг другого объекта. Для объектов в Солнечной системе орбитальный период часто называют сидерическим периодом.
Воображаемая геометрическая плоскость , определяемая орбитой астрономического тела вокруг его основной. Орбитальная плоскость Земли , которая определяет эклиптику, обычно используется в качестве плоскости отсчета для орбит других объектов в Солнечной системе.
Ситуация, которая возникает, когда два или более вращающихся по орбите тела оказывают регулярное, периодическое гравитационное воздействие друг на друга таким образом, что один или несколько их орбитальных параметров (например, эксцентриситет, большая полуось, наклонение и т. д. или любая их комбинация) находятся в некоторой определенной математической связи друг с другом. Чаще всего этот термин относится к орбитальному резонансу среднего движения , в котором орбитальные периоды тел связаны соотношением малых целых чисел. Например, карликовая планета Плутон находится в устойчивом резонансе 2:3 с Нептуном , так что Плутон совершает два оборота вокруг Солнца за то же время, что и Нептун, совершающий три. Резонанс может действовать в любом временном масштабе, от краткосрочного до векового, и часто приводит либо к долговременной стабилизации орбит, либо к их возможной дестабилизации.
Планетарная система, демонстрирующая орбитальный резонанс 1:2 между орбитальными периодами двух планет (малых тел), обе из которых вращаются вокруг большой центральной звезды. Внутренняя планета совершает два оборота за то время, которое требуется внешней планете для совершения одного.
Скорость , с которой астрономическое тело или объект вращается вокруг барицентра, или его скорость относительно центра масс самого массивного тела в системе. Термин может использоваться для обозначения как средней орбитальной скорости, т. е. средней скорости за весь орбитальный период, так и мгновенной скорости в определенной точке орбиты. Максимальная мгновенная орбитальная скорость обычно достигается в перицентре.
Гипотетическая, идеализированная орбита Кеплера, по которой вращающийся объект будет следовать вокруг своей основной звезды, если бы все возмущения отсутствовали, т. е. орбита, совпадающая с мгновенными векторами орбитального состояния в данный момент времени. [27]
Огромное, почти пустое пространство, которое существует за пределами Земли и между всеми небесными телами, характеризующееся, как правило, чрезвычайно низкой плотностью частиц, чрезвычайно низкими температурами и минимальной гравитацией . Большая часть объема Вселенной — это межгалактическое пространство, и даже галактики и звездные системы состоят почти полностью из пустого пространства.
П
Смещение параллакса звезды на расстоянии одного парсека, наблюдаемое с Земли (не в масштабе)
Единица длины, определяемая как расстояние, на котором звезда показала бы смещение параллакса ровно в одну угловую секунду , наблюдаемое с орбиты Земли. Оно равно 3,2616 светового года или 206 265 астрономических единиц. Слово «парсек» является гибридом слов parallax и second .
Для переменной звезды это самая высокая амплитуда, достигнутая во время подъема светимости, за которым следует спад. Эта точка данных может предоставить полезную информацию о расстоянии для катаклизмической переменной . Ее можно определить по кривой блеска звездной переменности.
Сложное движение астрономического тела, которое подвержено силам, отличным от гравитационного притяжения его основного тела, или любой силе, которая усложняет орбитальные характеристики тела таким образом, что идеализированная орбита Кеплера задачи двух тел не является точным представлением фактической орбиты тела. Возмущающие силы могут включать гравитационные силы, оказываемые любым количеством дополнительных тел, нецентральные гравитационные силы, которые являются следствием того, что тела не являются идеально сферическими, и/или атмосферное сопротивление .
Удлинение или угол между вращающимся телом и Солнцем, если смотреть с определенной точки зрения, например, с Земли. Определяет количество видимой поверхности планеты или луны, которая находится в тени. Низшие планеты, такие как Венера, обычно имеют низкие фазовые углы, если смотреть с Земли, поэтому они часто выглядят как тонкий полумесяц; высшие планеты, такие как Марс и Юпитер, обычно имеют высокие фазовые углы, поэтому видна лишь малая часть затененной стороны.
Произвольно выбранная, воображаемая плоскость , из которой измеряются и определяются элементы орбиты, такие как наклон и долгота восходящего узла. Плоскость эклиптики, неизменяемая плоскость и экваториальная плоскость обычно используются в качестве опорных плоскостей в различных контекстах.
плоскость неба
Воображаемая плоскость, перпендикулярная линии визирования. Обычно она используется в качестве опорной плоскости для наклона орбитальной плоскости далекой звездной системы. [28]
Тип астрономического тела, вращающегося вокруг Солнца, достаточно массивного, чтобы быть округлым под действием собственной гравитации (но недостаточно массивного, чтобы достичь термоядерного синтеза ), и очистившего соседний регион от всех планетезималей. Термин экзопланета используется в отношении планетоподобного объекта, который не вращается вокруг Солнца.
Любое вторичное тело, которое геологически дифференцировано или находится в гидростатическом равновесии и, следовательно, имеет геологию, подобную планете, например, планета, карликовая планета или другой объект планетарной массы, но исключая более мелкие объекты, такие как планетезимали.
Процесс разделения различных компонентов планетарного тела, приводящий к образованию в нем композиционно различных слоев (например, металлического ядра).
Тип эмиссионной туманности, образованной из светящейся оболочки расширяющейся плазмы, выброшенной из красной гигантской звезды в конце ее жизни. Название происходит от их сходства с планетой. Примером является туманность Кольцо .
Любой набор гравитационно связанных незвездных объектов на орбите вокруг звезды или звездной системы или вне ее. В общем, планетные системы включают одну или несколько планет, хотя такие системы могут также состоять из карликовых планет, лун, астероидов, метеороидов, планетезималей и дисков обломков, среди прочих объектов.
Любой твердый объект (обычно больше 1 километра (0,62 мили) в диаметре), который возникает во время формирования планеты, внутренняя прочность которой определяется собственной гравитацией и орбитальная динамика которой не сильно зависит от сопротивления газа . Этот термин чаще всего применяется к малым телам, которые, как считается, существуют в протопланетных дисках и дисках обломков в процессе формирования планеты, но иногда также используется для обозначения различных типов малых тел Солнечной системы, которые остались от процесса формирования. Точного различия между планетезималями и протопланетами не существует.
Орбита, по которой движущийся по орбите объект проходит непосредственно или почти над обоими полюсами тела, вокруг которого он движется, в течение каждого оборота. Поэтому он имеет наклон, равный или почти равный 90 градусам к экватору тела.
Любое медленное изменение ориентации оси вращения объекта. Для Земли в частности это явление называется прецессией равноденствий. Прецессия апсид относится к устойчивому изменению ориентации орбиты, например, прецессии орбиты Меркурия , которая была объяснена общей теорией относительности .
Также гравитационное первичное , первичное тело или центральное тело .
Основное физическое тело гравитационно связанной многообъектной системы. Основное тело составляет большую часть массы системы и обычно располагается вблизи барицентра системы.
Орбитальное или вращательное движение объекта в том же направлении, что и вращение основного объекта. Направление вращения определяется инерциальной системой отсчета, такой как неподвижные звезды. Противопоставьте ретроградное движение .
прогнозируемое разделение
Наблюдаемое физическое разделение между двумя астрономическими объектами, определяемое по их угловому разделению и предполагаемому расстоянию. [29] Для планет и двойных звезд это расстояние обычно указывается в астрономических единицах. Фактическое разделение двух объектов зависит от угла линии между двумя объектами к лучу зрения наблюдателя.
Крупный планетарный эмбрион, возникший внутри протопланетного диска и с тех пор претерпевший внутреннее плавление, в результате чего образовалась внутренняя часть неоднородного состава. Протопланеты представляют собой промежуточный этап в формировании полноразмерной планеты; считается, что они формируются из более мелких планетезималей, сталкивающихся друг с другом и постепенно объединяющихся в более крупные тела.
Концентрация массы, образовавшаяся в результате сжатия коллапсирующего межзвездного облака. Как только на это центральное ядро падает достаточно массы, оно становится звездой предглавной последовательности .
Сильно намагниченная вращающаяся нейтронная звезда или белый карлик, испускающая луч электромагнитного излучения. Этот луч наблюдается только тогда, когда он направлен на Землю, из-за чего кажется, что объект пульсирует.
Конфигурация, в которой два небесных тела имеют видимые эклиптические долготы, отличающиеся на 90 градусов, если смотреть с третьего тела, например, когда элонгация планеты перпендикулярна направлению на Солнце, если смотреть с Земли. Термин используется, в частности, для описания положения высшей планеты или Луны в фазах первой и последней четверти.
Говорят, что луна или планета находятся в квадратуре , когда их положение, если смотреть с Земли, находится под прямым углом к направлению на Солнце. В таких случаях луна или планета кажутся находящимися в своей четверти (или почти так), когда половина тела освещена Солнцем, а другая половина находится в тени.
Удаленный, точечный источник энергии, происходящий из мощного активного галактического ядра. Его светимость создается аккрецией газа на сверхмассивную черную дыру. Квазары испускают излучение по всему электромагнитному спектру от радиоволн до рентгеновских лучей , а их ультрафиолетовые и оптические спектры характеризуются сильными, широкими линиями излучения .
Скорость объекта вдоль линии визирования к наблюдателю, которая в астрономии обычно определяется с помощью доплеровской спектроскопии . Положительные значения используются для обозначения удаляющегося объекта. Объект, такой как звезда, может претерпевать изменения своей радиальной скорости из-за гравитационного возмущения другого тела или из-за радиальных пульсаций своей поверхности. Последнее, например, происходит с переменной звездой Бета Цефея .
Заметный след увеличенных красных звезд, обнаруженный на диаграмме Герцшпрунга-Рассела для типичного шарового скопления. Он начинается в точке поворота главной последовательности и простирается в сторону более высокой светимости и более низкого температурного диапазона, пока не достигнет вершины красного гиганта. Эта ветвь состоит из более старых звезд, которые эволюционировали вдали от главной последовательности, но еще не инициировали гелиевый синтез в своей центральной области .
Естественный спутник, следующий по относительно близкой и прямой орбите с небольшим или нулевым наклоном орбиты или эксцентриситетом орбиты. Считается, что регулярные луны формируются in situ вокруг своей основной, в отличие от нерегулярных лун, которые, как считается, захватываются.
Сетка из тонких линий или перекрестных штрихов, выгравированных на прозрачной стеклянной пластине, которая при размещении перед пленкой во время фотографической экспозиции создает соответствующую сетку на полученной фотографии, создавая постоянные тени на негативе пленки. Эти сетки используются в некоторых фотографических телескопах для создания опорных маркеров на фотографиях далеких звезд, что позволяет точно и удобно измерять астрометрические положения.
Орбитальное или вращательное движение объекта в направлении, противоположном вращению основного объекта. Направление вращения определяется инерциальной системой отсчета, такой как неподвижные звезды. Противопоставьте прямолинейное движение .
На ретроградной орбите спутник (красный) вращается в направлении, противоположном вращению его основного спутника (синий/черный).
Дискообразная или кольцевая аккумуляция различных твердых материалов, таких как пыль и луны, которая вращается вокруг астрономического тела, такого как планета. Кольцевые системы являются обычными компонентами спутниковых систем вокруг гигантских планет, как, например, кольца Сатурна . См. также околопланетный диск .
Расстояние от астрономического объекта, на котором приливная сила соответствует гравитационному самопритяжению вращающегося тела. Внутри этого предела приливные силы заставят вращающееся тело распасться, обычно рассеиваясь и образуя кольцо. За пределами этого предела рыхлый материал будет стремиться к слипанию .
Также межзвездная планета , кочевническая планета , планета-сирота и беззвездная планета .
Любой объект планетарной массы, который вращается вокруг галактического центра напрямую, а не вокруг звезды или субзвездного объекта. Такие объекты часто выбрасывались из планетарной системы, в которой они сформировались, или иным образом никогда не были гравитационно связаны с какой-либо звездной системой.
Время, которое требуется объекту для завершения одного оборота вокруг собственной оси вращения относительно фоновых звезд. Оно не обязательно совпадает с синодическими или звездными сутками объекта.
вращательная модуляция
Явление, которое заставляет светимость звезды меняться, поскольку вращение переносит звездные пятна или другую локализованную активность поперек линии зрения. Примерами являются переменные RS CVn и BY Dra . [33]
С
Бусины Сэйбера
Ломаная дуга иллюминаций, видимая на краю очень молодых или очень старых лунных полумесяцев. Визуальное сходство с моментами до и после полного солнечного затмения впервые отметил американский астроном Стивен Сейбер.
Быстрые изменения видимой яркости, цвета или положения звезды (или любого другого удаленного светящегося объекта), наблюдаемого через среду, например, через атмосферу Земли, вызванные прохождением света через слои турбулентности в среде. Большинство эффектов земного мерцания являются результатом атмосферной рефракции, вызванной мелкомасштабными колебаниями плотности воздуха, и гораздо более выражены вблизи горизонта, поскольку световые лучи вблизи горизонта должны пройти более длинный путь через атмосферу, прежде чем достигнуть наблюдателя.
светский
Продолжающийся или изменяющийся непериодическим образом в течение длительного периода времени. [1]
Любое изменение в движении, которое происходит в течение очень длительного периода времени. [34] Примерами являются прецессия перигелия Меркурия , приливное ускорение системы Земля-Луна и прецессия земной оси.
селеноцентрический
Относящийся к геометрическому центру Луны Земли. [14]
Половина самого длинного диаметра (большая ось) эллипса . Выражается в единицах длины и часто используется для придания физического размера двухтелой эллиптической кеплеровской орбите, например, для двойной звездной системы или системы звезда-планета. Когда расстояние между вращающимися телами неизвестно, большая полуось может быть задана как угол.
Точное время года на Земле, когда Солнце, по-видимому, пересекает небесный экватор, при этом, как правило, двигаясь на юг при каждом прохождении зенита. Это момент, в который Северный полюс Земли начинает отклоняться от Солнца, и обычно происходит 22 сентября или около этой даты каждый год. Это осеннее равноденствие в Северном полушарии и весеннее равноденствие в Южном полушарии. Сравните равноденствие в марте .
Период вращения объекта (например, Земли) относительно удаленных неподвижных звезд его собственной небесной сферы (а не относительно его главной звезды, например, Солнца), измеряемый как время, которое требуется неподвижным звездам, если смотреть из определенной точки на поверхности объекта, чтобы вернуться в то же самое положение на небе в последовательные ночи. Звездные сутки Земли равны приблизительно 86 164,09 секунд (23 часа, 56 минут, 4,09 секунды), что примерно на четыре минуты короче солнечных суток, которые вместо этого отсчитывают время на основе положения Солнца на небе.
Орбитальный период объекта в Солнечной системе, например, орбитальный период Земли вокруг Солнца. Название «сидерический» подразумевает, что объект возвращается в то же самое положение относительно неподвижных звезд небесной сферы, как это наблюдается с Земли.
Расчет хода времени, основанный на суточном движении неподвижных звезд на земном небе. [14] Основной единицей звездного времени являются звездные сутки, т. е. интервал времени между двумя последовательными возвращениями неподвижных звезд на местный меридиан, если смотреть из заданного места на поверхности Земли.
Все, что находится над поверхностью Земли , включая атмосферу и космическое пространство. В контексте астрономии термин «небо» также используется как другое название небесной сферы. См. также ночное небо .
Синодические сутки на Земле, т. е. период вращения Земли относительно Солнца, измеряемый как время, которое требуется Солнцу, если смотреть с определенной точки на поверхности Земли, чтобы вернуться в то же самое положение на небе (например, пересечь тот же меридиан) в последовательные дни. Поскольку орбита Земли вокруг Солнца влияет на угол, под которым Солнце видно с Земли, Солнцу, по-видимому, требуется немного больше времени, чтобы вернуться в то же самое положение, чем неподвижным звездам, в результате чего солнечные сутки в среднем примерно на четыре минуты длиннее сидерических суток. Продолжительность солнечных суток также не является постоянной, а скорее изменяется в течение года, поскольку орбита Земли не идеально круглая и поскольку ее ось вращения не перпендикулярна ее орбитальной плоскости. Одни средние солнечные сутки (усредненные за орбитальный период Земли) в настоящее время равны 86 400 секундам, или ровно 24 часам.
Покрытие Солнца Луной Земли, при котором часть Земли проходит через тень, отбрасываемую Луной, временно блокируя солнечный свет, полностью или частично, от достижения этой части поверхности Земли. Солнечное затмение происходит, когда Луна точно выровнена между Солнцем и Землей. Поскольку все три тела непрерывно движутся, тень Луны прочерчивает узкую дорожку по поверхности Земли, и из любого заданного места в пределах или очень близко к этой дорожке затмение видно только в течение короткого периода времени. В зависимости от местоположения наблюдателя и видимых размеров солнечного и лунного дисков на небе затмение может казаться полным, частичным или кольцевым. [14]
Солнечные факелы — это яркие пятна в фотосфере Солнца, которые образуются в каньонах между солнечными гранулами . Они создаются концентрацией линий магнитного поля . Факелы Солнца легче всего наблюдать вблизи солнечного лимба. Факелы встречаются и на других звездах (см. факел).
Стандартная единица массы, равная массе Солнца Земли, или приблизительно1,988 47 × 10 30 кг . Обычно используется для выражения масс других звезд и астрономических объектов относительно Солнца.
Крупная, яркая, кратковременная особенность, часто в форме петли, состоящая из плазмы, простирающейся наружу от фотосферы Солнца в корону. Протуберанцы могут быть длиной в сотни тысяч километров.
Стандартная единица измерения расстояния, равная радиусу Солнца Земли (обычно измеряется от центра Солнца до слоя в фотосфере, в котором оптическая глубина равна 2/3), или приблизительно 695 700 километров (432 300 миль). Обычно используется для выражения радиусов других звезд и астрономических объектов относительно Солнца.
Гравитационно связанная планетная система Земли, состоящая из Солнца и всех объектов, которые вращаются вокруг него напрямую или косвенно, включая восемь настоящих планет, пять карликовых планет и многочисленные малые тела Солнечной системы, такие как астероиды, кометы и естественные спутники.
Расчет хода времени на основе суточного движения Солнца по небу Земли. [14] Основной единицей солнечного времени являются солнечные сутки, т. е. интервал времени между двумя последовательными возвращениями Солнца на местный меридиан, если смотреть с заданного места на поверхности Земли. Поскольку продолжительность этого интервала изменяется в течение орбиты Земли вокруг Солнца, кажущееся солнечное время отличается от среднего солнечного времени. Солнечное время и звездное время использовались астрономами в качестве систем исчисления времени до введения эфемеридного времени.
Поток заряженных частиц, в основном протонов , электронов и альфа-частиц , высвобождаемый из солнечной короны и текущий наружу со скоростью до 900 километров в секунду (2 000 000 миль в час) в межпланетное пространство. [1] К явлениям, на которые влияет солнечный ветер, относятся полярные сияния, геомагнитные бури и плазменные хвосты комет.
Одно из двух точных времен года, когда Солнце достигает своей самой северной или самой южной точки на небе, если смотреть с Земли; или, что эквивалентно, когда видимая геоцентрическая долгота Солнца составляет либо 90 градусов, либо 270 градусов. Солнцестояния происходят 20 июня и 21 декабря или около этих дат каждый год. Июньское солнцестояние, называемое летним солнцестоянием в Северном полушарии, является ежегодной датой, характеризующейся самой длинной продолжительностью дня и самой короткой продолжительностью ночи для любой заданной точки в Северном полушарии; обратное верно в Южном полушарии, где июньская дата является зимним солнцестоянием.
Тип двойной звездной системы, в которой отдельные компоненты не были разрешены с помощью телескопа. Вместо этого доказательство двойственности исходит из сдвигов, наблюдаемых в спектре . Это вызвано эффектом Доплера , поскольку радиальная скорость компонентов изменяется в ходе каждой орбиты.
Атмосфера Земли пропускает определенные длины волн электромагнитной энергии, но отражает или поглощает другие, что затрудняет или делает невозможным их обнаружение с поверхности. В результате спектроскопические приборы часто размещаются на орбите, над атмосферой, где обнаружение всех частей спектра не затруднено.
Раздел наблюдательной астрономии, который используется для определения положения астрономических объектов на небесной сфере, как они выглядят с определенной даты, времени и местоположения на Земле. Он опирается на математические методы сферической геометрии и измерения астрометрии.
Номинальное гравитационное ускорение объекта в вакууме вблизи поверхности Земли, возникающее под действием земного тяготения и, что менее важно, центробежной силы , создаваемой его вращением. По определению равно9,806 65 м/с 2 (приблизительно32,174 05 фут/с 2 ).
Массивный, светящийся сфероид плазмы , удерживаемый вместе собственной гравитацией , который, по крайней мере, часть своей жизни излучает энергию в космическое пространство из-за термоядерного синтеза водорода в гелий внутри своего ядра . Астрономы могут определить массу, возраст, температуру пла, химический состав и многие другие свойства звезды, наблюдая за ее движением в пространстве, ее светимостью и ее спектром излучения.
Любое небольшое количество звезд, которые вращаются вокруг друг друга, связанные гравитационным притяжением, например, двойная звездная система. В самом широком смысле, очень большие группы звезд, связанных гравитацией, такие как звездные скопления и галактики, также являются звездными системами. Звездные системы отличаются от планетарных систем, которые включают планеты и другие тела, такие как кометы.
Любая галактика, которая имеет аномально высокую скорость звездообразования. Критерием для вспышки звездообразования является скорость звездообразования, которая обычно потребляет доступный запас несвязанного газа галактики в течение периода времени, который короче возраста галактики. Большинство вспышек звездообразования происходит в результате галактических взаимодействий, таких как слияние .
звездное поле
Любой набор звезд, видимый в поле зрения телескопа произвольного размера, обычно в контексте некоторой интересующей области небесной сферы. [35] [36] Например, звездное поле, окружающее звезды Бетельгейзе и Ригель, можно определить как охватывающее часть или все созвездие Ориона .
Самая внешняя область звезды, расположенная над ядром звезды, зоной радиации и зоной конвекции. Хотя она составляет лишь малую часть массы звезды, для некоторых эволюционировавших звезд звездная оболочка может охватывать значительную часть радиуса.
Категоризация звезд на основе их спектров. Современная схема спектральной классификации Моргана–Кинана представляет собой двумерную классификацию, основанную на температуре и светимости.
Астрономический объект, масса которого меньше наименьшей массы, при которой может поддерживаться реакция синтеза ядер водорода (эквивалентной примерно 0,08 массы Солнца), включая коричневые карлики и некоторые остатки звезд, а также некоторые объекты планетарной массы.
Архаичный термин, который иногда используется для обозначения планет, которые вращаются дальше от Солнца, чем Земля, например, Сатурн . Название произошло от геоцентрической космологии Птолемея . Противопоставьте низшую планету .
Один из класса очень больших черных дыр, обладающих массами от сотен тысяч до многих миллиардов масс Солнца. Они обычно находятся в галактическом ядре, где они могут оказывать глубокое влияние на эволюцию окружающей галактики.
Чрезвычайно яркий, кратковременный звездный взрыв, происходящий на последних стадиях эволюции массивной звезды или когда белый карлик погружается в неконтролируемый ядерный синтез.
Гравитационное ускорение, испытываемое на экваториальной поверхности астрономического тела или другого объекта, включая ускорение, создаваемое эффектами вращения. Обычно выражается в единицах ускорения, таких как метры на секунду в квадрате (м/с 2 ) или как кратное стандартной гравитации Земли, которая равна9,806 65 м/с 2 .
Любая орбита, по которой объект обращается вокруг своей основной звезды с орбитальным периодом, равным среднему периоду вращения основной звезды, и в том же направлении, что и вращение основной звезды.
Время, необходимое объекту для одного оборота вокруг своей оси (т. е. период вращения) относительно основной звезды, вокруг которой он вращается (а не относительно гораздо более удаленных неподвижных звезд). Синодические сутки можно описать как время между двумя последовательными восходами Солнца (в случае, когда основная звезда — звезда), что не обязательно совпадает с сидерическими сутками. Как и на Земле, синодические сутки объекта могут немного меняться по продолжительности в течение орбитального периода из-за эксцентриситета и наклона оси; синодические сутки Земли часто называют солнечными сутками.
Время, необходимое для того, чтобы тело, видимое с другого тела (часто с Земли), завершило цикл относительно фоновых звезд, видимых в небесной сфере второго тела. Синодический период чаще всего используется для указания прошедшего времени между последовательными появлениями данного тела в одном и том же месте ночного неба, наблюдаемого с Земли, но в принципе может быть рассчитан относительно неба, наблюдаемого с любого тела. Он связан с орбитальным периодом, но отличается от него, в результате того, что как изучаемое тело (например, Юпитер ), так и тело, с которого оно наблюдается (например, Земля), независимо вращаются вокруг третьего тела (Солнца).
Расчет течения времени, основанный на последовательных соединениях астрономического объекта, например планеты (т. е. последовательных возвращениях объекта в один и тот же аспект на земном небе). [14]
Прямолинейная конфигурация трех небесных тел в гравитационной системе.
Т
тангенциальная скорость
Компонент скорости звезды или другого астрономического тела, перпендикулярный лучу зрения наблюдателя (т.е. в касательной плоскости). Этот компонент может быть вычислен из наблюдаемого собственного движения тела и его измеренного расстояния от наблюдателя. [19]
Звезда с почти безликими спектрами континуума, которые можно использовать для коррекции влияния теллурического загрязнения атмосферы Земли на спектры других звезд. Например, водяной пар в атмосфере создает значительные полосы теллурического поглощения на длинах волн выше 6800 Å . Эти особенности необходимо скорректировать для более точного измерения спектра. [38]
Граница внутри гелиосферы, примерно в 75–90 а. е. от Солнца, за которой солнечный ветер замедляется до дозвуковых скоростей (относительно Солнца) в результате взаимодействия с местной межзвездной средой.
Линия, разделяющая освещенную сторону луны или планеты от ее темной стороны. Линия перемещается по мере вращения объекта относительно его родительской звезды.
Раздел астрономии, который использует аналитические и вычислительные модели, основанные на принципах физики и химии, для описания, объяснения и моделирования свойств астрономических объектов и явлений с конечной целью — точно предсказать наблюдаемые или проверяемые последствия этих моделей.
Слой галактики Млечный Путь, где находятся спиральные рукава и где происходит большая часть звездообразования. Он имеет глубину около 300–400 парсеков (980–1300 световых лет) и центрирован на галактической плоскости. Звезды, принадлежащие к этой популяции, обычно следуют орбитам, которые лежат близко к этой плоскости. [39] Это контрастирует с членами популяции толстого диска и звездами гало.
Передача импульса между астрономическим телом и орбитальным спутником в результате приливных сил. Это может вызвать изменения в периодах вращения обоих тел, а также изменение их взаимной орбиты. Спутник на прямой орбите будет постепенно удаляться от своей основной звезды, замедляя скорость вращения обоих тел.
Чистый результат непрерывного приливного торможения, при котором в течение орбиты нет чистого переноса углового момента между астрономическим телом и его гравитационным партнером. Когда эксцентриситет орбиты низок, результатом является то, что спутник вращается с одной и той же стороной, всегда направленной к своему основному объекту. [40] Примером является Луна, которая приливно заперта с Землей.
приливное течение
Поток звезд и газов, которые вырываются из газовых облаков и звездных скоплений из-за взаимодействия с гравитационным полем галактики, такой как Млечный Путь. [41]
эрозия наклона
Постепенное уменьшение наклона орбитального спутника из-за приливных взаимодействий. [42]
Мера орбитального движения относительно небольшого тела (например, астероида или кометы) относительно более крупного возмущающего тела (например, планеты), используемая для ограниченных задач трех тел, в которых все три тела сильно различаются по массе. Параметр вычисляется из орбитальных элементов каждого тела, включая большую полуось, эксцентриситет и наклон малого тела, и полезен для специфической идентификации малых тел, наблюдаемых до и после планетарных столкновений, поскольку его численное значение остается в значительной степени постоянным на протяжении всей жизни тела. Он также используется для различения различных видов орбит, которые характерны для различных классов тел. [19]
топоцентрический
Относящийся к точке на поверхности Земли или относящийся к ней. [14]
1. Прохождение определенного небесного объекта через определенный меридиан.
2. Астрономическое событие, во время которого небесное тело или объект проходит видимым образом по поверхности гораздо большего тела. Примером является прохождение Венеры по поверхности Солнца, которое было видно с Земли в 2004 и 2012 годах. Поскольку прохождение приводит к уменьшению чистой светимости двух объектов, метод прохождений может использоваться для обнаружения экзопланет, когда они проходят перед своими звездами-хозяевами. Прохождение объекта, который кажется примерно такого же размера или больше, чем тело, через которое он проходит, называется затмением или покрытием.
Угол между направлением перицентра и текущим положением тела, движущегося по эллиптической орбите, измеренный от ближайшего фокуса эллипса. Истинная аномалия — один из трех угловых параметров, определяющих положение вдоль орбитальной траектории, два других — эксцентрическая аномалия и средняя аномалия, а также один из шести канонических орбитальных элементов, используемых для характеристики орбиты.
Эмпирическое соотношение между массой или собственной светимостью спиральной галактики и ее угловой скоростью или шириной линии излучения . Может использоваться для оценки расстояния до галактики и, следовательно, образует ступеньку на космической лестнице расстояний.
Период времени непосредственно перед восходом и после заката, в течение которого, несмотря на то, что Солнце полностью находится за горизонтом, рассеяние солнечного света атмосферой Земли обеспечивает значительное освещение окружающей среды. Обычно различают несколько определений сумерек, включая астрономические, гражданские и навигационные сумерки. [14]
1. Совокупность пространства и времени и их содержимого, включая галактики, звезды, планеты, все другие формы материи и энергии , а также физические законы и константы , которые их описывают. Если не указано иное, «Вселенная» обычно относится ко всей Вселенной, чья пространственная протяженность неизвестна, поскольку она не поддается непосредственному измерению; это отличается от наблюдаемой Вселенной, размер которой можно измерить.
2. Одна из многих гипотетических параллельных вселенных, которые существуют как причинно- следственные составные части более крупной мультивселенной, которая сама включает в себя все пространство и время, а также их содержимое.
Любая звезда, которая, как наблюдают, меняет яркость. Это изменение может быть периодическим, с одним или несколькими циклами, которые длятся часы, дни, месяцы или даже годы. Некоторые звезды меняются нерегулярно, в то время как другие претерпевают катастрофические изменения яркости. Другие формы изменчивости — это внутренние изменения лучевой скорости звезды или ее профиля спектральных линий .
Статистическая дисперсия скоростей вокруг средней скорости для группы объектов, таких как звезды в шаровом скоплении или галактики в галактическом скоплении. Это значение может быть использовано для вывода объединенной массы группы с помощью теоремы вириала .
Ссылка на тусклость спектральных линий звезды по сравнению со стандартными звездами с той же звездной классификацией. Поскольку большинство линий поглощения вызвано элементами, отличными от водорода и гелия — которые астрономы называют «металлами», — их иногда называют звездами со слабым металлом. [43]
Тип звездного остатка, состоящий в основном из электронно-вырожденной материи . Белому карлику не хватает массы, необходимой для продолжения процесса ядерного синтеза с составляющими его атомами, поэтому выход энергии объекта обычно происходит за счет радиационного охлаждения. См. новые и сверхновые типа Ia .
Корреляция между шириной однократно ионизированной линии кальция K (Ca II K) на 3933 Å и абсолютной визуальной величиной излучающих звезд позднего типа. Это линейное соотношение делает его полезным для определения расстояний до звезд G, K и M-типов. [44]
Х
КСБОНГ
Аббревиатура от X-ray bright optically normal galaxy (яркая оптически нормальная галактика) .
На первый взгляд, нормальная галактика, которая, по-видимому, не имеет активного галактического ядра, но демонстрирует аномальный уровень избыточного рентгеновского излучения . [45]
Последовательность положений на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, достигаемая новообразованными, химически однородными звездами, которые завершили сжатие и достигли гидростатического равновесия , при этом энергия извлекается исключительно из ядерного синтеза . [46]
Область неба, которая простирается приблизительно на 8 градусов к северу или югу (по небесной широте) от эклиптики, видимого пути Солнца по небесной сфере в течение года, наблюдаемого с Земли. Солнце, Луна и видимые планеты кажутся движущимися по полосе из двенадцати зодиакальных созвездий внутри этого пояса, когда Земля вращается вокруг Солнца.
Полоса света в ночном небе, предположительно представляющая собой солнечный свет, отраженный от кометной пыли, сконцентрированной в плоскости зодиака, или эклиптики.
Смотрите также
Список слов, относящихся к астрономии, см. в категории слов en:Astronomy в Викисловаре , бесплатном словаре.
^ Нойес, РВ и др. (15 апреля 1984 г.), «Вращение, конвекция и магнитная активность в нижних звездах главной последовательности», Astrophysical Journal, часть 1 , 279 : 763–777, Bibcode : 1984ApJ...279..763N, doi : 10.1086/161945.
^ Шредер, К.; Райнерс, Ансгар; Шмитт, Юрген HMM (январь 2009 г.), «Эмиссия Ca II HK в быстро вращающихся звездах. Доказательства начала динамо солнечного типа» (PDF) , Астрономия и астрофизика , 493 (3): 1099–1107, Bibcode : 2009A&A...493.1099S, doi : 10.1051/0004-6361:200810377 .[ постоянная мертвая ссылка ]
^ Перриман, Майкл (2009), Астрономические приложения астрометрии: десять лет эксплуатации спутниковых данных Hipparcos, Cambridge University Press, стр. 80, ISBN978-0521514897.
^ Таунсенд, Р. Х. Д. и др. (май 2004 г.), «Вращение звезды Be: насколько близко к критическому?», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 350 (1): 189–195, arXiv : astro-ph/0312113 , Bibcode : 2004MNRAS.350..189T, doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07627.x , S2CID 14732824.
^ Дейнтит, Джон; Гулд, Уильям (2009), Факты о словаре файлов по астрономии , Infobase Publishing, ISBN978-1438109329
^ Силадж, Дж.; Джонс, CE; Тайкнер, К.; Сигут, ТАА; Смит, А.Д. (март 2010 г.), «Систематическое исследование профилей Hα звезд Be», Приложение к Astrophysical Journal , 187 (1): 228–250, Bibcode : 2010ApJS..187..228S, doi : 10.1088/0067-0049/187/1/228 , S2CID 122679154.
^ «Измерено расстояние и скорость орбиты Солнца вокруг центра Галактики», Universe Today , 2017-02-14 , получено 2019-03-09
^ abcdefghijklmno "Раздел M: Глоссарий", The Astronomical Almanac Online , US Naval Observatory и HM Nautical Almanac Office, архивировано из оригинала 2022-02-23 , извлечено 2021-11-22
↑ Чеботарев, Г.А. (апрель 1964 г.), «Гравитационные сферы больших планет, Луны и Солнца», Советская астрономия , 7 : 618, Bibcode : 1964SvA.....7..618C.
^ Санчес Ариас, JP; и др. (январь 2017 г.), «Астеросейсмология гибридных пульсирующих звезд δ Scuti-γ Doradus», Astronomy & Astrophysicals , 597 , ID. A29, arXiv : 1609.02864 , Bibcode : 2017A&A...597A..29S, doi : 10.1051/0004-6361/201629126.
^ Форбс, Джон К.; Лёб, Абрахам (февраль 2019 г.), «О существовании коричневых карликов, более массивных, чем предел горения водорода», The Astrophysical Journal , 871 (2): 11, arXiv : 1805.12143 , Bibcode : 2019ApJ...871..227F, doi : 10.3847/1538-4357/aafac8 , S2CID 119059288, 227
^ Эйнасто, Й. (1978), «Гипергалактики», Крупномасштабная структура Вселенной; Труды симпозиума, Таллин, Эстонская ССР, 12–16 сентября 1977 г. (A79-13511 03-90) , т. 79, Дордрехт, D. Reidel Publishing Co., стр. 51–60, Bibcode : 1978IAUS...79...51E.
^ abc Ридпат, Ян (2007), Оксфордский словарь астрономии (2-е изд.), Нью-Йорк: Oxford University Press, ISBN9780199214938, ОЛ 18293428М
↑ Руфенер, Ф.; Бартольди, П. (июнь 1982 г.), «Список 333 переменных, микропеременных или предполагаемых переменных звезд, обнаруженных в ходе Женевской фотометрии», Серия приложений к астрономии и астрофизике , 48 : 503–511, Bibcode : 1982A&AS...48..503R.
^ Уэстлейк, Ханна (2015), Астрономия для начинающих: все, что вам нужно знать, чтобы начать заниматься астрономией (третье изд.), Imagine Publishing Limited, стр. 151, ISBN978-1785461477
^ Эскен, Томас, «Gcal 4.1: Приложение N Глоссарий», www.gnu.org , GNU , получено 19 января 2020 г.
↑ Умар, Халид Бин (18 августа 2019 г.), «Аль Хорезми: средневековый эрудит», TAWARIKHKHWANI , www.tawarikhkhwani.com , получено 19 января 2020 г.
^ Миллер, Дж. С. (декабрь 1981 г.), «Галактические компоненты объектов BL Lacertae, систем N и квазизвездных объектов», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 93 : 681–694, Bibcode : 1981PASP...93..681M, doi : 10.1086/130908, S2CID 119578058.
^ Sterken, C. (июль 2005 г.), Sterken, C. (ред.), «Диаграмма OC: основные процедуры», Эффект света и времени в астрофизике, Труды серии конференций ASP, состоявшихся в Брюсселе 19–22 июля 2004 г. , т. 335, Сан-Франциско: Астрономическое общество Тихого океана, стр. 3, Bibcode : 2005ASPC..335....3S.
↑ Эйткен, Роберт Г. (1935), Двойные звезды , Нью-Йорк: McGraw-Hill Book Company, стр. 70–124.
^ Moulton, Forest R. (1970) [1902], Введение в небесную механику (2-е пересмотренное издание), Mineola, New York : Dover, стр. 322–23, ISBN0486646874
^ Катнер, Марк Лесли (2003), Астрономия: Физическая перспектива, Cambridge University Press, стр. 87, ISBN9780521529273.
↑ Хат, П. (июнь 1981 г.), «Приливная эволюция в тесных двойных системах», Астрономия и астрофизика , 99 : 126–140, Bibcode : 1981A&A....99..126H.
^ Бычков, В. Д. и др. (апрель 2009 г.), «Каталог усредненных эффективных магнитных полей звезд — II. Повторное обсуждение химически пекулярных звезд A и B», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 394 (3): 1338–1350, Bibcode : 2009MNRAS.394.1338B, doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x , S2CID 120268049.
^ Schrijver, CJ; Zwaan, C. (2008), Solar and Stellar Magnetic Activity, Cambridge Astrophysics, т. 34, Cambridge University Press, стр. 25, ISBN978-1139425421.
^ Родоно, М. и др. (сентябрь 1986 г.), «Вращательная модуляция и вспышки на звездах типа RS CVn и BY Dra. I — Фотометрия и модели SPOT для BY Dra, AU Mic, AR Lac, II Peg и V 711 Tau (= HR 1099)», Астрономия и астрофизика , 165 (1–2): 135–156, Bibcode : 1986A&A...165..135R.
^ HubbleИСТОЧНИК: Constellation Mythological Forms, NASA , получено 20 октября 2011 г.
↑ Kepler Mission Star Field, NASA , получено 20 октября 2011 г.
^ Андерсен, Дж. (2000), Ливио, Марио (ред.), Нерешенные проблемы звездной эволюции, Симпозиум Института космических телескопов, т. 12, Cambridge University Press, стр. 97, ISBN0521780918.
^ Пейс, Г. и др. (апрель 2003 г.), «Эффект Вильсона-Баппу: инструмент для определения расстояний между звездами», Астрономия и астрофизика , 401 (3): 997–1007, arXiv : astro-ph/0301637 , Bibcode : 2003A&A...401..997P, doi : 10.1051/0004-6361:20030163, S2CID 17029463.
^ Юань, Фэн; Нараян, Рамеш (сентябрь 2004 г.), «О природе рентгеновских ярких оптически нормальных галактик», The Astrophysical Journal , 612 (2): 724–728, arXiv : astro-ph/0401117 , Bibcode : 2004ApJ...612..724Y, doi : 10.1086/422802, S2CID 15648424.
^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д. (1999), Звездные интерьеры: Физические принципы, структура и эволюция, Библиотека астрономии и астрофизики, Springer Science & Business Media, стр. 39, ISBN038794138X.
Внешние ссылки
Посмотрите Приложение:Список астрономических терминов в Викисловаре, бесплатном словаре.
"Astronomical Glossary", База знаний по внегалактической астрономии и космологии , NASA/IPAC, 10 января 2006 г. , получено 19 февраля 2012 г.
Термины астрономии, Sky & Telescope Media , получено 09.03.2018
"ESO Astronomical Glossary", Public Outreach , Европейская южная обсерватория , получено 2018-03-09
"Glossary", HubbleSite – Reference Desk , Space Telescope Science Institute (STScI) , получено 2018-03-09
«Глоссарий (кометных и) астрономических терминов», International Comet Quarterly , Гарвардский университет , дата обращения 20.02.2012
.svg/1280px-Quadrature_(astronomy).svg.png)
