Краткий астрономический словарь

Аберрация (звездная) - наблюдаемое смещение положения звезды относительно истинного (появляется в результате конечности скорости света, идущего от звезды, движения наблюдателя на Земле относительно звезд и т.д.).

Абсолютный нуль - температура, при которой молекулярное движение прекращается; теоретически это самая низкая возможная температура (нулевая температура по шкале Кельвина, используемой в научных исследованиях). По шкале Цельсия эквивалентна -273,16°.

Азимут - угловое расстояние по математическому горизонту от точки юга (астрономический) или севера (геодезический) до вертикала светила.

Аккреция - процесс, при которым маленькие частицы вещества присоединяются к большим массам (или поглощаются ими) под действием взаимной гравитации или при случайных столкновениях, в результате чего постепенно образуются большие небесные тела.

Аккреционный диск - структура в форме диска, которая формируется вокруг вращающегося объекта, например звезды или черной дыры, когда вещество выпадает на этот объект c объекта-компаньона, например, в тесных двойных звездах.

Активное Солнце - Солнце в периоды солнечной активности. Различные явления на Солнце, связанные с выделением большого количества энергии, частота и интенсивность которых циклически изменяются. Наиболее заметный цикл занимает около 11 лет, хотя имеются свидетельства существования и более длинных циклов. К проявлениям солнечной активности относятся выбросы корональной массы, вспышки, солнечные пятна, протуберанцы и факелы.

Актинометр (пиргелиометр) - прибор для измерения интенсивности солнечного излучения.

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

Альфа-частица - ядро атома гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов. Альфа-частицы испускаются многими радиоактивными изотопами. Играют важную роль в происходящих в звездах процессах ядерного синтеза.

Альтазимутальная установка - установка телескопа, при которой две независимых оси вращения позволяют прибору двигаться по углу возвышения и по азимуту. Самый простой, но не самый удобный тип установки телескопа, т.к. для отслеживания движения небесных объектов необходимо поворачивать телескоп одновременно вокруг обеих осей. По этой причине такая установка не подходит для маленьких телескопов с приводом, однако компьютеризация управления большими телескопами привела к возврату к такому виду установки.

Аналемма - фигура в форме восьмерки, которая получится, если регистрировать положение Солнца на небе в течение года в одно и то же время дня. Положение Солнца изменяется из-за того, что ось вращения Земли не перпендикулярна к ее орбите вокруг Солнца, а орбита Земли не круговая, а эллиптическая.

Анихито - самый большой метеорит из находящихся в музеях мира. Этот железный метеорит был найден Робертом Пири в Гренландии в 1897 г. Вес - 31 тонна. Экспонируется в Хейденском планетарии в Нью-Йорке.

Аномалистический год - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Земли через перигелий - 365,25964 суток, что больше продолжительности тропического года примерно на 27 минут из-за постепенного изменения положения перигелия. Аномалистический месяц - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через перигей при ее движении вокруг Земли равен 27,554550 суток.

Антивещество - вещество, состоящее из элементарных частиц, у которых масса и спин такие же, что и у частиц обычного вещества, но многие другие свойства, например, электрический заряд, противоположны. Хотя некоторые античастицы наблюдаются в природе, а другие получены в лабораторных экспериментах, никаких доказательств существования больших количеств антивещества в природных условиях, например, в форме "антиводорода" не имеется.

Апекс (Солнечной системы) - точка небесной сферы в созвездии Геркулеса (с координатами примерно RA 18h, Dec. +30°), к которой направлено видимое движение Солнечной системы в целом относительно других близких к Солнцу звезд. Апекс Земли - в любой данный момент времени - точка на небесной сфере, к которой направлено видимое движение Земли при ее перемещении по орбите вокруг Солнца.

Апогей - наиболее удаленная от Земли точка орбиты обращающегося вокруг нее тела.

Аргумент перигелия - угол в плоскости орбиты небесного тела, образованный направлениями на восходящий узел и точку перигелия орбиты. Отсчитывается против часовой стрелки.

Армиллярная сфера - тип небесного глобуса, в котором небо представлено конструкцией из пересекающихся колец, в центре которых находится Земля. Каждое из колец соответствует одной из основных плоскостей небесной сферы, таких как небесный экватор и эклиптика. Некоторые из колец могут перемещаться, воспроизводя вид неба в разное время и в различных широтах. Применение армиллярных сфер для наблюдений и демонстраций известно с III в. до н.э.

Астероид (малая планета) -небольшое планетоподобное тело неправильной формы с орбитой, расположенной, как правило, между орбитами Марса и Юпитера.

Астроблема - древний и сильно разрушенный ударный кратер.

Астрограф - астрономический телескоп, разработанный специально для получения широкоугольных фотографий неба, которые используются при определении положения небесных объектов. Обычно термин применяется к рефракторам, разработанным для проекта "Карта Неба". При постройке таких телескопов в значительной степени ориентировались на 330-миллиметровый телескоп Парижской обсерватории, пущенный в 1886г. Астрографические телескопы теперь заменены другим типом телескопа - камерой Шмидта.

Астролябия - старинный прибор для определения положения Солнца и ярких звезд в разное время суток в течение всего года. Она состоит из круглой звездной карты ("планшета” или “тимпана” ), над которой находится циркуль ("рэт”). Они соединены так, что рэт может вращаться над планшетом. Обычно астролябии изготовлялись из меди. Различные гравировки шкал давали возможность определять положение звезд и Солнца в разное время суток на протяжении всего года. Астролябии годится только для тех широт, для которых она изготовлялась.

Астрология - традиционное учение и род деятельности, в которых предполагается связь черт характера и судьбы человека с положением Солнца, Луны и планет относительно звезд. Никакой общепринятой теории, которая подводила бы научную основу под астрологические построения, никогда не было и быть не может.

Астрометрия - раздел астрономии, посвященный измерениям положений и видимых движений небесных тел и выяснению факторов, которые могут на них воздействовать.

Астронавтика - наука, рассматривающая все аспекты путешествий в космическом пространстве.

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

Астрономия - наука о Вселенной и ее объектах, находящихся вне пределов атмосферы Земли. Состоит из двух греческих слов: астрон - звезда, номос - закон. Астрономия изучает движение небесных тел, их природу, происхождение и развитие.

Астрофотография - область деятельности, связанная с фотографической фиксацией небесных объектов.

Астрофизика - физическая теория астрономических объектов и явлений (раздел астрономии). Астрофизика охватывает такие области, как строение и устойчивость звезд, распространение электромагнитного излучения в пространстве и образование спектров, ядерные процессы в звездах и применение теории гравитации.

Атмосфера - самые внешние газообразные слои планеты, естественного спутника или звезды. Так как газ имеет естественную тенденцию расширяться в пространство, сохранять атмосферу могут только тела, которые имеют достаточно сильную гравитацию. Внешние слои звезд, где протекают процессы, определяющие их спектр, называются звездной атмосферой.

Атмосферная рефракция - незначительное искривление светового луча, идущего от звезды. В результате угол возвышения звезды над горизонтом кажется больше реального. Влияние атмосферной рефракции увеличивается при приближении к горизонту.

Атомные часы - высокоточные часы, в которых используется регулярная частота какого-либо атомного или молекулярного процесса. Работа аммиачных часов основана на процессе инверсии молекул аммиака, которые происходят с частотой 23,870 гц. Цезиевые часы используют частоту, соответствующую разнице двух энергетических состояний атома цезия. Точность таких часов составляет менее 10^-13. Цезиевый стандарт используется для определения величины секунды в системе СИ. Эта величина является основой международного атомного времени.

Ахондриты - тип каменных метеоритов, которые образовались путем кристаллизации расплавленных каменных масс. Название указывает на отсутствие хондр у этого типа метеоритов, в отличие от хондритов.

Афелий - наиболее удаленная от Солнца точка орбиты обращающегося вокруг него тела.

Бабочки Маундера - диаграмма, представляющая изменения гелиографической широты, на которой появляются солнечные пятна в течении солнечного цикла. Впервые диаграмма была построена в 1922 г. Э. В. Маундером. На графике в качестве вертикальной оси взята гелиографическая широта, а в качестве горизонтальной оси - время (в годах). Далее для каждой группы солнечных пятен, относящихся к некоторой широте, и каррингтоновского номера строятся вертикальные линии, покрывающие один градус широты. Получаемая картина напоминает крылья бабочки, что и дало диаграмме это популярное название.

Бариевая звезда - гигант спектральных классов от G2 до K4, который имеет в спектре необычно сильные линии поглощения химического элемента бария.

Белый карлик - звезда на поздней стадии эволюции звезд, состоящая из вырожденного вещества. Белый карлик возникает тогда, когда все возможные источники топлива для термоядерного синтеза исчерпаны. Тогда звезда коллапсирует под собственной тяжестью, сжимая вещество до вырожденного состояния, в котором плотно упакованы атомные ядра и полностью оторванные от атомов электроны. Процесс сжатия останавливается только тогда, когда возникает квантовый механический эффект. Электроны уже не могут уплотняться дальше, и появляется сопротивление сжатию, называемое давлением вырождения. С. Чандрасекхар теоретически доказал, что верхний предел массы белых карликов в 1,4 раза превышает массу Солнца. Первым обнаруженным белым карликом стала звезда 40 Эридана B, наблюдавшаяся в 1910 г. Небольшая светимость сильно затрудняет их обнаружение. Хотя название таких звезд и включает слово "белый", поверхностная температура карликовых вырожденных звезд меняется от 100000 K у самых горячих (которые и на самом деле являются белыми) до 4000 K у наиболее холодных, которые фактически имеют красный цвет. В конце концов белый карлик становится черным карликом - мертвой несветящейся звездой.

Бета-частица - электрон или позитрон (то есть частица с той же массой, что у электрона, но с противоположным электрическим зарядом), испускаемый из атомного ядра в результате ядерной реакции или в ходе радиоактивного распада.

Блазар - термин, используемый для обозначения объектов типа BL Ящерицы и квазаров, для которых характерны сильные изменения видимой оптической яркости.

Блинк-компаратор - прибор для сравнения двух фотографий области неба, полученной в разное время. Цель сравнения состоит в том, чтобы на двух фотографиях обнаружить любые объекты, различающиеся по положению или яркости. Это достигается посредством оптической системы, которая приводит в точное соответствие изображения двух поочередно освещаемых фотографий. Объект, яркость которого на двух фотографиях различна, мигает, а объект, положение которого изменилось, переходит с одной позиции на другую.

Болид - метеор, превосходящий по яркости Венеру.

Болометр - прибор для измерения суммарной энергии, полученной от источника электромагнитного излучения во всем диапазоне длин волн.

Болометрическая звездная величина - звездная величина объекта, полученная в условиях, когда учитывается полная энергия излучения во всем диапазоне длин волн. Например, для объекта, который сильно излучает в ультрафиолетовом или инфракрасном диапазонах, болометрическая величина может значительно отличиться от визуальной величины.

Большая полуось (a) - половина максимального размера эллипса.

Большой Взрыв - модель эволюционной истории Вселенной, согласно которой она возникла в бесконечно плотном состоянии и с тех пор расширяется. Это событие произошло от 13 до 20 миллиардов лет назад и известно как "Большой Взрыв". Теория Большого Взрыва теперь общепринята, так как она объясняет оба наиболее значительных факта космологии: расширяющуюся Вселенную и существование космического фонового излучения. Можно воспользоваться известными законами физики и просчитать в обратном направлении все состояния, в которых находилась Вселенная, начиная с 10^-43 секунд после Большого Взрыва.

Вариация - нерегулярность в орбитальном движении. Так вариация Луны (составляющая, которая изменяется с периодом, равным половине синодического месяца, и имеет максимальную величину 40 дуговых минут) связана с изменением гравитационного притяжения Луны Солнцем в течение синодического месяца, наибольшее значение которого достигается в новолуние, а наименьшее - в полнолуние.

Вековое ускорение - систематическое увеличение скорости движения Луны по орбите вокруг Земли в результате приливного взаимодействия с Землей и гравитационного притяжения других планет.

Величина звездная - число, характеризующее блеск объекта. Чем меньше звездная величина - тем больше блеск.

Верхние планеты - большие планеты, орбиты которых лежат вне орбиты Земли - Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. Верхними также являются все карликовые планеты.

Вертикаль - большой полукруг небесной сферы, проходящий через зенит, светило надир.

Вечерняя звезда - название планеты Венера (а иногда и Меркурия), когда они видны в западной части неба в сумерки или ранним вечером.

Взаимодействующие галактики - галактики, которые достаточно близки для взаимного гравитационного притяжения, вызывающего искажение их формы и структуры. Большинство галактик входят в скопления, поэтому между парами галактик нередко происходят гравитационные или приливные взаимодействия. В результате появляются длинные пучки или волокна, образующие мосты между ними.

Видимая звездная величина (m) - мера относительной яркости звезды (или другого астрономического объекта) для наблюдателя на Земле. Видимая звездная величина зависит от абсолютного количества излучаемой (или отраженной) световой энергии и расстояния до объекта. Меньшие числа соответствуют большей яркости. Чтобы включить очень яркие объекты, шкала видимых звездных величин расширена на отрицательные числа. Например, видимая звездная величина полной Луны равна -12,6, а Венеры в самый яркий период -4,7.

Визуальная звездная величина - звездная величина небесного объекта, измеренная в полосе длин волн, соответствующей чувствительности человеческого глаза (V).

Визуально-двойная звезда - двойная звезда, в которой при использовании телескопа соответствующего размера компоненты могут быть разрешены (т.е. дать два отдельных изображения).

Високосный год - год, содержащий 366 дней вместо обычных 365. Високосные годы - элемент юлианского календаря и григорианского календаря. Они были введены для того, чтобы сохранить соответствие календарного года с сезонными изменениями.

Внесолнечная планета - планета, вращающаяся вокруг любой другой звезды, кроме Солнца. Применение методов, позволяющих обнаружить небольшие периодические изменения скоростей звезд на основе доплеровского эффекта, позволило получить в 1995 и 1996 гг. аргументы в пользу существования внесолнечных планет у нормальных звезд. Так, наличие планет было установлено у следующих звезд: 51 Пегаса, 47 Большой Медведицы, Rho1 Рака, Тау Волопаса, Ипсилон Андромеды, 70 Девы, HD 114762, 16 Лебедя B и т.д.

Внутренние планеты - планеты Меркурий, Венера, Земля и Марс. Их также называют планетами земной группы.

Возмущение - временное или локальное нарушение равномерного движения тела под действием устойчивой гравитационной силы. Например, движение кометы, которое в основном определяется гравитационной силой Солнца, претерпевает возмущения при приближении к планете, если сила притяжения этой планеты оказывается заметной по сравнению с силой притяжения Солнца.

Волокно - характерная деталь, наблюдаемая в изображениях активных областей Солнца, сделанных в линии альфа водорода. Волокна имеют вид темных полос шириной 725-2200 км и средней длиной 11000 км. Время жизни отдельного волокна составляет 10-20 мин., хотя общий рисунок области волокон мало меняется в течение нескольких часов. В центральных зонах активных областей Солнца волокна соединяют пятна и флоккулы противоположной полярности. Регулярные пятна окружены радиальным узором волокон, называемым сверхполутенью. Они представляют собой вещество, втекающее в пятно со скоростью около 20 км/сек.

Восход - момент пересечения светилом горизонта, когда оно переходит из невидимой части небесной сферы в видимую.

Восходящий узел - точка, где движущийся по орбите объект пересекает основную (для своей орбиты) плоскость в направлении с юга на север. Противоположная точка на орбите, где объект пересекает эту плоскость с севера на юг, называется нисходящим узлом. Для планет или комет Солнечной системы основная плоскость - плоскость эклиптики.

Восхождение прямое - угловое расстояние по небесному экватору от точки весеннего равноденствия до часового круга, проходящего через светило. Отсчитывается в сторону, противоположную суточному вращению небесной сферы.

Вселенная - все, что существует. Размер наблюдаемой Вселенной ограничен расстоянием, которое мог пройти свет с момента Большого Взрыва.

Всемирное время (UT) - местное среднее солнечное время гринвичского меридиана. Формально UT задается математическим соотношением, которое связывает его со звездным временем (таким образом всемирное время вычисляется на основании наблюдения звезд). Шкала времени, определяемая непосредственно по звездам, называется UT0 и немного зависит от места наблюдения. Если в UT0 внести соответствующие исправления с учетом изменения долготы станции наблюдения, вызванного движением полюсов, то получается шкала UT1. При использовании сокращения UT обычно подразумевается система времени UT1.

Всемирное координированное (UTC) - время, используемое для радиопередачи сигналов точного времени. Оно отличается от международного атомного времени (TAI) на целое число секунд и поддерживается равным UT1 с точностью ±0,90 сек. Коррекция производится по мере необходимости за счет добавления "високосной" секунды.

Вспыхивающая звезда - карликовая M-звезда с непредсказуемыми всплесками излучения, продолжающимися несколько минут, в течение которых ее яркость может увеличиться на несколько звездных величин. Все вспыхивающие звезды показывают в спектрах эмиссионные линии, а вспышки, как полагают, происходят в звездной хромосфере, подобно солнечным вспышкам, но с выделением гораздо большей энергии. К вспыхивающим звездам относится самая близкая к Солнцу звезда, Проксима Центавра. Вспыхивающие звезды известны также под названием звезд типа UV Кита.

Вспышка - явление в солнечной хромосфере и короне, вызванное внезапным высвобождением энергии, при котором вещество солнечной атмосферы нагревается и ускоряется. Вспышки связаны с активными областями Солнца и представляют собой взрывы, продолжающиеся обычно несколько минут, в течение которых вещество разогревается до температур в сотни миллионов градусов. Большую часть излучения составляют рентгеновские лучи, но вспышки легко наблюдаются в видимом свете и в радиодиапазоне. Заряженные частицы, выброшенные из Солнца, через несколько дней достигают Земли и вызывают полярные сияния.

Вторая космическая скорость - минимальная скорость, которая дает возможность небольшому телу выйти из области гравитационного притяжения более массивного объекта. На расстоянии r от центра тела массы m вторая космическая скорость равна , где G - гравитационная константа. Вторая космическая скорость на поверхности Земли составляет около 11,2 км/сек.

Выброс корональной массы (ВКМ) - эрупция вещества из солнечной короны в межпланетное пространство. ВКМ связан с особенностями магнитного поля Солнца. В периоды высокой солнечной активности каждый день происходит один или два выброса, возникающих в самых разных солнечных широтах. В периоды спокойного Солнца они происходят существенно реже (примерно один раз каждые 3 -10 дней) и ограничиваются более низкими широтами. Средняя скорость выброса изменяется от 200 км/сек при минимальной активности до величин примерно вдвое больших в максимуме активности. Большинство выбросов не сопровождается вспышками, а в тех случаях, когда вспышки происходят, они обычно начинаются после начала ВКМ. ВКМ представляют собой наиболее мощные из всех нестационарных солнечных процессов и оказывают заметное влияние на солнечный ветер. Большие ВКМ, ориентированные в плоскости земной орбиты, ответственны за геомагнитные бури.

Вырожденная звезда - термин, охватывающий белых карликов и нейтронные звезды, которые состоят из вырожденного вещества. Эти звезды находятся на последних стадиях эволюции и испытывают крайний гравитационный коллапс. В условиях очень высокого давления нормальные атомы существовать не могут. В белых карликах исчезает нормальная "открытая" атомная структура и образуется плотная, сжатая масса из электронов и атомных ядер. Квантово-механический эффект, называемый давлением вырождения, препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Если, однако, общая масса такой звезды превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза, то давление вырождения уже не может уравновесить гравитационные силы. Тогда электроны и ядра комбинируются в особую форму вещества, состоящего из сильно упакованных нейтронов, и образуется нейтронная звезда.

Высота - угловое расстояние по вертикалу от математического горизонта до светила.

Газовая туманность - cветящееся облако газа в межзвездном пространстве, которое может быть либо эмиссионной туманностью, либо отражающей туманностью. В прошлом определение "газовая" использовалось, чтобы подчеркнуть отличие от "внегалактических туманностей" (термин, который употреблялся для обозначения галактик). Теперь слово "газовая", как правило, опускают, поскольку понятие "туманность" связывается только с межзвездными облаками, а не с галактиками.

Галактика - cемейство звезд, связанных вместе взаимным гравитационным притяжением, обладающее некоторым отличительным свойством, выделяющим его из других галактик. Диапазон размеров и масс галактик огромен, велико также разнообразие их структур и свойств. Самые маленькие известные галактики - относительно близлежащие карликовые галактики, содержащие только 100000 звезд, что намного меньше, чем в типичном шаровом скоплении. На другом конце диапазона - самая массивная из известных галактик - гигантская эллиптическая галактика M87, содержащая 3000 млрд. солнечных масс, т.е. приблизительно в 15 раз больше нашей собственной Галактики. Большинство галактик можно классифицировать, отнеся к одному из известных морфологических типов: спиральные галактики, эллиптические галактики, неправильные галактики. Небольшое число галактик имеет необычную структуру, часто приписываемую гравитационному взаимодействию с другой галактикой. Существуют галактики, которые излучают исключительно большое количество энергии; в число таких активных галактик входят сейфертовские галактики и радиогалактики.

Галактика - семейство звезд, к которой принадлежат Солнце и Солнечная система и которая наблюдается в ночном небе как Млечный Путь. Общепринято написание этого термина с заглавной буквы. Наша Галактика - спиральная галактика, имеет дискообразную форму с почти сферическим балджем в центре. Диск достигает в поперечнике 100000 световых лет, но большая часть вещества сконцентрирована в тонком слое толщиной около 2000 световых лет, ближе к его внешним краям.

Галактическая плоскость - большой круг на небе, в котором лежит галактический центр и самые плотные части Млечного Пути. Она наклонена к плоскости небесного экватора примерно на 63°.

Галактические координаты - система координат (широта и долгота), в которой экваториальной плоскостью является галактическая плоскость, а нулевой точкой долготы - галактический центр (RA 17h 42,4m, Скл. -28° 55'). Галактические координаты используют главным образом в тех случаях, когда рассматривается распределение объектов внутри нашей Галактики.

Галактические полюса - полюса галактической плоскости, то есть точки с галактической северной и южной широтой 90°. Северный галактический полюс находится в созвездии Волос Вероники и имеет координаты RA 12h 51,4m и Скл. 27° 7,7' (эпоха 2000,0). Диаметрально противоположный южный полюс находится в созвездии Скульптора.

Галактический центр - центральная область нашей Галактики, не видимая в оптическом диапазоне из-за затенения плотными скоплениями пыли. Радио- и инфракрасные наблюдения позволяют обнаружить здесь сложную среду, в которой доминирует источник радиоизлучения Стрелец A соответствующий центру Галактики и используется как начальная точка системы галактических координат. В пределах десяти световых лет от галактического центра лежит кольцо газа и пыли, вращающееся со скоростью около 110 км/сек и окружающее черную дыру с массой, равной 4 млн. солнечных масс.

Галилеевы спутники  - четыре крупнейших спутника Юпитера, открытые Галилеем в 1610г - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто.

Гамма-астрономия - изучение гамма-излучения (меньше 0,1 нм) астрономических источников. Гамма-лучи поглощаются высоко в атмосфере Земли; на уровне поверхности можно обнаружить только лучи с самой высокой энергией, поэтому фактически все астрономические наблюдения гамма-излучения должны проводиться со спутников. В качестве детекторов используются сцинтилляционные счетчики, искровые камеры и детекторы на твердой основе. Начиная с 1969г детекторы для обнаружения гамма-барстеров входили в состав научной аппаратуры многочисленных космических аппаратов. Обзоры неба были выполнены спутниками "SAS-2" и "Кос- B". "SAS-2" был запущен в 1972 г. и эксплуатировался в течение семи месяцев. " Кос-B ", запущенный в 1975 г., эксплуатировался более шести лет. Особенно большие успехи в гамма-астрономии были достигнуты в результате предпринятого NASA запуска Гамма-обсерватории “Комптон” в апреле 1991 г.

Гелиакальный восход - восход яркой звезды непосредственно перед восходом Солнца. Практически дата гелиакального восхода определяется по тому, когда звезда впервые становится заметной на востоке рассветного неба. Гелиакальный восход Сириуса служил древним египтянам предвестником разлива реки Нил.

Гелиевая вспышка - событие взрывного характера во внутренних областях звезды с небольшой массой (меньше двух солнечных масс), возникающее после того, как в ядре был истощен весь водород, доступный для ядерного синтеза, и начинается сгорание гелия.

Гелиевая звезда - B-звезда, в спектре которой необычно сильны гелиевые линии.

Гелиографическая долгота - долгота, измеренная для точек на поверхности Солнца. На Солнце нет фиксированной нулевой точки, так что гелиографическая долгота отсчитывается от номинального эталонного большого круга: солнечного меридиана, который прошел через восходящий узел солнечного экватора на эклиптике 1 января 1854 г. в 12.00 UT. Относительно этого меридиана долгота рассчитывается в предположении равномерного сидерического вращения Солнца с периодом 25,38 суток. В справочниках для наблюдателей помещаются таблицы положений солнечного эталонного меридиана для данной даты и времени.

Гелиографическая широта - угловое расстояние на поверхности Солнца к северу от солнечного экватора (положительная) или к югу (отрицательная). Солнечный экватор, который пересекает эклиптику под углом 7° 15', изменяет свое видимое положение на солнечном диске по мере обращения Земли вокруг Солнца. В руководствах для наблюдателей помещают таблицы значений гелиографической широты центра диска Солнца, по которым могут быть рассчитаны другие широты.

Гелиометр - устаревший вид телескопа-рефрактора, в котором линза объектива была разделена на две части, которые могли перемещаться относительно друг друга. Раньше гелиометры использовались для измерения небольших угловых расстояний.

Гелиостат - подвижное плоское зеркало, используемое для отражения солнечного света в неподвижный солнечный телескоп. Солнечные телескопы - большие длиннофокусные инструменты, которые необходимо навести на небольшой участок неба. Для работы неподвижного телескопа надо управлять гелиостатом, синхронизуя его движение с перемещением Солнца по небу. Гелиостат - простое устройство, поэтому получаемое изображение в течение дня все же медленно вращается. По этой причине иногда предпочтение отдается более сложному целостату.

Геомагнитная буря - существенное уменьшение горизонтальной компоненты магнитного поля Земли, продолжающееся обычно несколько часов. Причина - попадание в околоземное пространство электрически заряженных частиц, как правило, выбрасываемых из Солнца при солнечных вспышках. Во время таких бурь наблюдаются полярные сияния и происходит нарушение радиосвязи.

Геосинхронная орбита - орбита вокруг Земли, на которой период обращения спутника равен звездному периоду вращения Земли - 23 час. 56 мин. 4,1 сек. Если такая орбита круговая и лежит в плоскости земного экватора, то спутник в небе практически неподвижен, и в этом случае его орбита называется геостационарной. Геостационарная орбита проходит на высоте 35900 км. Спутник на геосинхронной орбите, наклоненной к экваториальной плоскости Земли, в течение суток описывает в небе восьмерку.

Главная последовательность - узкая полоса, идущая из верхнего левого угла к нижнему правому углу на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (на диаграмме Г - Р. звездная светимость нанесена как функция температуры, причем температура уменьшается слева направо). Температура и светимость большинства звезд таковы, что звезды находятся на главной последовательности. Это объясняется тем, что обе эти фундаментальные характеристики в значительной степени определяются массой звезды, а некоторые вариации связаны с различием в химическом составе. Главная последовательность, таким образом, представляет собой последовательность масс. Точки, соответствующие наиболее массивным звездам, лежат в верхнем левом углу, а соответствующие наименее массивным - в нижнем правом. В звездах главной последовательности источником энергии является идущая в звездном ядре реакция превращения водорода в гелий. Звезды, находящиеся на более ранних или более поздних стадиях эволюции звезд, представлены точками в других местах диаграммы Г - Р. Большинство звезд проводит на главной последовательности около 90% времени их наблюдаемой жизни.

Главный меридиан - большой круг на поверхности планетарного тела, принятый при измерении долготы в качестве начала отсчета. На Земле главный меридиан - гринвичский меридиан , т.е. большой круг, проходящей через Гринвич (Лондон).

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

Гномон - отбрасывающий тень вертикально установленный столбик или пластина (например, в солнечных часах). Высота Солнца может быть вычислена по высоте столбика и длине тени. Направление тени дает истинное солнечное время.

Год - период времени, который занимает один оборот Земли вокруг Солнца. Точная длина года зависит от принятой точки отсчета. Тропический - Точка весеннего равноденствия - 365.24219, Сидерический - Неподвижные звезды - 365.25636, Аномалистический - Апсиды - 365.25964, Драконический - Узел орбиты Луны - 346.62003, Гауссов - Закон Кеплера для орбиты с большой полуосью 1 а.е. - 365.25690.

Год тропический - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями среднего Солнца через точку весеннего равноденствия и равен 365.24219 суток.

Горизонт - большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна к отвесной линии. Для земного наблюдателя горизонт представляет собой границу между видимой и невидимой половинами небесной сферы. Термин "горизонт" используется также для обозначения границы между теми событиями в пространстве-времени, которые в принципе могут наблюдаться, и теми, которые наблюдаться не могут.

Горизонт событий - поверхность, окружающая черную дыру, обладающая тем свойством, что из-за силы гравитационного поля за ее пределы не может уйти ни один световой луч.

Горизонтальные координаты - система координат, в которой положение точки на небесной сфере определяется двумя координатами, углом возвышения и азимутом. Угол возвышения - угловое расстояние над горизонтом, а азимут - измеренное в восточном направлении угловое расстояние по горизонту от точки севера. Высота и азимут небесного объекта изменяются с изменением широты и долготы наблюдателя и времени наблюдения.

Гравитационная линза - массивный объект, типа галактики, вызывающий искажение и/или увеличение изображения более удаленных объектов, которые находятся на том же луче зрения. Световые лучи от удаленного источника света искривляются в гравитационном поле массивного объекта, действующего как гравитационная линза, подобно искривлению световых лучей в результате преломления стеклянной линзой. Известен ряд таких примеров как в видимом свете, так и в радиолучах (в частности, двойные и кратные изображения квазаров и скоплений галактик, в которых изображения многих членов принимают вид концентрических дуг). Естественное усиление, возникающее в гравитационной линзе, дает возможность получить детальные спектры некоторых удаленных объектов, которые иначе были бы слишком слабы. Этот же эффект , хотя и в меньшем масштабе, дают микролинзы. Его можно наблюдать, когда темный объект звездного размера оказывается на пути луча зрения к более удаленный звезде.

Гравитационные волны - мелкомасштабная периодичность в структуре пространства-времени, которая может возникать как сама по себе, так и в форме непрерывного излучения. Возникающие волны распространяются со скоростью света. Согласно общей теории относительности, массивные объекты, испытывающие ускорение или подверженные изменению формы, излучают гравитационные волны.

Гравитационный коллапс - внезапный коллапс массивной звезды, когда в результате падения температуры в ее центральных областях направленное наружу внутреннее давление становится недостаточным для уравновешивания внутренних гравитационных сил. Гравитационный коллапс массивной звезды происходит очень быстро (возможно, меньше чем за секунду) и носит катастрофический храрактер. Огромная высвобожденная энергия вызывает взрыв сверхновой, а ядро сколлапсировавшей звезды может стать нейтронной звездой, пульсаром или черной дырой.

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

Гражданские сумерки - формально определенный интервал времени, когда центр Солнечного диска находится между 90° 50' и 96° ниже зенита.

Гражданское время - время, принятое по национальному соглашению и используемое внутри страны или внутри часового пояса для регулирования гражданских дел. Оно отличается, например, от местного времени, которое определяется по солнечным часам.

Гранула - яркая конвективная ячейка в солнечной фотосфере до 1000 км в поперечнике.

Грануляция - ячеистая структура, наблюдаемая на изображениях солнечной фотосферы с высоким разрешением. Эта структура порождается конвективным движением горячих газов, восходящих из горячих слоев, расположенных на большей глубине.

Григорианский календарь - используемый в настоящее время в большинстве стран гражданский календарь, введенный римским папой Григорием XIII в 1582 г. вместо юлианского календаря. Гражданский календарь должен быть организован таким образом, чтобы смена времен года соответствовала календарным месяцам. Это непросто, поскольку время оборота Земли вокруг Солнца не составляет целого числа дней. Введение дополнительного дня каждый четвертый (високосный) год дает поправку первого порядка, но если календарь должен в течение столетий сохранять синхронность со сменой сезонов, то необходимы дальнейшие корректировки. В григорианской системе все годы, номера которых точно делятся на четыре, являются високосными. Исключение составляют годы, обозначающие столетие, из которых високосными являются только годы с номерами, точно делящимися на 400. Таким образом, 2000 - високосный год, а 1900 и 2100 - нет. За каждые 400 лет это правило даст среднюю продолжительность года 365,2425 суток, что близко к истинной продолжительности тропического года, равной 365,2422 суток. Григорианский календарь был введен в римско-католических странах в октябре 1582 г., причем соответствие с сезонными изменениями было восстановлено за счет удаления 10 дней из календаря. За четвергом 4 октября последовала пятница 15 октября. Кроме того, после введения григорианский системы новый год впервые начался 1 января (вместо 25 марта).

Гринвичское среднее время (GMT) - среднее солнечное время на гринвичском меридиане.

Дата по новому стилю - система определения даты, используемая в настоящее время. Введена 14 сентября 1752 г. в Англии и американских колониях, когда они приняли григорианский календарь. Одиннадцать дней (с 3 по 13 сентября 1752 г.) были отменены, а день начала года был перенесен с 25 марта на 1 января. Даты по юлианскому календарю теперь называются "датами по старому стилю. В России григорианский календарь введен 14 февраля 1918 года.

Дата юлианская - порядковый номер дня, полученный в результате непрерывного счета дней от 1 января 4713 г. до н.э. Началом каждого юлианского дня считается средний гринвичский полдень.

Движение планет (видимое) - наблюдаемое перемещение планет относительно звезд. Прямое - с запада на восток, попятное (обратное) - с востока на запад.

Двойная звезда - пара звезд, вращающихся друг около друга и удерживаемых вместе силами взаимной гравитации. Приблизительно половина всех ”звезд" на самом деле - двойные или кратные системы, хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдаться не могут. Присутствие второй звезды (или нескольких других звезд) можно обнаружить по появлению комбинированного спектра. Два компонента двойной системы вращаются по эллиптической орбите вокруг общего центра масс. Чем дальше они друг от друга, тем медленнее движутся. Пары, в которых угловое расстояние достаточно велико для того, чтобы звезды можно было разрешить при наблюдении в телескоп, часто имеют период обращения 50 -100 лет. Такие пары называются визуально-двойными. Если одна звезда намного слабее другой, ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Пары такого типа называются астрометрическими двойными. Двойные звезды, распознаваемые только спектроскопическими методами, называются спектрально- двойными. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель. Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой. Когда потоки вещества устремляются к компактной вращающейся звезде двойной системы, может образоваться аккреционный диск. Освободившаяся энергия излучается в рентгеновском диапазоне. Другим следствием перемещения масс в двойных системах является образование новой. Если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой, система называется затменной двойной. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Самая известная затменная двойная - Алголь.

Декретное время - время, передвинутое на 1 час вперед по сравнению с поясным временем.

Деферент - основная круговая орбита, которая, в комбинации с эпициклом, входит в число главных понятий теории движения планет, разработанной Птолемеем во II в. н. э. Предполагалось, что планеты совершают равномерное движение по малому круговому эпициклу, центр которого в свою очередь движется по большему кругу, называемому деферентом.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела (диаграмма Г - Р) - график, отображающий соотношение между спектральным классом звезд и их светимостью для некоторой совокупности звезд. По горизонтальной оси вместо спектрального класса может быть отложен цвет, температура или некоторая другая сопоставимая величина. Температуру обычно наносят в направлении уменьшения слева направо. По вертикальной оси может быть отложена либо звездная величина, либо светимость (в отношении к светимости Солнца). Результирующий график в соответствии с фактически отображенными величинами называют также диаграммой цвет–звездная величина или диаграммой цвет–светимость. График, носящий теперь название диаграммы Герцшпрунга-Рессела, впервые был построен Генри Норрисом Ресселом в 1913 г. Подобные идеи примерно в то же время независимо от Рессела выдвинул и Эйнар Герцшпрунг. Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Г - Р отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). В результате эволюции звезды фактически уходят с главной последовательности, которая представляет звезды, в термоядерных реакциях которых сжигается водород. Когда водород в ядре звезды истощается, внутренние изменения приводят к большому расширению звезды, сопровождающемуся уменьшением ее поверхностной температуры. Такие эволюционировавшие звезды находятся в ветвях гигантов и сверхгигантов, лежащих выше главной последовательности. Находящиеся на одной из последних стадий эволюции белые карлики образуют группу, расположенную значительно ниже главной последовательности. Диаграмма Г - Р для звездного скопления показывает, сколько звезд находится на каждой стадии эволюции. Вместе с теоретическими представлениями об увеличении скорости эволюции с ростом звездной массы, это позволяет определять возраст скоплений. Если по вертикальной оси откладывать для скопления видимую, а не абсолютную звездную величину, то появляется возможность оценить расстояние до этого скопления. Диаграммы Г - Р полезны также для отображения последовательности изменений цвета и светимости отдельной звезды в ходе эволюции - до попадания на главную последовательность, при нахождении на ней и после ухода с нее. В итоге появляется эволюционный трек звезды.

Дисперсия - разложение луча электромагнитного излучения по длинам волн. Простейший пример - дисперсия белого света в цветной спектр при прохождении через стеклянную призму. Разложение света происходит потому, что волновая скорость света в среде (которая характеризуется значением индекса преломления среды) изменяется в зависимости от длиной волны. Термин "дисперсия" используется также для описания качества спектра, получаемого с помощью детекторов (например, в ангстремах на миллиметр).

Дифракция - проникновение луча света (при прохождении вблизи края препятствия) в ту область, где геометрически должна была бы находиться тень. В результате дифракции происходит интерференция между различными частями светового луча и возникает картина чередования светлых и темных областей, называемая дифракционной картиной.

Диффузная туманность - газообразная туманность. Использование прилагательного "диффузный" идет с тех времен, когда все объекты неясных очертаний классифицировались как "туманность" и возникла необходимость указать различия между ними. В современной терминологии звездные скопления и галактики больше не называются "туманностями", а сам этот термин сохранен для облаков межзвездного газа и пыли неправильной формы.

Дождь метеорный - метеорный поток большой интенсивности.

Долгопериодическая комета - комета с очень вытянутой (почти параболической) орбитой и периодом обращения вокруг Солнца, превышающим 200 лет. Некоторые их таких комет имеют периоды обращения порядка миллионов лет.

Долгота географическая - двугранный угол между плоскостями нулевого меридиана и меридиана, проходящего через точку на Земле. В сферической системе координат долгота - угловое расстояние по экватору или по кругу, параллельному ему, от произвольной нулевой точки. В экваториальной системе небесных координат аналогом долготы является прямое восхождение.

Долгота восходящего узла (Ω) - один из основных элементов орбиты, используемых для математического описания формы орбиты и ее ориентации в пространстве. Опредляет точку, в которой орбита пересекает основную плоскость в направлении с юга на север. Для тел, обращающихся вокруг Солнца, основная плоскость - эклиптика, а нулевая точка - первая точка Овна (точка весеннего равноденствия).

Доплеровское смещение - смещение линии в спектре, вызванное доплеровским эффектом. Доплеровское смещение в спектре астрономического объекта обычно описывается как красное смещение, если смещение происходит в сторону длинных волн (удаляющийся объект), или как фиолетовое смещение, если оно происходит в сторону более коротких волны (приближающийся объект). Величина смещения z количественно выражается как отношение изменения длины волны Δλ к первоначальной длине волны λ, причем из теоретических положений следует, что эта величина - константа, зависящая от скорости относительного движения v объекта и наблюдателя. Когда v мало (по сравнению со скоростью света c), можно считать, что Δλ /λ = v/c. Если v составляет существенную часть c, то должна использоваться более сложная формула, известная из специальной теории относительности.

Драконический год - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через один и тот же узел лунной орбиты, который составляет 346,620 03 суток. Этот период меньше сидерического года, потому что изменение ориентации лунной орбиты вызывает изменение положения узла в небе.

Драконический месяц - промежуток времени (27,212 221 суток) между двумя последовательными прохождениями Луны через восходящий (или нисходящий) узел орбиты, т.е. точку пересечения орбиты с эклиптикой. Этот промежуток времени используется для предсказания затмений.

Дублет - линза, состоящая из двух частей, изготовленных из различного стекла. Части или разделены воздушной прослойкой, или соединены вместе. В такой составной линзе можно уменьшить эффект хроматической аберрации. По этой причине часто используется термин "ахроматический дублет". Составные линзы могут состоять и больше, чем из двух элементов; например, линза из трех частей называется триплетом.

Железо-каменные метеориты - основной класс метеоритов, состоящих из металлических и силикатных компонентов. Различают две главные группы этих метеоритов - палласиты и мезосидериты. Палласиты состоят из зерен оливина, окруженных металлом (оливина по объему обычно вдвое больше, чем металла). Мезосидериты представляют собой агломерат силиката и металла примерно в равных пропорциях. Железо-каменные метеориты иногда называют также сидеролитами или литосидеритами.

Зависимость масса-светимость - простое соотношение между массой (M) и светимостью (L) для звезд главной последовательности. Оно имеет вид L ~ Mn, где показатель n равен 3,5 для звезд, имеющих 7 солнечных масс или меньше. Для звезд с массами в диапазоне 7 - 25 солнечных масс величина n падает до 3,0, а для еще более массивных звезд снижается до 2,7.

Задевающие Солнце - кометы, у которых перигелийное расстояние настолько мало, что фактически они проходят через внешние слои Солнца. Десятки долгопериодических комет с небольшим расстоянием перигелия (и другими сходными характеристиками орбит) образуют общепринятую группу "задевающих Солнце". Ее называют также группой Кройца по имени голландского астронома Генриха Кройца (1854-1907), который в 1888 г. одним из первых отметил подобие орбит некоторых самых ярких наблюдаемых комет.

Затмение - явление, при котором свет от небесного тела временно затемняется другим телом. Это может быть:
(1) проход планетарного спутника, например, Луны, в тени планеты так, что на него не попадает свет Солнца. Явление прохождения Луны через земную тень (теневое затмение) или полутень (полутеневое затмение);
(2) затемнение всего Солнца или его части проходящей перед ним Луной (солнечное затмение). Орбита Луны вокруг Земли наклонена к плоскости орбиты Земли вокруг Солнца лишь на 5°. Поэтому время от времени эти три тела оказываются в соединении. Тогда происходит затмение Солнца или Луны ;
(3) проход одного из компонентов двойной звездной системы позади своего компаньона так, что общее количество света от системы уменьшается.
    Термины "затмение" и покрытие не очень строги. Если термином "затмение" обозначить попадание тела в тень от солнечного света, то, строго говоря, как солнечные "затмения", так и явления, наблюдаемые при затемнении в двойных звездах, являются покрытиями. Однако использование термина "затмение" в этих контекстах общепринято.
В описании движения лун других планет, типа Юпитера, между затмениями и истинными покрытиями обычно делается различие.
    Относительные движения Солнца, Земли и Луны таковы, что каждый год должны происходить по крайней мере два затмения Солнца (хотя большинство из них будет частными). Максимальное число затмений в году - семь, два или три из которых должны быть лунными. Теоретически возможно, что в два последовательных новолуния произойдут солнечные затмения, а между ними - лунное затмение. Однако лунные затмения в два последовательных полнолуния невозможны.

Затменная двойная (затменная переменная) - двойная или кратная система звезд, полная яркость которой изменяется с регулярной цикличностью, поскольку с точки зрения земного наблюдателя компоненты системы в своем орбитальном движении проходят друг перед другом. Если два компонента затменной двойной имеют разную светимость, то кривая общей светимости имеет первичный минимум (в точке A), когда более тусклая звезда проходит перед яркой, и вторичный минимум (в точке C), когда происходит обратное. Самый известный пример затменной двойной - Алголь.

Заход Солнца - согласно формальному определению - время, когда видимый верхний лимб Солнца при уменьшении высоты Солнца находится на астрономическом горизонте.

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

Звездная величина - мера яркости звезды или другого небесного объекта. На шкале звездных величин меньшие числа соответствуют объектам с большей яркостью.
Первоначально понятие звездной величины была введено для качественной классификации видимой яркости звезд. Греческий астроном Гиппарх (ок. 120 г. до н.э.) ранжировал звезды на шкале звездных величин от "первой" для самых ярких звезд до "шестой" (для тех, которые едва различимы невооруженным глазом). Это качественное описание в середине XIX в. было формализовано. К этому времени уже появилось понимание того, что каждая ступень на шкале звездных величин соответствует некоторому отношению яркостей. В 1856 г. Н.Р. Погсон предложил, чтобы разности звездных величин, равной 5, соответствовало отношение яркостей 100:1, и эта система теперь является общепринятой. Если две звезды отличаются на одну звездную величину, то их яркости относятся как корень пятой степени из 100, т.е. 2,512. Это число называют отношением Погсона. Нулевую точку шкалы установили, присвоив стандартные звездные величины небольшой группе звезд вблизи северного полюса мира, названной Северным полярным рядом.
    Яркость звезд при наблюдении с Земли, и, следовательно, их видимая звездная величина, зависит как от их собственной светимости, так и от расстояния до них. Абсолютная звездная величина - мера собственной светимости на шкале звездных величин, определяемая как видимая звездная величина, которую имел бы объект, удаленный на расстояние десять парсеков. Визуальная звездная величина соответствует нормальной чувствительности человеческого глаза. Понятие фотографической звездной величины обычно относится к реакции стандартной фотографической эмульсии, которая в основном проявляется в синей и фиолетовой части спектра. Однако различные фотографические материалы могут иметь очень разные цветовые реакции, поэтому указанные звездные величины должны включать информацию о методе измерения. Болометрические звездные величины учитывают все излучение - как в видимом, так и в невидимых диапазонах спектра.
    Звездная величина, измеренная в определенном диапазоне длин волн, часто описывается как "цвет". Для точного определения "цветовых" звездных величин используется фотометрия.

Звездное время - время, измеряемое по вращению Земли относительно звезд (а не по вращению относительно Солнца, как при отсчете гражданского времени). Местное звездное время в некотором месте определяется прямым восхождением меридиана. Таким образом, звездное время непосредственно определяет, какой небесный объект с известным прямым восхождением является видимым в данный момент. По этой причине обсерватории обычно пользуются звездными часами.

Звездное население - два обширных класса, на которые в нашей и других галактиках подразделяются звезды и связанные с ними туманности. Эти классы построены в соответствии с целым рядом критериев, касающихся динамических свойств и химического состава объектов и известны как "население типа I и II".
   Население типа I является более молодым, а его члены расположены в основном в рукавах спиральных галактик. Оно включает яркие горячие звезды главной последовательности, рассеянные звездные скопления и связанные с ними межзвездные облака. Принадлежащие к этому населению объекты относительно богаты металлом и находятся на почти круговых орбитах, лежащих в галактической плоскости. К населению типа I принадлежит Солнце и близкие звезды.
    Население типа II обладает характеристиками более старого поколения. Обычно к нему принадлежат звезды, нааходящиеся на более поздних стадиях эволюции при низких концентрациях тяжелых элементов. Такие звезды находятся в эллиптических галактиках, а также в центральной части и гало спиральных галактик. К населению типа II относятся также шаровые скопления.

Звездные сутки - период вращения Земли относительно звезд (рассматриваемых в этом случае в качестве системы отсчета), формально определенный как интервал времени между двумя последовательными прохождениями равноденствия каталога (то есть нуля прямого восхождения). Длина звездных суток - 23 часа 56 мин. 4 сек.

Звездный ветер - потеря массы звезды, происходящая в виде непрерывного оттока частиц. Звездный ветер с низкими скоростями оттока наблюдается у большинства холодных сверхгигантов. Такой ветер обнаруживается и в системах двойных звезд, где он порождает линии поглощения в спектре звезды-компаньона. Однако для самых горячих звезд скорость потери массы очень высока, и в течение своей жизни они могут потерять значительную часть первоначальной массы в виде звездного ветра (его скорость в этом случае достигает сотен и даже тысяч километров в секунду).

Зенит - расположенная над головой наблюдателя точка пересечения отвесной линии с поверхностью небесной сферы. Геоцентрический зенит - пересечение с небесной сферой линии, идущей от центра Земли через точку положения наблюдателя. Геодезический зенит находится на линии, нормальной к геодезическому эллипсоиду или сфероиду в точке положения наблюдателя.

Зенитное расстояние - угловое расстояние от зенита до заданной точки на небесной сфере, измеренное по большому кругу.

Зенитное часовое число - количество метеоров данного потока, которое увидел бы наблюдатель невооруженным глазом за один час на ночном небе при радианте потока, находящемся в зените.

Зодиак - пояс из двенадцати созвездий, через который проходит эклиптика - путь Солнца на небесной сфере. В число этих созвездий входят Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей и Рыбы. Хотя раньше эклиптика проходила только через эти двенадцать созвездий, в настоящее время из-за влияния прецессии и в результате уточнения границ созвездий оказалось, что она проходит также через тринадцатое созвездие - Змееносца.
    Поскольку орбиты всех больших планет лежат почти в одной плоскости, видимые пути планет всегда остаются в пределах зодиакальных созвездий или близки к ним.
В астрологии зодиак традиционно разделяется на двенадцать равных 30-градусных частей, каждая из которых связывается с определенным "знаком Зодиака", однако точного соответствия астрономическим созвездиям, которые имеют неодинаковые размеры, у этих частей нет. Влияние прецессии приводит к дальнейшему увеличению несоответствия между истинным положением Солнца и астрологическими знаками.

Зодиакальный свет - слабый конус света в плоскости эклиптики, видимый в небе в ясные безлунные ночи на западе (после заката) или на востоке (непосредственно перед восходом Солнца). Он вызывается рассеянием солнечного света частицами пыли микронных размеров в зодиакальном пылевом облаке в плоскости Солнечной системы. Очень слабый зодиакальный свет наблюдается вокруг всей эклиптики, так что это явление иногда называют зодиакальной полосой. В направлении, прямо противоположном Солнцу, наблюдается усиление зодиакального света. В этом случае явление называют противосиянием.

Излучение абсолютно черного тела - излучение, испускаемое абсолютно черным телом. Зависимость интенсивности излучения от длины волны определяется только температурой тела. Эта зависимость часто называется функцией Планка (по имени физика Макса Планка, который впервые ее сформулировал). Функции Планка имеют холмообразный вид с хорошо заметным пиком. Длина волны, на которой возникает пик, уменьшается с увеличением температуры абсолютно черного тела так, что произведение двух величин - длины волны, на которой имеется максимум, и абсолютной температуры - постоянно. Общая сумма энергии, испускаемой абсолютно черным телом, пропорциональна произведению площади его поверхности, времени и четвертой степени температуры (закон Вина).

Изотропия - сохранение свойств объекта независимо от направления. Жидкая вода обладает изотропией, а снежинка, которая имеет шестиосевую симметрию, - нет. Предполагается, что Вселенная, рассматриваемая в самом большом масштабе, является изотропной. Высокоточные наблюдения показали, что она расширяется изотропно. Кроме того, изотропно и космическое фоновое излучение.

Интерферометр - инструмент, в котором электромагнитное излучение от некоторого небесного объекта принимается по двум (или больше) направлениям с различными длинами пути, а затем складывается, образуя интерференционную картину. Используя в интерферометре больше двух элементов (например, зеркал или антенн), карты или изображения с высоким разрешением можно получить на основе метода, называемого синтезом апертур. В течение десятилетий интерферометрия была одной из основных методик наблюдений в радиоастрономии, но сравнительно недавно она стала применяться в инфракрасном и оптическом диапазонах волн. Был введен в действие ряд инструментов для оптической интерферометрии, таких как Кембриджский оптический телескоп синтеза апертур в Великобритании и Оптический интерферометр военно-морского типа в США. Кроме того, в нескольких проектах строительства очень больших телескопов была предусмотрена возможность использования и оптической интерферометрии. Среди них можно указать Обсерваторию Кека, Очень большой телескоп и Большой бинокулярный телескоп.

Инфракрасная астрономия - изучение инфракрасного излучения астрономических источников. Инфракрасное излучение представляет собой электромагнитное излучение с длинами волн в диапазоне между видимым спектром и радиоволнами (0,1 - 100 мкм). Инфракрасное излучение невидимо для человеческого глаза и почти полностью поглощается в нижних слоях атмосферы Земли, в основном водяным паром. По этой причине инфракрасные астрономические наблюдения должны проводиться с самых высоких гор, с самолетов или спутников.
    Первое инфракрасное наблюдение было случайно проведено Уильямом Гершелем в 1800 г., когда термометр, который он поместил в стороне от красного конца видимого солнечного спектра, зафиксировал повышение температуры. Первый инфракрасный обзор неба был выполнен Джерри Нойгебауэром и Робертом Лайтоном из Калифорнийского института астрономии (Калтех). В 1969г они опубликовали список 5612 источников. Огромное значение для инфракрасной астрономии имела успешная работа "IRAS" - Инфракрасного астрономического спутника в 1983г. Его преемница, Инфракрасная космическая обсерватория ("ISO"), была запущена в ноябре 1995 г. Лучшим наземным центром инфракрасной астрономии являются Обсерватории Мауна-Кеа на Гавайях. Там с 1979г работают три инфракрасных телескопа: Британский инфракрасный телескоп, Инфракрасная телескопическая система NASA и Канадско- Французско-Гавайский телескоп, который функционирует и как оптический телескоп. Телескопы Обсерватории Кека также могут работать в инфракрасном диапазоне.

Ионизированный водород - водородный газ, в котором электроны находятся отдельно от протонов. (Нейтральный водородный атом состоит из одного протона, который представляет собой ядро атома, и одного электрона.) Водородные облака в межзвездном пространстве ионизируются в значительной степени из-за поглощения ультрафиолетовых фотонов, которые имеют достаточно энергии, чтобы оторвать электроны от атомов. Ионизированный водород - главная составляющая областей H II (или H+), горячих облаков, которые имеют приблизительно сферическую форму размером порядка 600 световых лет. Ионизация возникает из-за интенсивного ультрафиолетового излучения молодых O- и B-звезд, находящихся внутри таких облаков. Одна из ближайших областей H II - гигантская Туманность Ориона.
Ионизированный водород присутствует также в остатках сверхновых и оболочках планетарных туманностей.

Ионосфера - ионизированный слой планетарной атмосферы, где свободные электроны и ионы с низкой энергией находятся под непосредственным влиянием гравитационного и магнитного полей планеты. Ионосфера Земли лежит на высотах от 50 до 600 км, хотя ее толщина существенно меняется в зависимости от времени суток, сезона и солнечной активности. Ионосфера возникает в результате воздействия ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца. Различают четыре слоя с разными характеристиками, которые в порядке увеличения высоты называют слоями D, E, F1 и F2. Слой D, расположенный на высоте 50 - 90 км, имеет низкую электронную плотность. Основную часть ионосферы составляют слои E и F1 (90 - 230 км).

Истинное солнечное время - измерение времени, основанное на фактическом ежедневном движении реального Солнца. Это движение не является равномерным, потому что путь Солнца по небу наклонен к небесному экватору и потому что орбита Земли вокруг Солнца - эллиптическая, а не круговая. Истинный солнечный полдень - время, когда Солнце пересекает меридиан наблюдателя, а истинные солнечные сутки - интервал между двумя последовательными прохождениями этого меридиана. Различие между истинным солнечным временем и средним солнечным временем, которое изменяется в течение года, называется уравнением времени.

Класс спектральный - характеристика спектра и поверхностной температуры звезды. Различают семь основных и три боковых класса, каждый класс делится на десять подклассов.

Комета - тело малой плотности, состоящее из газа и пыли и обращающееся по орбите в Солнечной системе вокруг Солнца. У комет различают голову, образуемую ядром и окружающей его комой, и хвост. Земные наблюдения многих комет и результаты исследований кометы Галлея с помощью космических аппаратов в 1986 г. подтвердили гипотезу, высказанную впервые Ф. Уипплом в 1949 г. о том, что ядра комет представляют собой что-то вроде “грязных снежков” нескольких километров в поперечнике. По-видимому, они состоят из замерзших воды, двуокиси углерода, метана и аммиака с вмерзшей внутрь пылью и каменистым веществом. При приближении кометы к Солнцу лед под действием солнечного тепла начинает испаряться, а улетучивающийся газ образует вокруг ядра диффузную светящуюся сферу, называемую комой. Кома может достигать в поперечнике миллиона километров. Само по себе ядро слишком мало, чтобы его можно было непосредственно увидеть. Наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне спектра, проведенные с космических аппаратов, показали, что кометы окружены огромными облаками водорода, размером во много миллионов километров. Водород получается в результате разложения молекул воды под действием солнечного излучения. В 1996 г. было обнаружено рентгеновское излучение кометы Хиякутаке, а впоследствии открыли, что и другие кометы являются источниками рентгеновского излучения.
    Пыль и газ покидают ядро кометы с выбросами, образующимися на стороне, обращенной к Солнцу, а затем уносятся в направлении от Солнца. Электрически заряженные ионизированные атомы отбрасываются магнитным полем солнечного ветра, образуя прямые ионные хвосты (называемые также хвостами типа I, плазменными или газовыми хвостами). Неравномерность солнечного ветра заставляет ионный хвост структурироваться или даже вызывает его разрыв. Небольшие нейтральные частицы пыли не уносятся солнечным ветром, но мягко "сдуваются" от Солнца лучистым давлением. Пылевые хвосты (также называемые хвостами типа II), как правило, широкие и плоские. У кометы Хейла-Боппа был обнаружен третий хвост, не относящийся к указанным выше типам, состоящий из атомов нейтрального натрия. Всегда направленные в сторону от Солнца, хвосты растут по мере приближения кометы к Солнцу и могут достичь длины ста миллионов километров. Большие частицы пыли разбрасываются вдоль орбиты кометы, образуя метеорные потоки.
    Некоторые кометы являются короткопериодическими кометами и движутся по эллиптическим орбитам, полный оборот по которым занимает от 6 до 200 лет. Большинство же составляют долгопериодические кометы, орбиты которых настолько вытянуты, что период может измеряться многими тысячами лет. Орбиты короткопериодических комет лежат вблизи плоскости эклиптики, а орбиты длиннопериодических комет обычно не вписываются в основную плоскость Cолнечной системы.
    Каждый год открывают с десяток новых комет. Теперь общепринято, что многие кометы рождаются в сферическом облаке, которое окружает солнечную систему на расстоянии, возможно, 50000 а.е. Этот “резервуар” кометных ядер называется облаком Оорта. Другие кометы, по-видимому, происходят из пояса Койпера, расположенного вне орбиты Нептуна. Короткопериодические кометы были захвачены планетарной системой в результате гравитационного нарушения их орбит, что могло быть результатом сближения с Юпитером.
    Когда обнаруживается новая комета или вновь появляется потерянная ранее периодическая комета, она получает обозначение, состоящее из цифр года, сопровождаемых прописной буквой. Буква указывает на первую/вторую половину месяца открытия в текущем году, например A = 1-15 января, B = 16-31 января, ... Y= 16-31 декабря. Для короткопериодических комет добавляется префикс P/ , а для долгопериодических - префикс C/. Для периодических комет, которые исчезли или разрушились, используется префикс D/. Новые кометы называются по имени их первооткрывателей (если имеется несколько независимых сообщений об открытии, то разрешается присвоение не более трех имен). Несколько комет были названы по имени ученых, вычисливших их орбиты (например, Галлей и Энке), а также по имени обсерваторий или искусственных спутников, где открытие было по существу результатом усилий группы исследователей. Когда параметры короткопериодической кометы установлены окончательно, ей присваивается номер (например, 1P/Галлея).
    Эта система обозначений и наименований комет была введена в 1995 г. До 1995 г. обозначение кометы состояло из года открытия, временно сопровождаемого строчной буквой, указывающей порядковый номер открытия кометы в текущем году. Впоследствии строчная буква заменялась на постоянное обозначение в виде римской цифры, соответствующей порядку прохождения кометой перигелия в соответствующем году. Полномочия по наименованию комет закреплены за Международным астрономическим союзом. Его центр обобщает сообщения об открытиях и наблюдениях, сообщая информацию подписчикам.

Конвекция - процесс переноса теплоты в газовой среде посредством перемещения массы самого газа. Конвекция происходит эффективно, когда имеется существенное уменьшение температуры с высотой, например, внутри некоторых слоев в звездах. Пузырек газа, более теплого по сравнению с окружающей средой, расширяется и поднимается. Когда пузырек охладится, отдав среде избыточное тепло, он снова погружается вниз.

Координаты горизонтальные - измеренные относительно математического горизонта (азимут и высота). - экваториальные - измеренные относительно небесного экватора (прямое восхождение или часовой угол и склонение).

Кора - внешний твердый слой планеты или спутника, обычно состоящий из твердых пород, льда или их смеси.

Коричневый карлик - очень холодная звезда, масса которой недостаточна для поддержания ядерных реакций. Обнаружено несколько объектов, которые, возможно, являются такими звездами. На одном из них, Глизе 229 B, как было показано, имеется вода, метан и аммиак, молекулы которых были бы разрушены в горячей атмосфере настоящей звезды.

Корона - самая внешняя часть атмосферы Солнца, которая во время полного солнечного затмения видна как яркое гало. Корона простирается на расстояние, во много раз превышающее радиус Солнца, и переходит в межпланетную среду.
Корона состоит из следующих частей:
K-корона (электронная корона или непрерывная корона). Видна как белый свет фотосферы, рассеиваемый высокоэнергетическими электронами при температуре порядка миллиона градусов. K-корона неоднородна, она содержит различные структуры, такие как потоки, уплотнения, перья и лучи. Поскольку электроны движутся в высокой скоростью, фраунгоферовы линии в спектре отраженного света стерты.
F-корона (фраунгоферова корона или пылевая корона) - свет фотосферы, рассеиваемый более медленными частицами пыли, движущимися вокруг Солнца. В спектре видны фраунгоферовы линии. Продолжение F-короны в межпланетное пространство наблюдается как зодиакальный свет.
E-корона (корона эмиссионных линий) образуется светом в дискретных эмиссионных линиях сильно ионизированных атомов, особенно железа и кальция. Она обнаруживается на расстоянии двух солнечных радиусов. Эта часть короны излучает также в крайнем ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах спектра.
Протяженность и форма короны изменяются в течение солнечного цикла, главным образом благодаря потокам, образующимся в активных областях.

Корональная дыра - протяженная область солнечной короны с исключительно низкой плотностью и температурой. Корональные дыры, вероятно, связаны с участками, где силовые линии магнитного поля выходят из фотосферы в корону. Обычно они сохраняются в течение нескольких оборотов Солнца и являются источниками сильного солнечного ветра.

Коронограф - инструмент для наблюдения солнечной короны, которую в обычных условиях можно увидеть только во время полного солнечного затмения. Изобретенный Бернаром Лио в 1931 г., коронограф представляет собой специальный телескоп, в котором затемняющий диск в первичном фокусе создает искусственное "затмение". Это устройство позволяет изолировать слабый свет короны от очень сильного света солнечного диска. Однако при использовании коронографа, даже когда небо очень чистое, возникают проблемы, связанные с рассеянием света земной атмосферой. Эти проблемы частично снимаются при использовании специальных фильтров или при наблюдениях коронального света с помощью спектрографа.

Корректирующая пластина - тонкая линза с поверхностью специальной формы, используемая в оптических системах некоторых типов телескопов, особенно камер Шмидта и телескопов Шмидта-Кассегрена, популярных у астрономов-любителей. Корректирующая пластина предназначена для устранения сферической аберрации, которая вызывает искажение изображения в системах, использующих сферические зеркала.

Космические исследования - направление научных исследований, связанное со всеми аспектами пилотируемых и беспилотных космических полетов.

Космические лучи - высокоэнергичные элементарные частицы, движущиеся сквозь Вселенную фактически со скоростью света. Они были открыты В.Ф. Гессом в 1912 г. во время полета на воздушном шаре. Частицы, находящиеся вне земной атмосферы, носят общее название первичных космических лучей. При попадании в атмосферу в результате столкновений с атомными ядрами они порождают атмосферные ливни элементарных частиц, называемые вторичными космическими лучами.
Химический состав атомных ядер, найденных в космических лучах, повторяет распространенность элементов, содержащихся в подобных Солнцу звездах, хотя в составе частиц сверхвысоких энергий имеются небольшие различия. Космические лучи - единственные обнаруженные частицы, которые пересекли Галактику. Частицы сверхвысоких энергий, возможно, порождаются квазарами и активными галактическими ядрами. Космические лучи с более низкой энергией генерируются внутри Галактики взрывами сверхновых, остатками сверхновых и пульсарами. Солнечные вспышки - источник самых низкоэнергетических космических лучей, интенсивность которых увеличивается в периоды максимума солнечной активности.

Космическое фоновое излучение - диффузное электромагнитное излучение, которое, по-видимому, пронизывает всю Вселенную. Его открытие в 1964 г. Арно Пензиасом и Робертом Вилсоном имело огромное значение для космологии, поскольку явилось сильным аргументом в пользу теории Большого Взрыва. Предполагается, что оно является реликтовым излучением, оставшимся от самой начальной стадии существования Вселенной. Спектр фонового излучения характерен для абсолютно черного тела с температурой 2,73 K (на 2,73° выше абсолютного нуля) и имеет наибольшую интенсивность в микроволновом диапазоне. Галактика Млечный Путь движется в пространстве относительно фонового излучения со скоростью 600 км/сек.
Измерения, проведенные Зондом космического фона в 1992 г., после внесения поправок на возможные причины искажений исходных данных впервые показали, что распределение излучения по небу не является полностью равномерным. Были обнаружены похожие на рябь вариации величиной около десяти миллионных долей градуса. Они, как полагают, были первыми признаками начавшейся структуризации ранней Вселенной.

Космогония - изучение происхождения космических систем и объектов, в частности Солнечной системы. С тех пор, как Р. Декарт в 1644 г. предпринял первые попытки применить научные методы в той области знаний, которую теперь назвали бы космологией, было предложено множество различных теорий образования Солнечной системы. Согласно теории "вихрей" Декарта и ее более современным версиям, предполагается существование начальной турбулентности, из который формируются планеты. Такие теории были отвергнуты, поскольку никакого известного механизма создания турбулентности нет. Приливные теории постулируют близкий подход к Солнцу другой звезды, в результате чего часть солнечного вещества отрывается от Солнца и конденсируется в планеты. Такие события теперь также оцениваются как маловероятные. Более вероятными считаются приливные механизмы взаимодействия звезд и гигантских молекулярных облаков.
Согласно современным представлениям, Солнечная система образовалась из медленно вращающегося газового облака. По мере сжатия облака формировалось плотное непрозрачное ядро (которое в конечном счете должно было стать Солнцем), окруженное диском газа и пыли. Впервые эту теорию туманности предложили Кант в 1755 г. и Лаплас в 1796 г. В последнее время гипотезы о механизме формирования планет внутри диска претерпели значительные изменения. Сейчас наибольшее распространение получила гипотеза о постепенном накоплении вещества планет путем аккреции. Различие между внутренними твердыми планетами и внешними газовыми гигантами обусловлено уменьшением нагрева со стороны Солнца.

Космологическая постоянная (Λ) - член в уравнениях гравитационного поля, введенный Эйнштейном, чтобы получить решение, соответствующее статической Вселенной. Эта постоянная может быть интерпретирована как эквивалент неизвестной космической силы отталкивания, которая компенсирует действие гравитационной силы притяжения (или силы притяжения, если значение Λ отрицательно). Наблюдения свидетельствуют о нулевом или очень малом значении космологической постоянной, и современная квантовая космология пытается объяснить этот факт.

Космология - раздел астрономии, изучающий происхождение, свойства и эволюцию Вселенной. Физическая космология занимается наблюдениями, которые дают информацию о Вселенной в целом, а теоретическая космология - разработкой моделей, которые должны описывать наблюдаемые свойства Вселенной в математических терминах.  Практически в последние пятьдесят лет основное внимание было уделено теории стационарной Вселенной и теории Большого Взрыва. Теперь общепринято, что наблюдения уверенно подтверждают положения космологии Большого Взрыва.

Космос - термин для обозначения Вселенной в целом или, в общем смысле, пространства за пределами Земли.

Красное смещение (z) - увеличение длины волны электромагнитного излучения, вызванное или доплеровским эффектом, когда источник излучения удаляется от наблюдателя, или присутствием гравитационного поля. Количественно красное смещение характеризуется относительным изменением Δλ длины волны l неподвижного источника (измеренной, когда источник и наблюдатель не движутся друг относительно друга): z =Δλ/λ. В теории доплеровского эффекта даются формулы, связывающие величину красного смещения со скоростью перемещения источника относительно наблюдателя. В астрономии особую важность имеет красное смещение галактик и квазаров, в частности, в связи с тем, что оно позволяет получать непосредственные оценки расстояний до этих объектов в соответствии с законом Хаббла. В общей теории относительности Эйнштейна показано, что красное смещение возникает и в присутствии сильного гравитационного поля.

Красный гигант - звезда на поздних стадиях эволюции, размеры которой увеличились, а поверхностная температура упала настолько, что звезда кажется красной.
Звезда становится красным гигантом в ходе эволюции звезд, когда истощается водородное топливо для реакций ядерного синтеза в ее центральном ядре. После этого начинается процесс сжатия ядра с выделением энергии гравитации. Он продолжается до тех пор, пока процесс горения водорода не возобновится - но уже в оболочке, окружающей инертное ядро. Энергия, выделяющаяся при сгорании водорода, вызывает резкое расширение внешних слоев звезды. По мере расширения они охлаждаются. Поверхностная температура снижается, постепенно достигая 4000 K (независимо от исходного спектрального класса звезды). Когда Солнце станет красным гигантом, оно расширится до размера, примерно равного диаметру орбиты Земли.

Критическая плотность - минимальная плотность вещества, которая гарантировала бы, что Вселенная не будет расширяться вечно. Наблюдаемое сегодня расширение может прекратиться под действием сил гравитации только в том случае, если плотность Вселенной достаточно велика. Критическая плотность определена как плотность, которая гарантировала бы, что в некоторый момент времени одновременно обратятся в нуль как скорость расширения, так и ускорение. Значение критической плотности оценивают величиной между 10^-29 и 2×10^-29г/см3, что примерно в десять раз превосходит плотность вещества, которое, судя по наблюдениям, содержится в звездах и галактиках.

Круг склонения - градуированный диск или круг, соответствующий экваториальной установке, служащий для определения величины склонения точки, на которую наведен телескоп.

Кульминация - момент пересечения светилом небесного меридиана (меридиан наблюдателя). Момент, когда при вращении Земли звезда или другой небесный объект достигает максимальной высоты над горизонтом.   Таким образом, в кульминации объект находится от наблюдателя на юге или на севере. Незаходящие (околополярные) звезды пересекают меридиан как ниже полюса (нижняя кульминация), так и выше его (верхняя кульминация). Кульминацию называют еще “пересечением меридиана” и “прохождением”.

Ледяной карлик - планетарное тело, характеризующееся относительно небольшими размерами и состоящее из смеси льда и твердых пород. Примерами могут служить планета Плутон, планетарные луны типа Тритона и объекты, населяющие пояс Койпера.

Леониды - ежегодный метеорный поток, радиант которого лежит в "серпе" созвездия Льва. Пик потока приходится на 17 ноября, а обычная продолжительность - около четырех дней. Хотя в эти дни каждый год наблюдается лишь небольшое число метеоров, иногда отмечаются и захватывающие зрелища. Так, в 1966 г. Леониды дали возможность наблюдателям в США полюбоваться самым богатым когда-либо зарегистрированным метеорным ливнем: можно было увидеть до 40 метеоров в секунду.
Метеорный ливень связан с кометой 55P/Темпеля-Тутля, впервые зарегистрированной в 1865 г., которая имеет период, равный 33 годам. Метеорное вещество сконцентрировано около кометы, а не распределено равномерно по орбите. Поэтому красивые зрелища возможны только раз в 33 года, хотя и в этом случае они не обязательны, особенно если комета проходит слишком далеко от орбиты Земли.

Летнее время или время "экономии света" - переход к нормальному гражданскому времени, проводимый для удобства в некоторых странах на весь год или его часть. Одна из главных причин такой корректировки - стремление обеспечить возможно большее совпадение обычного рабочего дня со светлым дневным временем, отсюда и происхождение названия. Впервые введено в Англии в 1908г. В России переход на летнее время впервые был осуществлён в июле 1917 года и действовал до 1930 года, когда стрелки часов были переведены на один час вперёд относительно поясного времени. Это время называли «декретным», так как оно было введено Декретом Совнаркома 16 июня 1930 года. С 1981 года в СССР вновь стало регулярно вводиться летнее время.

Либрация - любой из нескольких эффектов, оказывающих влияние на положение видимого с Земли полушария Луны. Несмотря на то, что периоды вращения Луны и ее обращения по орбите вокруг Земли равны (так что Луна обращена к Земле всегда одной стороной), в результате либрации в разное время с Земли удается рассмотреть до 59% поверхности Луны. Физическая либрация представляет собой следствие нерегулярности вращения Луны. Несколько больший эффект связан с геометрической либрацией (как по широте, так и по долготе). Либрация по широте возникает из-за того, что орбита Луны наклонена к эклиптике под углом 5°9'. Эллиптическая форма орбиты Луны приводит к тому, что ее орбитальная скорость не постоянна. Это в свою очередь дает либрацию по долготе в 7°45'. Кроме того, существует и суточная либрация - небольшие изменения видимой части Луны при ее наблюдении в разное время суток.

Лимб - видимый край диска светила в проекции на небесную сферу - например, Солнца, Луны или планеты.

Линейчатый спектр - спектр, который показывает эмиссионные (яркие) линии и/или линии поглощения (темные). Линии поглощения присутствуют в спектрах большинства звезд. Для излучения Солнца они известны как фраунгоферовы линии. Атомы способны поглощать излучение на нескольких вполне определенных длинах волн. Длины волн, на которых происходит поглощение, различны для каждого химического элемента. Это делает возможным идентифицировать элементы, представленные в веществе звезды (или другого небесного тела), путем анализа спектральных линий, присутствующих в спектре. Мощность линий можно использовать для того, чтобы оценить количество химического элемента, хотя и не непосредственно, поскольку на мощность линий поглощения в спектре сильно влияют температура, плотность и другие физические условия.

Линза - прозрачное оптическое устройство, которое изменяет направление проходящего через него луча света. Для различных целей разработаны разные типы линз. Выпуклые и двояковыпуклые линзы заставляют параллельные лучи света сходиться в точке фокуса. Вогнутые и двояковогнутые линзы отклоняют параллельные лучи. Линзы часто используются в комбинации, позволяя достичь таких результатов, которые недоступны для отдельной линзы (например, в окуляре телескопа). Линзы могут изготовляться из отдельных элементов, соединенных вместе: дублеты и триплеты - линзы, составленные соответственно из двух и трех элементов. Сложные линзы, изготавливаемые из различных сортов стекла, используются для уменьшения хроматической аберрации. Линза объектива любого телескопа-рефрактора представляет собой устройство, собирающее световые потоки.

Линия 21 см - характерное радиоизлучение (или поглощение) нейтрального водорода в межзвездном пространстве на длине волны 21 см.
Нейтральный водород - главный компонент межзвездной среды, так что наблюдения в линии 21 см оказываются важным методом анализа распределения, плотностей и скоростей вещества в нашей собственной Галактике и в тысячах других галактик. Эта линия была первой спектральной линией, которая была обнаружена радиоастрономическими методами (1951г). Радионаблюдения линии 21 см теперь являются основным средством исследования структуры галактик. Небольшое изменение энергии в водородном атоме, ответственное за 21-сантиметровое излучение, в естественных условиях имеет довольно низкую вероятность появления. Отдельный возбужденный водородный атом может находиться в таком состоянии около 12 млн. лет, прежде чем в нем произойдет спонтанный переход на более низкий уровень. Однако излучение межзвездного водорода наблюдается достаточно хорошо, поскольку имеется огромное количество возбужденных атомов, которые сталкиваются между собой, в результате чего и происходят переходы.

Линия отвесная - прямая линия, совпадающая с направлением нити отвеса в данной точке Земли.

Литосфера - твердый внешний слой планетарного тела, включающий кору и часть верхней мантии, которая лежит выше менее твердой астеносферы.

Ложное солнце (паргелий) - круглое пятно света в небе на расстоянии 22° от Солнца. Ложные солнца обычно появляются парами, по обе стороны от истинного Солнца, на круглом световом гало, хотя в зависимости от обстоятельств одно из ложных солнц может быть намного ярче другого. Этот эффект вызывается преломлением солнечного света ледяными кристаллами в атмосфере Земли.

Лунация - полный цикл фаз Луны, который занимает один синодический месяц, равный 29,53059 суток.

Лунный параллакс - средняя величина экваториального горизонтального параллакса Луны (суточный параллакс), которая равна 3422,45 дуговых секунды.

Лучевая скорость - скорость объекта относительно наблюдателя, измеренная вдоль луча зрения. Чтобы определить истинную скорость объекта в пространстве, необходимо знать также их скорость по направлению, перпендикулярному к лучу зрения. Для звезд, галактик и других астрономических объектов определить лучевую скорость часто намного легче, чем "поперечную". Это объясняется наличием доплеровского эффекта.

Лучистый перенос - процесс, посредством которого энергия электромагнитного излучения передается веществу, с которым это излучение взаимодействует. При лучистом переносе происходит непрерывное поглощение фотонов и их повторное излучение атомами вещества. Количество энергии, выделенной некоторым объектом, равно энергии, закон сохранения энергии, поступившей в него извне, плюс энергия, генерируемая в нем, минус энергия, поглощенная им. Это положение может быть записано математически, но воспользоваться такой записью будет трудно из-за сложности описания процессов взаимодействия между веществом и электромагнитным излучением.

Лучистое давление - давление потока фотонов на вещество, при котором происходит передача импульса. В астрономии лучистое давление существенно тогда, когда имеют место большие потоки излучения, например, во внешних слоях звезды. В межзвездной среде лучистое давление на зерна пыли может быть сильнее локального гравитационного поля. Так, в пределах Солнечной системы лучистое давление Солнца выталкивает самые маленькие частицы вещества вовне.

Магнитная звезда - звезда с исключительно сильным магнитным полем. Для группы A-звезд были измерены магнитные поля, которые оказались в тысячу раз сильнее поля Солнца. Эти звезды имеют также пекулярные спектры и поэтому классифицируются как Ap-звезды. Под влиянием магнитного поля линии звездного спектра расщепляются на поляризованные компоненты (эффект Зеемана). Почти во всех случаях сила поля и спектральные линии изменяются регулярно. Это можно объяснить, если сделать предположение, что ось вращения и магнитная ось звезд не совпадают.

Магнитный хвост - часть магнитосферы Земли (или любой другой планеты), которая на ночной стороне планеты вытягивается в направлении, противоположном Солнцу, подобно хвосту кометы. Магнитный хвост Земли простирается на ночной стороне от 10 до 80, а, возможно, и до 1000 земных радиусов.

Магнитограф - инструмент, используемый в солнечной астрономии для картирования силы, направления и распределения магнитного поля на поверхности Солнца.

Магнитометр - инструмент для измерения силы и направления магнитного поля.

Магнитосфера - область вокруг Земли (или любой другой планеты), в пределах которой естественное магнитное поле ограничивается солнечным ветром.

Малая планета - альтернативное название астероида.

Маскон - область аномально сильного гравитационного поля на Луне. Термин представляет собой сокращение обозначения "массовая концентрация". Масконы, как предполагается, указывают на присутствие пород, плотность которых выше средней, хотя пока нет общего мнения относительно их происхождения. Эти области имеют почти круглую форму и связаны с лунными морями.

Международное атомное время (TAI) - непрерывная шкала измерения времени, получаемая в результате сопоставления атомных эталонов времени во многих странах, которое проводится Международным Бюро мер и весов.

Межзвездная среда - диффузное вещество в пространстве внутри галактики между отдельными звездами, которые обычно отстоят друг от друга на несколько световых лет. В нашей Галактике масса вещества в межзвездной среде составляет, по некоторым оценкам, по крайней мере одну десятую от массы звезд. Все это вещество сконцентрировано в центральной области Галактики и в ее четырех спиральных рукавах. Обычно спиральные галактики содержат значительное количество межзвездного вещества, а эллиптические - совсем немного или даже не содержат его вообще.
Между звездами и межзвездной средой происходит непрерывное взаимодействие, которое приводит к возникновению целого ряда разнообразных компонентов: темных облаков газа и пыли, областей ионизированного водорода и нейтрального водорода, молекулярных облаков, глобул, а также очень горячего разреженного газа и высокоэнергичных частиц космических лучей.

Межзвездные облака - это области звездообразования, однако они богаты и веществом, выброшенным сверхновыми и порожденным другими звездными процессами, связанными с потерей массы.

Межпланетная среда - среда между планетами в Солнечной системе, содержащая межпланетную пыль, электрически заряженные солнечные частицы и нейтральный газ из межзвездной среды. Заряженные частицы представлены электронами, протонами и гелиевыми ядрами (альфа-частицы), которые, устремляясь от Солнца, образуют солнечный ветер. Атомы нейтрального водородного и гелиевого газа поступают в окрестность Солнца из межзвездной среды. Из-за влияния солнечного ионизирующего излучения время жизни этих атомов в нейтральном состоянии (на расстоянии от Солнца до Земли) составляет около двадцати дней.

Мезосфера - часть атмосферы Земли, расположенная выше стратосферы на высотах от 50 до 85 км, в который температура с высотой уменьшается, достигая -90° C у верхней границы (мезопаузы).

Меридиан: географический - большой полукруг, проходящий через полюсы Земли; небесный - большой круг небесной сферы, плоскость которого проходит через отвесную линию и ось мира;  нулевой (гринвичский) - меридиан, проходящий через Гринвичскую обсерваторию в Англии. Основной (центральный) часового пояса - географические меридианы, проходящие приблизительно по середине часовых поясов и отстоящие точно на 15 градусов по долготе друг от друга.

Меридианный круг - телескоп, установленный так, чтобы он мог вращаться в вертикальной плоскости "север-юг" вокруг горизонтальной оси. Используется для точных измерений углов возвышения звезд и для определения времени их прохождения через меридиан.

Мерцание - быстрые движения и сцинтилляция изображения звезды, вызываемые турбулентностью в атмосфере Земли.

Местное время - истинное солнечное время или среднее солнечное время для данного места расположения наблюдателя. Оба этих времени, вообще говоря, отличаются и от гражданского времени в этом месте и, например, от всемирного времени, в зависимости от часового пояса и долготы места соответственно.

Местное звездное время (LST) - звездное время для заданного положения наблюдателя. Местное звездное время отличается от гринвичского звездного времени на четыре минуты для каждого градуса восточной или западной долготы от Гринвича. Время для местностей, расположенных к востоку, идет позже, а к западу - раньше.

Месяц - промежуток времени, необходимый для завершения одного оборота Луны вокруг Земли. Продолжительность месяца изменяется в соответствии с точкой отсчета:
Аномалистический - апсида - 27.55455, Драконический - узел - 27.21222, Сидерический - неподвижные звезды - 27.32166, Синодический - фаза - 29.53059, Тропический - точка равноденствия - 27.32158.

Метеор - световое явление в атмосфере Земли при попадании и сгорании в ней метеороида. Популярное название метеора - падающая звезда. Земля подвергается постоянной бомбардировке веществом из космоса. Вторгающиеся объекты различаются по размеру от камней весом в несколько килограммов до микроскопических частиц, весящих меньше миллионной доли грамма. По оценкам специалистов, в течение года Земля захватывает больше 200 млн. кг метеорного вещества. Десятая часть этой массы достигает поверхности в форме метеоритов и микрометеоритов. Остальная часть сгорает в атмосфере, порождая метеорные следы.
    Метеорное вещество обычно входит в атмосферу со скоростью около 15 км/сек. Нагреваясь от трения, частицы среднего размера испаряются, давая вспышку видимого света и оставляя кратковременный след ионизированного газа. Такие следы способны отражать радиолокационные сигналы, поэтому для обнаружения метеоров, которые слишком слабы для визуального наблюдения (а также метеоров, появляющихся при дневном свете), используются методы радиолокации.
    Большая часть метеорного вещества в Солнечной системе обращается вокруг Солнца по определенным орбитам - орбитам, что и известные кометы. Частицы могут быть распределены по всей орбите или сконцентрированы в отдельных скоплениях. Когда при своем движении по орбите Земля пересекает такой рой, в небе наблюдается метеорный поток. Эффект перспективы порождает оптическую иллюзию того, что метеоры, которые в действительности движутся по параллельным траекториям, кажутся исходящими из одной точки в небе, которую называют радиантом. В дополнение ко множеству регулярных метеорных потоков, в течение года наблюдаются и спорадические метеоры. Они могут прийти с любого направления.

Метеорит - метеороид, упавший на поверхность Земли или другой планеты. Метеориты обычно называются по имени места, где они упали. Изучение траекторий небольшого числа метеоритов, которые наблюдались как болиды и были обнаружены впоследствии, показывает, что они двигались по траекториям, берущим свое начало в поясе астероидов. Химический и минералогический состав метеоритов изучается очень внимательно, так как они, по-видимому, являются образцами населения удаленных частей Солнечной системы и поэтому дают ключ к пониманию ее происхождения и эволюции.
    Метеориты подразделяются на три основных класса: железные (сидериты), железо-каменные (сидеролиты или литосидериты) и каменные (аэролиты). Каменные метеориты в свою очередь разделяются на два важных подкласса: хондриты и ахондриты. Хондриты характеризуются наличием хондр - небольших сферических включений, которые могут состоять из металлов, силикатов или сульфидов. В ахондритах хондр нет.

Метеороид - твердое тело, движущееся в межпланетном пространстве, размером меньше астероида, который потенциально может стать метеором или метеоритом.

Метонов цикл - период, равный 19 тропическим годам, после которого фазы Луны наступают в те же самые дни года. Это происходит потому, что 19 тропических лет содержат 6939,60 суток, т.е. почти точно соответствуют 235 синодическим месяцам (6939,69 суток). Открытие цикла приписывается греческому астроному Метону, работавшему в V в. до н.э.

Микроволновая астрономия - изучение радиоизлучения астрономических источников в широкой полосе частот электромагнитного спектра (от дальнего инфракрасного с длиной волны 1 мм до коротковолнового радиодиапазона с длиной волны около 6 см). В более коротковолновом конце эти волны поглощаются атмосферой Земли.

Микролинза - эффект, заключающийся в том, что объект звездного размера действует как гравитационная линза. Этот эффект использовался для поиска невидимых тусклых звезд или коричневых карликов, которые могут составлять до 90% общей массы Галактики (такие объекты иногда описываются как MACHO). Эффект микролинзы вызывает временное увеличение яркости звезды, когда для наблюдателя с Земли она проходит за одним из темных объектов. В ходе систематического поиска таких событий удалось обнаружить несколько случаев, которые можно считать проявлениями эффекта микролинзы.

Минимум Маундера - интервал протяженностью около 70 лет, начиная примерно с 1645 г., в течение которого солнечная активность постоянно была на низком уровне, а солнечные пятна наблюдались редко. В течение 37 лет не было зарегистрировано ни одного полярного сияния.

Минута - единица времени, равная 60 секундам.

Млечный Путь - полоса туманного света, опоясывающая небо, которая образуется светом огромного количества звезд нашей Галактики. Термин используется также как синоним Галактики. Видимая полоса представляет собой рассматриваемый изнутри диск Галактики. Солнце в Галактике располагается ближе к краю, на расстоянии двух третей расстояния от центра галактического диска. Поэтому Млечный Путь кажется наиболее ярким в направлении балджа вокруг галактического центра, который лежит в созвездии Стрельца. Облака пыли (типа Угольного мешка около Южного Креста), затеняющей свет звезд, придают Млечному Пути пятнистый вид.Главные созвездия, через которые проходит Млечный Путь, - Персей, Кассиопея, Лебедь, Орел, Стрелец, Скорпион, Центавр, Паруса, Корма, Единорог, Орион, Телец и Возничий.

Молекулярное облако - облако межзвездного вещества, в котором газ имеет по преимуществу молекулярную форму. Существуют молекулярные облака двух различных типов - малые молекулярные облака и гигантские молекулярные облака (ГМО). Облака обоих типов в пределах Млечного Пути можно найти вблизи галактической плоскости.
Малые облака имеют обычно несколько световых лет в диаметре, плотность порядка 1000-10000 молекул в кубическом сантиметре и температуру около 10-20 K. В таких облаках встречаются и более холодные сконденсированные "ядра", где плотность в десять или сто раз больше. Малые облака содержат главным образом молекулярный водород (H2). Не получая энергии излучения звезд, они остаются очень холодными.
Гигантские молекулярные облака состоят в основном из молекулярного водорода и моноксида углерода (CO), но содержат также много других межзвездных молекул. Это наиболее массивные объекты в пределах нашей Галактики, содержащие до десяти миллионов солнечных масс. Обычно они имеют в поперечнике150 - 250 световых лет. Плотность их достаточно высока - до десяти миллионов молекул в кубическом сантиметре. Инфракрасное излучение из этих облаков свидетельствует, что они являются областями звездообразования. ГМО почти всегда оказываются связанными со скоплениями горячих массивных молодых звезд. Яркие облака ионизированного водорода (области H II), возможно, возникают под действием таких звезд, образовавшихся у границ ГМО. В туманности Ориона, например, ГМО лежит позади оптически видимой туманности. Другой пример связан с туманностью "Омега" (M17). ГМО, содержащее от трех до пяти миллионов солнечных масс вещества, расположено вблизи галактического центра, перед радиоисточником Стрелец B2. Оно содержит многие из известных типов межзвездных молекул. Предполагают, что в Галактике существует до 4000 ГМО.

Навигационные сумерки - формально определяются как интервал времени, в течение которого Солнце находится ниже точки зенита в интервале от 96° до 102°.

Надир - расположенная под ногами наблюдателя точка пересечения отвесной линии с поверхностью небесной сферы.

Наклон эклиптики к экватору (e) - угол между экваториальной плоскостью Земли и эклиптикой. В настоящее время составляет около 23°26'. Влияние прецессии и нутации приводит к тому, что наклон меняется в пределах от 21°55' до 24°18'.

Наклонение орбиты (i) - двугранный угол, образованный плоскостями эклиптики и орбиты небесного тела. Например, для орбит планет и комет вокруг Солнца основной плоскостью является плоскость эклиптики. Для орбит спутников - это плоскость экватора родительской планеты. Термин используется также для угла между осью вращения тела и основной плоскостью, которой обычно является плоскость орбиты тела.

Население типа I - общее название для относительно молодых звезд и звездных скоплений в пределах Галактики, которые лежат в галактической плоскости, особенно в ее спиральных рукавах. Различие между населением типа I и населением типа II впервые было выяснено в 1944 г. В. Бааде, который и ввел этот термин. Типичные объекты населения типа I представляют собой наиболее горячие звезды главной последовательности, рассеянные скопления и ассоциации. С населением типа I связано и межзвездное вещество. Звезды населения типа I относительно богаты тяжелыми элементами, поскольку вещество, из которого они образовались, было обогащено продуктами ядерного синтеза в предыдущих поколениях звезд.

Население типа II - общее название для звезд и звездных скоплений в сферическом гало вокруг центра Галактики (но не в ее плоскости), характеристики которых предполагают их большой возраст. Звезды, принадлежащие к населению типа II, обычно содержат существенно меньше тяжелых элементов и имеют большие скорости по сравнению с Солнцем и другими звездами галактического диска. Их орбиты в Галактике имеют вытянутую эллиптическую форму и сильно наклонены к галактической плоскости. К населению типа II принадлежат и шаровые скопления. Характеристики объектов населения типа II можно было бы легко объяснить, если допустить, что эти объекты образовались до того, как Галактика сколлапсировала и приобрела нынешнюю плоскостную структуру, и прежде, чем межзвездная среда обогатилась более тяжелыми элементами за счет потери массы старыми звездами.

Небесная механика - общий термин для разделов астрономии, имеющих дело с движением и последовательными положениями астрономических объектов, особенно с определением орбит.

Небесная сфера - небо, рассматриваемое как внутренняя поверхность пустой сферы для удобства описания положения и движения астрономических объектов. Любой наблюдатель размещается в центре своей собственной небесной сферы. Небо можно представить себе как полусферический купол. От находящегося на поверхности Земли наблюдателя половина неба всегда скрыта (какая именно половина небесной сферы открыта наблюдателю, зависит от широты точки его положения на Земле, а также от даты и времени суток). Измерения на небесной сфере производятся в угловых единицах (градусах) и не зависят от реального удаления объектов от наблюдателя.

Небесные координаты - любая система координат, которая может быть использована для описания положения объекта на небесной сфере. В различных астрономических приложениях используются различные системы координат. Наиболее часто употребляются экваториальные координаты, горизонтальные координаты, эклиптические координаты и галактические координаты.

Небесный экватор - большой круг на небесной сфере, отмечающий границу между северным и южным полушариями и служащий началом отсчета склонения. Он образуется в результате пересечения небесной сферы плоскостью земного экватора.

Незаходящая звезда - звезда, которая для данного наблюдателя никогда не опускается ниже линии горизонта. Для этого склонение звезды должно быть больше, чем 90° минус широта места наблюдения. Таким образом, для наблюдателя, находящегося на экваторе, незаходящих звезд нет, а для наблюдателя на полюсах Земли все звезды - незаходящие.

Нейтральный водород ( HI или H0) - неионизированный атомарный водородный газ, представляющий собой важный компонент межзвездной среды. Возможно, он составляет около половины ее массы, хотя плотность его очень низка (в среднем около 50 атомов в кубическом сантиметре). Температура нейтрального водорода лежит между 25 и 250 K, т.е. газ слишком холоден, чтобы излучать в видимом диапазоне. Однако измерение радиоизлучения на длине волны 21 см позволило картировать распределение нейтрального водорода в спиральных рукавах нашей собственной Галактики и других близлежащих галактик.

Нейтринная астрономия - попытки обнаружить нейтрино от космических источников, в том числе порождаемые Солнцем. Нейтрино представляют собой элементарные частицы без электрического заряда и почти не обладающие массой, а их взаимодействие с другим веществом очень незначительно. Они движутся практически со скоростью света и в большом количестве возникают при ядерных реакциях, которые имеют место в центральной части звезд и при взрывах сверхновых.
   Нейтрино очень трудно обнаружить по той причине, что они слабо взаимодействуют с любым веществом. Самый продолжительный эксперимент по обнаружению солнечных нейтрино был проведен в шахте Хоумстейк (штат Южная Дакота, США). Предполагалось использовать то обстоятельство, что случайные нейтрино будут взаимодействовать с атомами хлора, преобразуя его в радиоактивный изотоп аргона. Детектор нейтрино представлял собой резервуар, содержащий 400000 литров очищенной жидкости (перхлорэтилена). Такие эксперименты должны быть подземными, чтобы избежать влияния космических лучей. Теоретически можно было ожидать, что с помощью этой установки будет обнаруживаться одно взаимодействие в день. Практически, однако, наблюдалось втрое меньше взаимодействий. Это несоответствие получило название проблемы нейтрино.
   В другой успешно работающей системе детектором является большой резервуар воды, в котором фиксируется черенковское излучение, возникающее при взаимодействии электронов с солнечными нейтрино. С помощью детекторов этого типа (японская система "Камиоканде" и подобный детектор в штате Огайо) были проведены первые наблюдения нейтрино от сверхновой SN1987A. В 1996 г. "Камиоканде" был заменен усовершенствованным вариантом, получившим название "Super-Kamiokande". Еще один путь обнаружения нейтрино (взаимодействие нейтрино с галлием) проверяется в международном европейском проекте ГАЛЛЕКС (GALLEX) и в экспериментах, выполняемых в России.

Нейтронная звезда - звезда с массой от 1,5 до 3,0 солнечных масс, которая под действием гравитационных сил коллапсировала до такой степени, что теперь состоит почти полностью из нейтронов. Нейтронные звезды имеют в поперечнике всего около 10 км при плотности 10¹⁷ кг/м3. Они образовались при взрывах сверхновых и наблюдаются как пульсары.

Неопознанный летающий объект (НЛО)(UFO) - Любое небесное явление, для которого у наблюдателя нет подходящего рационального объяснения. Термин часто используется в связи с гипотетическими появлениями искусственных космических объектов. Иногда используется также сокращение УФО (UFO unidentified flying object).

Непрерывный спектр - с пектр, в котором интенсивность излучения меняется с изменением длины волны постепенно, в отличие от острых пиков интенсивности, обнаруженных в эмиссионном линейчатом спектре. Любое тело с температурой выше абсолютного нуля испускает непрерывный спектр, характер которого зависит от температуры. Непрерывный спектр может быть пересечен узкими линиями поглощения, например, как в спектре Солнца.

Новая - звезда, яркость которой внезапно увеличивается примерно на десять звездных величин, а затем постепенно (в течение нескольких месяцев) падает. Латинское обозначение новой, nova (мн. novae), представляет собой часть словосочетания "nova stella " - новая звезда. Наблюдения показали, что новые представляют собой тесные двойные звезды, один из компонентов которых - белый карлик. Когда звезда-компаньон расширяется, заполняя полость Роша, потоки вещества устремляются к белому карлику и образуют вокруг него аккреционный диск. Принятая в настоящее время теория взрывов новых состоит в том, что на поверхности белого карлика вещество накапливается до тех пор, пока температура и давление в более глубоких слоях не станут достаточно высокими для возникновения углеродного цикла ядерных реакций. Генерируемая при этом энергия не может рассеяться в пространстве, поскольку в лежащих выше слоях находится большое количество вещества. Температура поднимается до 100 млн. градусов и в некоторый момент начинается взрывной процесс ядерных реакций, приводящий к наблюдаемой вспышке новой. Было замечено, что некоторые из новых окружены расширяющейся газовой оболочкой, которая уносится в пространство со скоростями, достигающими 1500 км/сек. По имеющимся оценкам, масса выбрасываемого вещества составляет около одной десятитысячной части массы Солнца, а выделенная энергии равна одной миллионной доли той энергии, которая выделяется при взрыве сверхновой. Выброшенное вещество содержит углерод, азот и кислород, а наблюдаемые отношения изотопов 13C/12C и 15N/14N соответствуют принятой теории. Классические новые взрываются только один раз, хотя полагают, что вспышки могут повторяться каждые 10000 или 100000 лет. Взрывы повторной новой, типа P Лебедя, могут повторяться с интервалами от десяти до ста лет. В любой галактике, как правило, в год возникает несколько десятков новых.

Новолуние - фаза Луны, при которой ее эклиптическая долгота равна эклиптической долготе Солнца. При наблюдении с Земли Луна выглядит полностью неосвещенной.

Ночь астрономическая - период суток между астрономическими сумерками, когда Солнце погружено под горизонт ниже 18 градусов.

Нутация - относительно короткопериодические колебания, накладывающиеся на прецессию оси вращения тела под действием вращательного момента из-за внешних гравитационных влияний. Нутация оси Земли (достигающая 15 дуговых секунд с периодом около 18,6 лет) вызвана изменениями орбиты Луны.

Облако Оорта (облако Оорта-Эпика) - гипотетическая сферическая оболочка, окружающая Солнечную систему на расстоянии около 1 светового года (50000 а.е.), в которой содержатся миллиарды комет с общей массой, равной примерно массе Земли. Облако считается источником комет, наблюдаемых в Солнечной системе, которые могли бы отклониться "внутрь" под влиянием проходящей относительно недалеко звезды. Эта идея впервые была выдвинута E. Эпиком в 1932 г., а затем в 1950-х гг. развивалась Яном Оортом. Никаких прямых свидетельств существования такого облака нет, если не считать потребности объяснить происхождение комет Солнечной системы. Если облако Оорта и существует, то остается неясным, как оно образовалось. Правда, согласно некоторым теориям, кометы образовались в районе нынешнего местоположения внешних планет и только позже разошлись на большие расстояния.

Область HI (область H0) - межзвездное облако нейтрального водорода.

Область HII (область H+) - межзвездное облако ионизированного водорода.
 

Оболочка - газообразная область, окружающая одну или несколько звезд (или любых других астрономических объектов).

Обратное время - интервал между текущим временем и временем в прошлом, когда образовалось излучение, полученное нами от удаленной галактики. Обратное время увеличивается с увеличением красного смещения. Обратное время как бы возвращает наблюдателя к более ранним этапам истории Вселенной.

Обсерватория - место или здание, в котором ведутся (или велись в прошлом) астрономические наблюдения, а также административный центр, руководящий такими работами.

Объективная призма - тонкая призма, помещенная на апертуре телескопа для получения суммарного спектра всех звезд, находящихся в поле зрения.

Озон - молекулярный кислород, молекула которого содержит три атома вместо обычных двух. Возникает при действии ультрафиолетового излучения на воздух или кислород. Слой озона в верхней атмосфере Земли (на высотах 25 - 40 км ) служит защитным барьером от вредного для жизни ультрафиолетового излучения Солнца.

Окуляр - набор установленных в тубусе небольших линз, предназначенный для увеличения и фокусировки изображения, сформированного телескопом или другим оптическим прибором. Окуляры, используемые для визуального наблюдения в телескопе, обычно взаимозаменяемы. Они вставляются или ввинчиваются в тубус стандартного размера. Фокусное расстояние окуляра fe при фиксированном фокусном расстоянии телескопа fo определяет увеличение телескопа, которое задается выражением: увеличение = fo/fe.
В различных приложениях (в зависимости от требуемого увеличения, качества изображения и размера поля зрения) используются разные типы окуляров.

Оптическая двойная - пара звезд, которые случайно оказались в небе близко одна от другой, но физически друг с другом не связаны (как в истинной двойной звезде).

Орбита - путь тела, перемещающегося в гравитационном поле. Для тел, движущихся под действием центростремительной силы, орбиты (при отсутствии существенных возмущений) имеют форму конических сечений, т.е. представляет собой круг, эллипс, параболу или гиперболу.

Ореол - образование нежелательного гало (рассеянного света) в результате внутреннего отражения света от яркого объекта, например в неидеальной оптической системе или на фотографической пленке.

Ось мира - прямая, вокруг которой происходит кажущееся вращение небесной сферы.

Ось склонения - одна из двух осей, относительно которой может вращаться телескоп с экваториальной установкой (другой является полярная ось). Вращение вокруг оси склонения позволяет наводить телескоп на объекты с различным склонением, в то время как прямое восхождение остается постоянным.

Отражающая туманность - холодное облако межзвездного газа и пыли, которое светится только потому, что пыль рассеивает свет близлежащих звезд; собственного свечения газо-пылевое облако не имеет. Спектр рассеянного света - такой же, как и у звезд, хотя синий свет рассеивается более интенсивно, чем красный, так как эффект зависит от длины волны. Одна из наиболее известных отражающих туманностей - та, которая окружает звезды Плеяд.

Парабола - форма незамкнутой кривой, принадлежащей к семейству кривых, известных как конические сечения. В астрономии с параболами сталкиваются в двух основных контекстах. Во-первых, это одна из форм орбиты тела, движущегося под действием центральной гравитационной силы (типа кометы), когда оно приближается к Солнцу. Во-вторых, форма параболоида обычно придается первичному зеркалу рефлекторного телескопа (параболоид представляет собой поверхность, полученную при вращении параболы). Изображения, полученные с помощью параболических зеркал, в отличие от сферических, не имеют искажений типа сферической аберрации.

Парадокс Ольберса - вопрос: "Почему небо ночью темное?". В 1826 г. немецкий астроном Генрих Ольберс (1758- 1840) обратил внимание на то, что при бесконечном возрасте большой Вселенной, более или менее однородно заполненной звездами, небо должно быть залито светом, потому что каждый луч зрения от наблюдателя в конечном счете сталкивается со звездой. Парадокс состоит в том, что, несмотря на это, небо ночью темное.
   Разрешение парадокса лежит в том, что исходное предположение является ошибочным. Так как парадокс касается допущений об основных свойствах Вселенной, то ясно, что темнота ночного неба имеет важное значение для космологии. Парадокс получил разрешение в рамках космологической теории Большого Взрыва: конечность возраста галактик означает, что прошедшего времени недостаточно, чтобы заполнить всю Вселенную светом. Кроме того, расширение Вселенной ведет к ослаблению наблюдаемой яркости неба от отдаленных объектов.

Параллакс (π) - изменение относительного положения объекта при рассмотрении его с разных точек зрения. Тригонометрическим параллаксом называют фактически измеренный угловой сдвиг при изменении точки зрения наблюдателя. В случае астрономических объектов параллакс может быть измерен только для относительно близких объектов по отношению к удаленным звездам. Тем не менее измерение параллакса (в тех случаях, когда это оказывается возможным) очень важно, так как это один из прямых методов определения астрономических расстояний. В астрономии слово "параллакс" часто используется как синоним "расстояния".
    Вращение Земли вызывает эффект суточного параллакса (угол, под которым из данной точки виден радиус Земли), а орбитальное движение Земли вокруг Солнца связано с появлением годичного параллакса - угол, под которым из данной точки виден радиус орбиты Земли.

Парниковый эффект - эффект внутреннего нагрева планетарной атмосферы, вызванный ее непрозрачностью для инфракрасного излучения. Название обусловлено сходством с теплицей, где стекло играет ту же роль, что и атмосфера. Основным источником тепла для поверхности планеты и атмосферы является энергия, излучаемая Солнцем в видимой и инфракрасной областях спектра. Более длинноволновое инфракрасное излучение, испускаемое самой планетарной поверхностью, задерживается атмосферой, вызывая повышение равновесной температуры (как атмосферы, так и планетарной поверхности). На Земле увеличение температуры составляет около 33 K. На Венере "распоясавшийся" парниковый эффект повысил температуру на целых 500 K. Нагрев Марса составляет "скромные" 5 K.
    Повышение температуры за счет парникового эффекта определяется тем, насколько непрозрачна атмосфера для инфракрасного излучения. Одним из основных источников непрозрачности является углекислота, но свою лепту вносят также водяные пары и некоторые другие газы. Большую обеспокоенность вызывает тот факт, что происходит глобальное нагревание Земли из-за увеличения концентраций углекислоты и других так называемых парниковых газов. Этот эффект обусловлен человеческой деятельностью, особенно сжиганием ископаемого топлива - угля и нефти.

Парсек (пс) - единица расстояния, используемая в профессиональной астрономии. Она определяется как расстояние, на котором объект имел бы годичный параллакс, равный одной дуговой секунде. Один парсек эквивалентен 3,0857 × 10¹³ км, 3,2616 световых лет или 206265 а.е. Широко используются также кратные единицы - килопарсек (кпс, 1000 пс) и мегапарсек (Mпс, 1000000 пс).

Пекулярная галактика - нестрогий термин, относящийся к любой галактике, которая не вполне укладывается в классификацию Хаббла и демонстрирует признаки необычной энергетической активности или приливного взаимодействия с соседними галактиками.

Пепельный свет - слабое освещение той части Луны (также слабое свечение, которое, по утверждению некоторых наблюдателей, можно видеть на темной части Венеры, когда планета находится в фазе серпа), которая в фазе "тонкого полумесяца" была бы полностью темной. Эффект вызван солнечный светом, отраженным Землей. С этим явлением связано английское выражение "Новая Луна в руках старой Луны".

Первая четверть - фаза Луны, когда освещена половина видимого диска, а Луна прибывает. Первая четверть наступает, когда небесная долгота Луны на 90° больше, чем долгота Солнца.

Перигей - наиболее близкая к Земле точка орбиты обращающегося вокруг нее тела (Луны, ИСЗ).

Перигелий - наиболее близкая к Солнцу точка орбиты обращающегося вокруг него тела.

Периодическая комета - комета, движущаяся по замкнутой эллиптической орбите в пределах Солнечной системы. Периодические кометы наблюдаются во время их регулярных возвращений в окрестность Земли, если только в своем орбитальном движении они подойдут достаточно близко, чтобы их можно было снова идентифицировать. Термин обычно относится к кометам с периодами меньше 200 лет, которые, строго говоря, являются короткопериодическими кометами.

Пирогелиометр - инструмент для измерения общей тепловой энергии Солнца, попадающей на единицу площади в единицу времени.

Плазма - ионизированный газ, состоящий из смеси электронов и атомных ядер. Все вещество внутри звезд находится в состоянии плазмы. Кроме того, плазмой является и ионизированный водород. Области астрофизической плазмы представляют собой источники радиоизлучения.

Планет конфигурации - взаимные расположения планет и Солнца на небесной сфере земного наблюдателя. Различают виды конфигурации: соединение (верхнее и нижнее), элонгацию (западную и восточную), квадратуру (западную и восточную), противостояние

Планета - небесное тело, вращающееся вокруг Солнца или другой звезды, масса которого слишком мала для того, чтобы тело могло стать звездой (меньше одной двадцатой массы Солнца). Планеты могут быть твердыми, типа внутренних планет (Меркурий, Венера, Земля и Марс), или газообразными с небольшим твердым ядром, подобно внешним планетам (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун). Эти восемь планет являются большими планетами Солнечной системы, или просто планетами. Плутон, хотя и напоминающем твердые планеты,  представляет собой ледяной карлик и с 24 августа 2006 года решением 26-й Генеральной Ассамблеи МАС, исключен из состава планет Солнечной системы (осталось 8 планет), а Плутон (теперь называется 134340 Pluto (134340 Плутон)) отнесен к карликовым планетам. К ним также отнесены бывший астероид Церера, Харон - спутник Плутона, объекты пояса Койпера: Зена (Xena, объект 2003UB313 - официальное название МАС - 136199 Eris (Эрис)), Седна (объект 90377) и другие, находящиеся за орбитой Плутона. В 1995г была открыта первая внесолнечная планета (на 2009г открыто более 300).

Планетарий - куполообразное здание, вмещающее специальный проектор для моделирования вида ночного неба. Планетарии широко используются в образовательных и развлекательных целях. Этим термином иногда обозначают и механическую модель Солнечной системы, чаще называемую моделью Оррери.

Планетарная туманность - расширяющаяся оболочка газа, которая окружает звезду на последней стадии эволюции звезд. Название восходит к описанию, данному Уильямом Гершелем. Он считал, что их форма напоминают диски планет, видимые в небольшой телескоп. Однако никакой связи между планетами и планетарными туманностями нет.
Планетарные туманности образуются в процессе потери массы, при котором красные гиганты в конечном счете превращаются в белые карлики. Обычно масса газовой оболочки составляет несколько десятых солнечной массы, а вещество уносится со скоростью 20 км/сек. Такая оболочка существует, вероятно, в течение 35000 лет, а затем становится слишком разреженной и поэтому невидимой. Спектры показывают эмиссионные линии светящегося газа, объединенные со спектром центральной звезды, который может содержать линии поглощения и/или эмиссионные линии. Центральные звезды планетарных туманностей по существу уже "сгорели" и находятся в стадии превращения в белые карлики. Их температура достигает 125000 K, а другие характеристики уже подобны характеристикам белых карликов. Планетарные туманности принимают разнообразные формы - кольцеобразные, круглые, гантелеподобные и неправильные. Самые известные среди них - туманность "Кольцо", туманность "Спираль", туманность "Гантель".

Планетарные кольца - кольцевые структуры, которые окружают четыре самых больших внешних планеты - Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун - и состоят из множества небольших тел и пылевых масс. Кольца Сатурна были открыты в 1610 г. (их открытие принадлежит Галилею, первым из людей взглянувшим на небо в телескоп). В 1857 г. Джеймс Клерк Максвелл доказал теоретически, что кольца должны состоять из множества несвязанных частиц, что позже и было подтверждено спектроскопическими наблюдениями - оказалось, что внутренние частицы движутся по орбите быстрее внешних. В 1977 г. при покрытии Ураном звезды у него были обнаружены девять узких колец. В 1979 г. "Вояджер-1" открыл слабую полосу вокруг Юпитера, а в начале 1980-х гг. неполные кольцевые дуги были обнаружены у Нептуна (снова при наблюдении покрытия). В 1989 г. "Вояджер-2" показал, что Нептун имеет полные кольца - впечатление неполноты объяснялось некоторой "комковатостью" их структуры. Фактически все планетарные кольца лежат внутри своих пределов Роша. Частицы вещества, находящиеся в диске вокруг формирующейся планеты вне пределов Роша, могут слипаться, образуя спутники; ближе к планете образованию спутников препятствуют приливные силы.

Планетезималь - термин, иногда используемый для тел, сложенных из твердых горных пород и/или льда, до 10 км в диаметре, которые образовались в первичной солнечной туманности. Большие планетарные тела, как предполагается, формируются в результате слипания планетезималей.

Планеты земной группы - внутренние "твердые" планеты (Меркурий, Венера, Земля и Марс), которые по структуре подобны Земле, и отличаются от планет юпитерианской группы.

Планковская длина - отрезок длины, равный 10^-35 м, который представляет собой фундаментальную единицу длины и получается в результате комбинирования гравитационной постоянной, скорости света и постоянной Планка. Это масштаб длин, на которых действуют законы квантовой гравитации.

Планковское время - интервал времени, равный 10^-43 сек, который представляет собой фундаментальную единицу времени и получается в результате комбинирования гравитационной постоянной, скорости света и постоянной Планка. В течение этого времени на самой ранней стадии существования Вселенной после Большого Взрыва действовали законы квантовой гравитации.

Платонический год - период длительностью 25735 лет, за который ось вращения Земли в результате прецессии описывает в пространстве полный конус.

Поглощающая туманность - темное межзвездное облако, которое поглощает свет расположенных за ним ярких объектов. Поглощающие туманности различаются по размерам - от небольших глобул к большим облакам, видимым невооруженным глазом, например, типа туманности “Угольный мешок” в южной части Млечного Пути. Поглощающие туманности содержат пыль и газ, а их температура достаточно низка для того, чтобы могли образоваться простые молекулы. Имеются сильные аргументы в пользу того, что в темных туманностях протекают начальные стадии формирования звезд.

Поглощение - процесс, при котором интенсивность излучения уменьшается при прохождении через среду. Энергия, которую теряет излучение, переходит в энергию возбуждения атомов вещества этой среды. Многие из физических явлений, наблюдаемых в астрономии, связаны с поглощением, в том числе поглощение света небесных объектов атмосферой Земли ( атмосферная экстинкция), межзвездная экстинкция и поглощение в газовых слоях звезд, в результате чего возникают спектральные линии поглощения.

Позиционный угол (p) - угол, определяющий относительную ориентацию пары астрономических объектов, например, визуальной двойной звезды. Позиционный угол определяется как угол, измеряемый от севера по направлению север–восток–юг–запад, и лежащий в пределах от 0 до 360°. Для двойных звезд позиционный угол определяет положение слабого компонента относительно более яркого компаньона.

Показатель цвета - разность между звездными величинами, измеренными в двух спектральных областях. Первоначально этот термин употреблялся для обозначения разности между фотографической и визуальной звездными величинами, которые различались, поскольку использовавшиеся в то время фотографические пластинки были более чувствительны к синему концу спектра, в то время как максимум чувствительности глаза приходится на желто-зеленую часть спектра. После введения фотометрических систем, использующих точные фильтры, типа системы UBV, показатели цвета стали формировать из различных пар звездных величин. Наиболее часто используется разность (B - V), причем B и V, грубо говоря, соответствуют старым фотографической и визуальной звездным величинам. Показатель цвета (B - V) удобен потому, что для большинства звезд он относительно быстро и легко измеряется, оставаясь хорошим индикатором спектрального класса. Это одна из переменных, используемых при построении диаграммы цвет-звездная величина (диаграмма Герцшпрунга-Рессела).

Покраснение - изменение распределения непрерывного электромагнитного излучения источника, при котором интенсивность в диапазоне более длинных волн увеличивается, а в диапазоне более коротких - уменьшается. В частности, покраснение происходит при прохождении света через межзвездную среду.

Покрытие - проход одного астрономического объекта непосредственно перед другим, так что для наблюдателя его свет экранируется. Так покрытия небесных тел Луной - явления закрытия диском Луны небесных тел при ее движении относительно звезд, покрытие звезд астероидами - явления закрытия диском астероида звезды.

Полары - небольшой класс короткопериодических переменных двойных звезд, характеризующихся заметным рентгеновским излучением. Их свет сильно поляризован, причем поляризация изменяется в течение периода обращения, составляющего от одного до четырех часов. Эти близкие системы, по-видимому, состоят из нормальной звезды и сильно намагниченного белого карлика, вращение которого синхронно с периодом обращения. Вещество передается от нормальной звезды к белому карлику, но из-за сильного магнитного поля аккреционный диск не может сформироваться. Вместо этого вещество перетекает по магнитным силовым линиям и собирается у полюсов. Полары известны также как звезды типа AM Геркулеса (по имени звезды, рассматриваемой как прототип этого класса).
   Аналогичные характеристики имеют и промежуточные полары, но у них немного более длинные периоды обращения, составляющие несколько часов. Их излучение пульсирует с периодом, соответствующим периоду вращения белого карлика. Этот период не привязан к периоду обращения и обычно составляет меньше одного часа. Белые карлики в промежуточных поларах, как полагают, имеют более слабые магнитные поля, что делает возможным формирование внешнего аккреционного диска, хотя вблизи белого карлика вещество по- прежнему натекает на магнитные полюса. Для пульсирующего излучения отмечают эффект прожектора, наблюдаемый при пересечении луча зрения аккреционным полюсом белого карлика. Промежуточные полары известны также как звезды типа DQ Геркулеса (по имени их прототипа).

Полное затемнение - фаза в ходе солнечного (или лунного) затмения, в течение которой Солнце полностью затенено (или Луна находится целиком в тени Земли).

Полнолуние - фаза Луны, при которой разность эклиптических долгот Солнца и Луны равна 180 градусам.

Полость Роша - область пространства в системах двойных звезд, ограниченная поверхностью в форме "песочных часов", на которой лежат точки, где силы гравитации обоих компонентов, действующие на небольшие частицы вещества, равны между собой. Две части "песочных часов" образуют две полости Роша. Между звездами имеется одна точка, в которой сила тяготения равна нулю - это внутренняя точка Лагранжа, в которой сходятся обе полости Роша.

Полосчатый спектр - спектр, характеризуемый полосами близко расположенных линий поглощения в непрерывном спектре. Полосчатый спектр возникает в том случае, если в веществе содержатся молекулы, а не одиночные атомы.

Полуправильная переменная - член группы пульсирующих переменных звезд, которые хотя и характеризуются периодичностью изменения яркости, однако полностью предсказать их поведение нельзя. Как правило, диапазон изменения яркости составляет одну или две звездных величины, а периодичность - от нескольких дней до нескольких лет. В группе различается ряд подгрупп. К типам A и B относятся красные гиганты, к типу C - красные сверхгиганты и к типу D - гиганты и сверхгиганты спектральных классов F, G и K. Примером полуправильной переменной является Mю (μ) Цефея, известная под названием "Гранатовая звезда".

Полюса мира - две точки на небесной сфере, относительно которых совершается кажущееся ежедневное вращение неба. Их положение - воображаемые точки пересечения оси вращения Земли с небесной сферой. Северный полюс мира в настоящее время находится вблизи Полярной звезды, а южный полюс мира - в созвездии Октанта, и его положение не ассоциируется ни с какой яркой звездой. Из-за влияния прецессии положения полюсов не постоянны, а описывают круги радиусом около 23° с периодом 25735 лет.

Поляризация (света) - свойство электрического поля фотонов в луче электромагнитного излучения, состоящее в том, что его пространственное распределение носит неслучайный характер. В случае линейной поляризации векторы электрического поля параллельны. В случае круговой поляризации направление поляризации непрерывно изменяется таким способом, что вектор электрического поля вращается с частотой излучения. Эллиптическая поляризация подобна круговой поляризации, за исключением того, что и величина вектора электрического поля также изменяется, но с вдвое большей частотой. Свойства луча поляризованного света могут быть описаны с помощью набора четырех чисел, известных как параметры Стокса.

Поляриметрия - измерение поляризации луча электромагнитного излучения. Используемый для этих целей инструмент называется поляриметром, и он должен содержать оптические элементы, которые могут изменять поляризацию измеряемого луча. Такие элементы называются оптически активными.

Полярное сияние - быстро изменяющиеся разноцветные картины свечения, наблюдаемые время от времени на ночном или вечернем небе, обычно в высокоширотных областях Земли (как на севере, так и на юге). Зеленый и красный цвета соответствуют эмиссионным линиям атомов кислорода и молекул азота, которые возбуждаются энергичными частицами, приходящими от Солнца. Полярные сияния происходят на высотах порядка 100 км. Во время полярных сияниях в ионосфере протекают многочисленные процессы, такие как возмущения геомагнитного поля, электрические ионосферные токи и рентгеновское излучение. В невидимых частях спектра излучается гораздо больше энергии, чем в видимом диапазоне. Появление полярных сияний связано с солнечным циклом, вращением Солнца, сезонными изменениями и магнитной активностью.
Полярные сияния принимают несколько основных форм. Спокойные дуги или полосы шириной в несколько десятков километров простираются с востока на запад на расстояния до 1000 км. Полосы могут сворачиваться, принимая спиральную или S-образную форму. Можно увидеть и лучи, идущие вдоль магнитного поля. Пятна полярных сияний - это отдельные светящиеся области неба без образования каких-либо форм. Изредка встречаются обширные полярные сияния в форме драпри.

Популяционный индекс - среднее отношение количества метеоров данного потока с блеском ярче величины (m+1) к количеству метеоров этого потока ярче величины m.

Поток метеорный - 1) явление множественного падения метеоров в течение нескольких часов или дней из одного радианта; 2) рой метеороидов, движущихся по одной орбите вокруг Солнца.

Пояс астероидов - область Солнечной системы, расположенная на расстоянии от 2,0 до 3,3 а.е. от Солнца, где лежит подавляющее большинство орбит астероидов. Внутри пояса имеются как области концентрации орбит, которые соответствуют группам и семействам астероидов, так и области, в которых астероидов практически нет (известные как пробелы Кирквуда). Пропорции различных типов астероидов в различных частях пояса заметно меняются. На внутреннем краю 60% астероидов составляют кремнистые, а 10% - углистые; на внешнем крае ситуация другая - 80% углистых и только 15% кремнистых. Пояс астероидов разделяет внутреннюю и внешнюю части Солнечной системы.

Предел Роша - минимальное расстояние от центра планеты, на котором на орбите может находиться жидкий спутник, не разрушаясь под действием приливных сил. Если планета и спутник имеют одинаковую плотность, то предел Роша составляет 2,456 радиуса планеты.
Если радиус орбиты спутника меньше предела Роша, то приливными силами спутник будет разрушен. Что касается твердых спутников, то они могут существовать и внутри предела Роша, поскольку твердые породы достаточно прочны. Однако дробление спутников в результате приливных воздействий могло бы стать механизмом возникновения систем планетарных колец.

Предел Чандрасекхара - верхний предел значения массы для белых карликов (1,4 солнечной массы), существование которого впервые было теоретически доказано астрофизиком С. Чандрасекхаром. Когда источники ядерной энергии более массивных звезд истощаются, эти звезды продолжают коллапсировать до размера, значительно меньшего, чем у белого карлика, в результате чего образуется нейтронная звезда или черная дыра.

Прецессия - равномерное периодическое движение оси вращения свободно вращающегося тела, когда на него действует вращающий момент, возникающий из-за внешних гравитационных влияний. Прецессия заставляет ось вращения Земли описывать конус с угловым радиусом около 23°27' относительно перпендикуляра к плоскости земной орбиты (т.е. к эклиптике). Период полного оборота составляет 25735 лет. Главный источник вращающего момента - действие гравитации Солнца и Луны на экваториальную "выпуклость" Земли. (Если бы Земля имела идеально сферическую форму, то прецессии бы не было. Вращение Земли, однако, приводит к тому, что ее экваториальный радиус превышает полярный примерно на 0,3%). Иногда общее влияние Солнца и Луны на движение оси вращения Земли называют лунно-солнечной прецессией. Вклад Луны в прецессию (из-за небольшого расстояния до нее) примерно вдвое превышает вклад Солнца. Гравитационное действие других планет вызывает небольшие изменения элементов орбиты Земли, что приводит к планетарной прецессии. Сумма планетарной и лунно-солнечной прецессии называется общей прецессией.
     В результате прецессии полюса мира описывают в небе круг с периодом 25735 лет. Так, около 13000 лет назад самой близкой к северному полюсу мира яркой звездой была не Полярная, а Вега. Известно, что нулевая точка отсчета прямого восхождения (одна из экваториальных координат, используемых для определения положения небесных объектов) привязана к "первой точке Овна", где небесный экватор пересекает эклиптику. Но из-за прецессии экватор как бы "скользит" по эклиптике, так что точки его пересечения с эклиптикой постоянно смещаются. Строго говоря, первая точка Овна в настоящее время лежит уже не в созвездии Овна, а передвинулась в созвездие Рыб и скоро окажется в созвездии Водолея. Это явление известно как прецессия равноденствий. При той позиционной точности, которую имеют многие современные телескопы, влияние прецессии на прямое восхождение и склонение объектов сказывается из года в год. Поэтому величины прямого восхождения и склонения в таблицах даются с упоминанием конкретной эпохи, в которой они были абсолютно правильными.

Призматическая астролябия - инструмент для точного определения положения звезд. Телескоп может вращаться по азимуту, а момент времени, когда звезда достигает заранее заданного зенитного расстояния, автоматически регистрируется. Равносторонняя призма помещается перед телескопом так, что одна из ее граней оказывается вертикальной. Световой луч, проходя через призму, дает два изображения звезды. Одно из них получается при отражении светового луча непосредственно от нижней внутренней грани призмы, а другое дает луч, отраженный сначала от горизонтальной амальгамированной плоскости, а затем от верхней внутренней поверхности призмы. Когда зенитное расстояние звезды равно заранее заданному, оба изображения совпадают. Система была отработана французским астрономом Андре Данжоном (1890-1967). Первая призматическая астролябия была построена в 1951 г. в Парижской обсерватории, где подобный инструмент работает до сих пор.

Приливы - движение жидкостей, а также возникающие в твердых объектах напряжения, вызываемые циклическим изменением действующих на них гравитационных сил. Так, океанские приливы на Земле возникают из-за изменения суммарного гравитационного действия Солнца и Луны, которое подвержено суточным, месячным и годичным вариациям, обусловленным вращением Земли, движением Луны по орбите вокруг Земли и движением Земли вокруг Солнца.

Противостояние - конфигурация двух небесных тел, при которой разность их эклиптических долгот (элонгация) равна 180 градусам.  В противостоянии планеты видны в полной фазе и в полночь достигают своей самой высокой точки в небе. В то же время они приближаются к Земле на минимально возможное расстояние. Поскольку орбиты планет эллиптические, а не круговые, то при некоторых противостояниях планеты оказываются ближе к Земле, чем при других. Этот эффект в частности, характерен для Марса.

Протозвезда - звезда в самой ранней стадии образования, когда в межзвездном облаке возникает уплотнение, но ядерные реакции внутри нее еще не начались.

Протопланета - предпланетное образование, возникающее в ходе процесса аккреции, которое в конце концов превращается в планету.

Протуберанец - термин, используемый для разнообразных по форме структур (похожих на облака или вспышки) в хромосфере и короне Солнца. Они имеют более высокую плотность и более низкую температуру, чем окружающая их среда, на солнечном лимбе выглядят как яркие детали короны, а в проекции на солнечный диск имеют вид темных волокон. Покоящиеся протуберанцы возникают далеко от активных областей и сохраняются в течение многих месяцев. Они могут простираться в высоту до нескольких десятков тысяч километров. Активные протуберанцы связаны с солнечными пятнами и вспышками. Они появляются в виде волн, брызг и петель, имеют бурный характер движения, быстро меняют форму и сохраняются лишь несколько часов. Более холодное вещество, стекающее с протуберанцев из короны к фотосфере, может наблюдаться в виде коронального "дождя".

Прямое восхождение (RA) - одна из координат, используемых в экваториальной системе для определения положения объектов на небесной сфере. Представляет собой эквивалент долготы на Земле, но измеряется в часах, минутах и секундах времени в восточном направлении от нулевой точки, в качестве которой принято пересечение небесного экватора и эклиптики, известное как первая точка Овна. Один час прямого восхождения эквивалентен 15 дуговым градусам; это кажущийся угол, который из-за вращения Земли небесная сфера проходит за один час звездного времени.

Пульсар - звездный источник радиоволн, характеризующийся высокой частотой и регулярностью всплесков излучения. Время между последовательными импульсами составляет для пульсаров в двойных системах от нескольких миллисекунд (у быстрых) до 4 секунд (у самых медленных). Некоторые пульсары, кроме радиоволн, генерируют пульсирующее излучение и в других диапазонах электромагнитного спектра, в том числе в видимом свете.
    Пульсар представляет собой вращающуюся нейтронную звезду с массой, примерно равной массе Солнца, но имеющую радиус всего около 10 км. Импульсы возникают из-за того, что нейтронная звезда очень быстро вращается, а сигнал радиоизлучения попадает к наблюдателю один раз при каждом обороте. Сами импульсы очень регулярны, если не считать появления случайных сбоев. Пульсары образуются при взрывах сверхновых, хотя в настоящее время только два из них, пульсар в Крабовидной туманности и пульсар в Парусах, находятся внутри наблюдаемых остатков сверхновых.

Пылевой хвост (хвост типа II) - один из двух типов хвостов кометы, образующихся при ее приближении к Солнцу. Пылевой хвост состоит из частиц размером около одного микрона, которые светятся отраженным солнечным светом. Пылевые хвосты могут достигать в длину десяти миллионов километров. Под влиянием лучистого давления они изгибаются в сторону, противоположную Солнцу.

Равноденствие - момент пересечения центра диска Солнца небесного экватора при переходе в северное полушарие (весеннее) или южное (осеннее). В северной точке весеннего равноденствия Солнце пересекает эклиптику с юга на север, а в северной точке осеннего равноденствия - с севера на юг. Приблизительные даты этих событий - 21 марта и 23 сентября. Положение северной точки весеннего равноденствия традиционно называется "первой точкой Овна" и до сих пор часто представляется символом, принятым для обозначения созвездия Овна. Однако под влиянием прецессии эта точка постепенно переместилась так, что теперь фактически лежит в соседнем созвездии Рыб.

Радиант - точка схождения параллельных лучей в перспективе. Очень четко определяется для метеоров, принадлежащих к одному потоку. Все метеоры некоторого метеорного роя, вторгающегося в атмосферу Земли, порождают практически параллельные следы, а их видимое расхождение от точки радианта - эффект перспективы.

Радиационный пояс - кольцеобразная область вокруг планеты, в которой находятся электрически заряженные частицы (электроны и протоны), оказавшиеся там в результате движения по спиральным траекториям вдоль силовых линий магнитного поля планеты. Радиационные пояса, окружающие Землю, известны как пояса Ван Аллена. Подобные области существуют и вокруг других планет, имеющих магнитное поле (например, Юпитера).

Радиоастрономия - исследование Вселенной посредством обнаружения радиоизлучения небесных объектов. Основными источниками космического радиоизлучения являются Солнце, Юпитер, межзвездный ионизированный водород, пульсары, квазары, а также космическое фоновое излучение самой Вселенной. Используемые в радиоастрономии частоты занимают обширный диапазон от 10 Mгц до 300 Ггц. Имеется несколько диапазонов, в которых международные соглашения запрещают генерацию радиосигналов (например, собственная частота атомарного водорода, равная 1421 Mгц, что соответствует длине волны 21 см).
    Основной инструментарий радиоастрономии - радиотелескопы, используемые или как автономные управляемые антенны (до 100 м в диаметре), или как массивы антенн, которые образуют радиоинтерферометры. Радиотелескопы сами по себе имеют, по сравнению с оптическими телескопами, плохое угловое разрешение, поэтому их используют главным образом в исследованиях, где позиционная точность не очень существенна, например, при анализе временных кривых излучения пульсаров или при крупномасштабном картировании, как в случае микроволнового фона. Там, где требуется большая точность (например, при картировании радиогалактик) необходимо использовать интерферометры.
Именно после того, как с начала 1940-х гг. стали применяться радиоастрономические методы, были открыты пульсары, квазары и микроволновый фон.

Радиогалактика - галактика, являющаяся источником интенсивного радиоизлучения. На каждый миллион галактик приходится одна радиогалактика. Радиоизлучение представляет собой синхротронное излучение электронов, движущихся со скоростями, близкими к скорости света. В радиогалактике Лебедь A, часто считающейся прототипом радиогалактик, имеются два обширных облака радиоизлучения, расположенных симметрично с каждой стороны возмущенной эллиптической галактики и простирающихся более, чем на три миллиона световых лет. Кажется маловероятным, что столь большое выделение энергии может быть результатом нормальных ядерных реакций в звездах. Поэтому был предложен механизм, в котором в качестве "центрального движителя" работают черные дыры. Радиогалактики тесно связаны с квазарами, многие из которых в радиодиапазоне имеют близкие характеристики.

Радиолокационная астрономия - использование импульсного радиолокационного сигнала в астрономии, например, при обнаружении метеорных потоков, измерении расстояний в пределах Солнечной системы и картировании поверхности тел Солнечной системы. Радиолокационные сигналы 305-метрового радиотелескопа Аресибской обсерватории были с успехом использованы для картирования Венеры, а также для определения размеров и формы астероидов. Космический аппарат "Магеллан", находившийся на орбите вокруг Венеры, использовал для картирования поверхности планеты, скрытой непрозрачными облаками, радиолокатор синтеза апертур. Методы радиолокационной астрономии очень важны для определения масштабов расстояния в пределах Солнечной системы и тем самым величины астрономической единицы.

Радиотелескоп - инструмент для обнаружения, приема и анализа радиоволн от любого космического источника. Все такие телескопы включают радиоантенну, сигнал с которой поступает на усилитель и детектор. Большой диапазон частот в радиоастрономии приводит к тому, что для различных частей спектра приходится использовать различные методы, так что радиотелескопы очень различаются между собой. Основная проблема радиоастрономии состоит в получении удовлетворительного углового разрешения. Телескоп, работающий на некоторой длине волны и имеющий антенну с диаметром, в 100 раз больше, имеет разрешающую способность порядка 1°. Чтобы достичь разрешения, равного половине дуговой секунды, что было бы сопоставимо с хорошим оптическим телескопом, нужно построить антенну диаметром в 50000 длин волны с точностью до одной десятой длины волны. Так, на длине волны 21 см диаметр такой антенны составил бы 100 км.
    Одиночные управляемые антенны используются главным образом для изучения межзвездного вещества на длине волны линии 21 см и переменных источников типа пульсаров. Размер апертуры полностью управляемых антенн ограничивается весом конструкции и составляет около 100 м. Высокое угловое разрешение, необходимое для картирования структуры объектов типа радиогалактик и квазаров можно получить, создавая массивы или сети телескопов, которые образуют радиоинтерферометр.

Радиус Шварцшильда - критический радиус, при котором пространство-время, окружающее сферическое тело, становится настолько искривленным, что заворачивается вокруг тела. Объект, который сколлапсировал внутри своего шварцшильдовского радиуса, представляет собой черную дыру, из которой ничто не может уйти во внешний мир. Шварцшильдовский радиус для объекта с массой Солнца составляет 3 км, а для объекта с массой Земли - 1 см.

Разрешающая способность - способность оптической системы различать детали изображения. Теоретически возможное разрешение ограничено размером апертуры и связано с возникновением дифракции. Из-за дифракции изображение точечного источника превращается в окруженный кольцами диск, который называется атмосферным диском. Его диаметр (в радианах) равен 1,1λ/D, что задает теоретически возможную разрешающую способность. Практически, однако, разрешающая способность большого наземного оптического телескопа ограничена не величиной апертуры, а качеством видимости.

Рассеянное скопление - тип звездного скопления, содержащего от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд, распределенных в области размером в несколько световых лет. Члены такого скопления находятся на значительно большем удалении друг от друга, чем в шаровых скоплениях. Рассеянные скопления относительно молоды, обычно содержат много горячих и очень ярких звезд. Они расположены в диске Галактики и поэтому на небе лежат в пределах Млечного Пути. Среди общеизвестных рассеянных скоплений выделяются Плеяды, Гиады и "Шкатулка драгоценностей".

Расширяющаяся Вселенная - модель Вселенной, в которой фундаментальная шкала расстояний с течением времени увеличивается. В настоящее время в качестве адекватной шкалы рассматривается расстояние между скоплениями галактик. Открытие того, что красное смещение галактик увеличивается с расстоянием (1929г), и обнаружение космического фонового излучения (1964г) обычно считаются доказательством расширения Вселенной.

Реголит - слой мелкозернистой рыхлой породы, напоминающей земную почву, на поверхности Луны и планетарных тел.

Регрессия узлов - постепенное перемещение к западу узлов, в которых орбита Луны пересекает эклиптику. Явление возникает из-за гравитационного влияния Солнца; его полный цикл занимает 18,61 года.

Резонанс - ситуация, в которой одно вращающееся по орбите тело подвержено регулярным периодическим гравитационным возмущениям со стороны другого. Резонанс возникает на орбитах, когда периоды обращения тел связаны целочисленными отношениями (например 1:1, 2:1, 3:2). Из-за резонанса возникают такие явления, как пробелы Кирквуда в поясе астероидов или щели в планетарных кольцах, например, у Сатурна.

Рентгеновская астрономия - изучение рентгеновского излучения астрономических источников. Считается, что рентгеновский диапазон охватывает длины волн от 10 до 0,01 нм, между крайним ультрафиолетом и гамма- излучением. Соответствующий диапазон энергий составляет от 0,1 до 100 кэВ. Из космоса сквозь атмосферу к поверхности Земли рентгеновские лучи проникнуть не могут, так что все рентгеновские астрономические наблюдения выполняются инструментами, находящимися на ракетах или спутниках. Рентгеновское излучение Солнца было обнаружено во время полетов ракет в 1950-х гг. Первым рентгеновским источником, обнаруженным вне Солнечной системы в 1962 г. группой Американского научно-технического общества под руководством Рикардо Джаккони, был Скорпион X-1. Для проведения более обширных обзоров неба были необходимы спутники. На борту американских военных спутников "Вела", работавших в 1969-1979 гг., находились и рентгеновские детекторы. Первым спутником, полностью ориентированным на рентгеновскую астрономию, был "Ухуру" (1970г), с которого началась серия Небольших астрономических спутников. В 1973 г. с помощью специального телескопа в экспериментах проекта "Скайлэб" были получены рентгеновские изображения Солнца. Для изучения других объектов, кроме Солнца, такой отображающий рентгеновский телескоп был впервые использован на борту Обсерватории "Эйнштейн". В 1985 г. в космос был выведен рентгеновский телескоп другого типа (на борту "Спейслэб-2"), использовавший метод "кодированной маски". Телескоп работал в диапазоне более высоких энергий и был снабжен диафрагмой со сложной системой отверстий. В число других важных рентгеновских астрономических спутников входили "Коперник" (1971 г.), "EXOSAT", "Гинга" (1987 г.), "ROSAT" (1990 г.) и "Беппо-САКС" (1996 г.).
    Самый обширный класс ярких рентгеновских источников включает взаимодействующие двойные звезды в которых один из компонентов представляет собой вырожденную звезду - белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Имеются две категории таких двойных рентгеновских звезд. В массивных двойных системах большой компаньон представляет собой звезду в 10-20 солнечных масс, и вещество его расширившейся оболочки перетекает непосредственно на вырожденную звезду. В менее массивных двойных системах оба компонента имеют сравнимые массы, так что передача массы происходит через аккреционный диск. По мере накопления гравитационной энергии перетекающее между звездами вещество разогревается до температур, достаточных для возникновения рентгеновского излучения. Такие двойные часто являются периодическими переменными, причем периодичность определяется периодом обращения системы, периодом вращения вырожденной звезды или периодом прецессии аккреционного диска. Их светимость в рентгеновском диапазоне превышает общую светимость Солнца в 100 - 100000 раз. Некоторые системы, например, рентгеновские барстеры, отличаются намного более непредсказуемыми и катастрофическими изменениями рентгеновской яркости. Другими типами астрономических источников рентгеновского излучения являются горячий диффузный газ, окружающий галактики или находящийся в скоплениях галактик, остатки сверхновых и активные галактические ядра. В 1996 г. рентгеновское излучение впервые было обнаружено у нескольких комет.

Рефлекторный телескоп - телескоп, в котором главным собирающим свет элементом является зеркало.

Рефракторный телескоп - телескоп, в котором в качестве главного элемента, собирающего световой поток, используется линза объектива.

Рефракция - явление преломления света на границе двух сред с разной оптической плотностью. Астрономическая рефракция увеличивает видимую высоту светил над. горизонтом.

Сарос - период времени, по истечении которого повторяется цикл лунных и солнечных затмений. Его продолжительность, составляющая 6585,32 суток (18 лет и 10 (11) дней). Именно такой интервал времени требуется, чтобы Земля, Солнце и Луна вернулись к тому же самому взаимному расположению. В саросе содержится 41 солнечное и 29 теневых лунных затмений.  В любой серии сароса каждое затмение происходит приблизительно на 8 часов позже и почти на 120° долготы западнее предыдущего затмения. В любой серии долгота затмения возвращается к исходному значению через три сароса (54 года). Этот факт был известен еще астрономам в древнем Вавилоне и империи Майя и строителям Стоунхенджа.

Сверхгигант - член класса самых больших и наиболее ярких известных звезд. Сверхгиганты могут быть в 500 раз больше Солнца и во много тысяч раз ярче. Существуют сверхгиганты всех спектральных классов. Они представляют собой массивные звезды (с массой больше десяти масс Солнца и максимальной до 100) на поздних стадиях эволюции звезд. Сверхгигант с большой степенью вероятности может стать сверхновой.

Сверхновая - катастрофический взрыв звезды, в ходе которого выделяется так много энергии, что по яркости она может превзойти всю галактику с ее миллиардами звезд. Кроме того, в десять раз больше энергии выделяется в виде кинетической энергии выброшенного взрывом вещества и еще в сто раз больше - в виде энергии нейтрино. Взрыв сверхновой происходит, когда старая массивная звезда истощает запас ядерного топлива. В этих условиях ядро становится неустойчивым и коллапсирует.
    Различают два вида сверхновых - сверхновые типа I и сверхновые типа II. В спектре сверхновых типа II присутствуют водородные детали, которых нет у сверхновых типа I. Световые кривые сверхновых типа I очень сходны между собой: светимость устойчиво увеличивается в течение примерно трех недель, после чего снижается в течение шести месяцев или больше. Световые кривые сверхновых типа II более разнообразны. Сверхновые типа I подразделяются на типы Ia и Ib в соответствии с силой одной из линий поглощения кремния в оптическом спектре. Эта линия сильна для типа Ia и слаба - для Ib. Предполагают, что сверхновые типа Iа являются белыми карликами в двойных системах, где имеет место передача массы от компаньона. Выделение энергии может быть обусловлено распространением волны горения углерода в недавно присоединенном веществе. Взрыв может означать полный распад белого карлика. В ходе ядерных реакций возникает нестабильный изотоп 56Ni (в количестве около одной солнечной массы), который в течение нескольких месяцев превращается сначала в 56Co, а в конечном счете - в 56Fe. Скорость этого радиоактивного распада согласуется с наблюдаемой скоростью снижения светового излучения. Различие физических механизмов в сверхновых типа Ia и Ib еще не выяснено.
Сверхновые типа II, по-видимому, являются массивными звездами (с массой больше восьми солнечных масс, что определило их развитие в процессе эволюции звезд), запас топлива в ядрах которых полностью исчерпан. На этой стадии они, подобно луковице, состоят из концентрических сферических оболочек. В каждой из оболочек идет своя, отличная от других, ядерная реакция. В какой-то момент времени в центральном ядре начинается горение кремния, и сразу же (в течение суток) развивается неустойчивость, поскольку образующееся железо не может превратиться в более тяжелые элементы без притока энергии. Как только генерирование энергии прекращается, исчезает и внутреннее давление, которое до того уравновешивало вес вышележащих слоев.
    Развивается процесс сжатия, при котором ядро коллапсирует меньше, чем за секунду. Скорость процесса увеличивается по мере того, как ядра железа распадаются, отдавая нейтроны. Однако этот процесс не может продолжаться до бесконечности. Когда вещество достигает ядерной плотности, сопротивление дальнейшему сдавливанию внезапно сильно возрастает, и в сжимающемся веществе происходит "отдача". Возникает направленная наружу ударная волна. Внешние слои звезды отрываются и уносятся в пространство со скоростью в несколько тысяч километров в секунду. Оставшееся ядро представляет собой нейтронную звезду. Выброшенное при взрыве вещество образует расширяющийся остаток сверхновой. Нейтронные звезды можно обнаружить как пульсары по их радиоизлучению, а в некоторых случаях и по пульсирующему световому и рентгеновскому излучению.
     Взрыв сверхновой обогащает химический состав межзвездной среды, из которой образуются последующие поколения звезд. Очень старые звезды содержат намного меньше элементов тяжелее водорода и гелия (по сравнению с Солнцем и объектами Солнечной системы). Многие из тяжелых элементов естественным путем могут возникнуть только при взрыве сверхновых.
    Сверхновая - очень редкое событие: за последнюю тысячу лет в нашей собственной Галактике визуально наблюдалось только пять сверхновых. Происходили и другие взрывы, идентифицированные по радиоизлучению их остатков, но сами вспышки были скрыты затеняющей пылью. Взрыв Сверхновой 1987A в близком Большом Магеллановом Облаке дал астрономам беспрецедентную для настоящего времени возможность детального изучения сверхновых. Каждый год во всех галактиках (вне нашей собственной) обнаруживают около пятидесяти сверхновых.

Светимость (L) - энергия, излучаемая в единицу времени ярким телом.

Световое загрязнение - рассеяние света искусственных источников в ночном небе, которое увеличивает яркость фона выше естественного уровня, что мешает астрономическим наблюдениям. Световое загрязнение наиболее выражено вблизи центров цивилизации. В США принято несколько законодательных актов, призванных защитить обсерватории от искусственного освещения в близлежащих городах. Однако как для любителей, так и для астрономов-профессионалов проблема светового загрязнения становится все более острой.

Световой год - расстояние, которое свет (или любая другая форма электромагнитного излучения) пройдет в вакууме за один год. Световой год эквивалентен 9,4607 × 1012 км, 63240 а.е. или 0,30660 парсека.

Свечение атмосферы - все типы свечения, возникающие в верхней атмосфере Земли (ночное свечение атмосферы), исключая тепловое излучение, полярные сияния, молнии и яркие следы метеоров. Спектр ночного свечения лежит в диапазоне от 100 нм до 22,5 мкм. Основная часть свечения возникает в слое толщиной от 30 до 40 км на типичных высотах в 100 км и представляет собой излучение на длине волны кислорода 558 нм. Из космического пространства свечение неба выглядит как зеленоватое светлое кольцо вокруг Земли.

Сезон - часть естественного цикла изменений условий окружающей среды, преобладающих на поверхности планеты, обусловленных обращением планеты вокруг Солнца. Смена сезонов происходит на всех планетах, у которых наклон оси вращения к плоскости эклиптики отличается от 90°. Сезонные эффекты, касающиеся, например, состояния полярных ледяных шапок, особенно заметны на Земле и Марсе. Традиционно выделяют четыре сезона - весну, лето, осень и зиму, - но строгого деления между ними нет, а сезонные условия от года к году могут значительно меняться.

Сейфертова галактика - тип галактик с ярким точечным ядром и незаметными спиральными рукавами, впервые описанный Карлом Сейфертом в 1943 г. Их спектр показывает широкие эмиссионные линии. Около 1% всех спиральных галактик являются сейфертовскими. Многие из них - сравнительно сильные инфракрасные источники; в некоторых центральное ядро является и слабым радиоисточником. Обычно наблюдается изменение яркости ядра.

Секунда - единица измерения времени, определяемая в Международной Системе Единиц (СИ) как "продолжительность 9 192 631 770 периодов колебаний, соответствующих переходу между двумя уровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома цезия-133".

Серебристые облака - светлые голубоватые облака в летнем сумеречном небе. Они возникают в верхней атмосфере на высотах около 80 км и по структуре довольно разнообразны.
Серебристые облака очень тонки и рассеивают лишь малую часть падающего на них солнечного света, так что с Земли днем или в начале сумерек их нельзя заметить. Так как они появляются только в летнее время, их невозможно наблюдать в самых высоких широтах, где небо никогда не становится достаточно темным. В то же время серебристые облака - явление высокоширотное, т.к. диапазон широт, в которых они практически наблюдаются, весьма узок (от 50°до 65°).
Облака образуются в присутствие ядер конденсации, на которых вода превращается в лед. Точно не известно, каковы эти ядра (ионы, возникающие под действием солнечного ультрафиолета, или микрометеоритные частицы). Главное условие возникновения серебристых облаков - достаточно низкая температура, которая на высотах 80-90 км должна быть около 120 K (-150° C). Облака возникают в результате воздушных течений от одного полюса к другому и не зависят от уровня солнечной радиации.
Имеются наблюдения, позволяющие предположить, что в течение последних десятилетий серебристые облака возникают чаще. Это связано с возрастанием концентрации водяных паров в верхней атмосфере из-за увеличения количества метана. Частота возникновения серебристых облаков изменяется с циклом солнечной активности по обратному закону.

Серп - фаза Луны, Венеры или Меркурия, когда у них освещено меньше половины диска.

Сидерический период - время обращения планеты или спутника вокруг основного тела, измеренное относительно звезд.
     год -период обращения Земли вокруг Солнца относительно звезд. Его продолжительность - 365,25636 суток, а из-за влияния прецессии он на 20 мин. длиннее тропического года.
     месяц -период обращения Луны вокруг Земли (измеренный относительно звезд). Продолжительность сидерического месяца - 27,32166 суток.

Симбиотические звезды - термин, впервые использованный в 1928 г. П. Мерриллом для описания звезд с необычным типом комбинационного спектра. В таком спектре присутствуют как детали, характерные для холодной звезды, так и эмиссионные линии высокотемпературного газа. Приемлемая интерпретация этого явления состоит в том, что в системе происходит передача массы холодной звезды компаньону, в роли которого выступает карлик или белый карлик. Энергия нагретого аккреционного диска (или горячего пятна) могла бы вызывать ионизацию натекающего газа, что порождает эмиссионные линии типа линий туманностей.
Такие звезды являются переменными из-за нерегулярности передачи массы и затмений выбрасываемого вещества большой холодной звездой. Они известны также как звезды типа Z Андромеды.

Сингулярность - математическое понятие, которое можно представить как искривленную область пространства-времени, где те или иные количественные характеристики могут стать бесконечными, так что обычные физические законы перестают действовать. Предполагается, что Большой Взрыв начался в такой сингулярности.

Синодический период - для планет - средний интервал времени между последовательными соединениями пары планет при наблюдении от Солнца; для спутников - средний интервал между последовательными соединениями спутника с Солнцем при наблюдении с родительской планеты спутника. Синодический месяц - интервал времени между двумя последовательными новолуниями (или последовательными наступлениями любой другой фазы Луны), который равен 29,53059 суток.

Синхротронное излучение - электромагнитное излучение, испускаемое электрически заряженной частицей, движущейся в магнитном поле со скоростью, близкой к скорости света. Название связано с тем, что такое излучение впервые наблюдалось в синхротронных ядерных ускорителях. Синхротронное излучение является главным источником радиоизлучения остатков сверхновых и радиогалактик. Большая часть светового и рентгеновского излучения Крабовидной туманности порождается в синхротронных процессах электронами с очень высокой энергией, испускаемыми центральным пульсаром. Спектр синхротронного излучения имеет характерный профиль, сильно отличающийся от профиля теплового излучения горячего газа, благодаря чему идентификация синхротронных источников значительно облегчается. Поляризация излучения позволяет оценить магнитное поле источника.

Система UBV - фотометрическая система, разработанная в 1950-х гг. Г.Л. Джонсоном и У.У. Морганом. Система основана на измерении звездных величин в трех широких полосах спектра, названных U (ultraviolet - ультрафиолетовый), B (blue- синий) и V (visual - визуальный), которые сосредоточены на длинах волн 350, 430 и 550 нм соответственно. Показатели цвета, т.е. величины разностей (U–B) и (B–V), можно использовать для определения некоторых физических свойств отдельных звезд или их групп. Чтобы расширить возможности метода, в 1965 г. Джонсон предложил использовать дополнительно еще несколько полос в инфракрасной части спектра (от 0,7 до 10,2 мкм). Они были названы R, I, J, H, K, L, M и N.

Система координат - способ определения положения точки или объекта в пространстве или на поверхности в терминах линейного или углового расстояния от некоторой заданной плоскости, линии или точки. Например, для определения положения точки на поверхности Земли обычно используются географические координаты - широта и долгота. В астрономии для определения положения объекта на небесной сфере применяются несколько различных систем небесных координат, каждая из которых разработана для своих целей. Используются и другие системы координат; например, для определения положения планет относительно Солнца и Земли - система пространственных декартовых координат X, Y, Z.

Склонение - угловое расстояние по часовому кругу от небесного экватора до светила. Положительно к северу и отрицательно к югу.

Скорость лучевая - проекция скорости небесного тела относительно наблюдателя на линию визирования. Положительна в случае удаления тела от наблюдателя и отрицательна в случае приближения.

Собственное движение - видимое движение звезды по небесный сфере, количественно измеряемое как изменение ее положения за год (в угловых единицах). Собственное движение является комбинацией истинного движения звезды в пространстве и относительного движения Солнечной системы.

Соединение - конфигурация двух небесных тел, при которой их эклиптические долготы равны. В случае соединения внутренней планеты с Солнцем различают нижнее соединение - когда планета расположена между Землей и Солнцем, и верхнее соединение - когда планета расположена за Солнцем.

Созвездие - один из 88 участков звездного неба или звездная фигура внутри него. Согласно дошедшим до нас источникам, еще со времен античности люди давали имена заметным фигурам из ярких звезд. В каждой культуре был принят свой принцип деления неба на фрагменты. Многие из сегодняшних созвездий были первоначально выделены в Месопотамии и затем были признаны греками. Сорок восемь созвездий были перечислены Птолемеем во II в. н.э., а остальные добавлены позже, начиная с 16- го века. На старых звездных картах можно обнаружить некоторые созвездия, которые не нашли общего признания. Первоначально созвездия рассматривались просто как звездные фигуры, но постепенно они приобретали практическое значение для определения звезд и описания их положения на небе. Отсутствие строгих стандартных определений созвездий по мере развития астрономии как науки приводило к недоразумениям при идентификации слабых звезд в малонаселенных областях неба. Поэтому в 1922г было введено деление неба на 88 созвездий, в 1928г утверждены границы и в 1930 г. были напечатаны атласы с определенными уже границами 88 созвездий по линиям прямого восхождения и склонения.

Солнечная постоянная - полная солнечная энергия, падающая на единицу площади верхних слоев земной атмосферы за единицу времени, рассчитанная с учетом среднего расстояния от Земли до Солнца. Ее значение - около 1,35 кВт/м2. Вопреки названию, эта величина не остается строго постоянной, слегка изменяясь в ходе солнечного цикла. В частности, появление большой группы солнечных пятен уменьшает ее примерно на 1%. Наблюдаются и более долговременные изменения.

Солнечное пятно - область на Солнце, где температура ниже, чем в окружающей фотосфере. Поэтому солнечные пятна кажутся относительно более темными. Эффект охлаждения вызывается наличием сильного магнитного поля, сконцентрированного в зоне пятна. Солнечные пятна могут возникать индивидуально, но часто они образуют группы или пары противоположной магнитной полярности. В темной центральной части солнечного пятна (тени) температура составляет около 3700 K по сравнению с 5700 K в фотосфере. Внешняя и более яркая часть солнечного пятна (полутень) образуется радиально направленными лучами, состоящими из ярких зерен на более темном фоне.

Солнечные часы - простой инструмент для измерения времени, состоящий из специального стержня (или гномона) и "циферблата", на который падает его тень от Солнца. Циферблат градуирован в часах. Солнечные часы измеряют истинное солнечное время. Существует множество систем солнечных часов разной степени сложности.

Солнечный ветер - поток частиц (в основном протонов и электронов), истекающих за пределы Солнца со скоростью до 900 км/сек. Солнечный ветер фактически представляет собой горячую солнечную корону, распространяющуюся в межпланетное пространство.

Солнечный цикл - периодическое изменение солнечной активности, в частности, числа солнечных пятен. Период цикла - около 11 лет, хотя в течение XX в. он был ближе к 10 годам. В начале нового цикла пятен на Солнце практически нет. Первые пятна нового цикла появляются на гелиографических северных и южных широтах 35°- 45°; затем в процессе цикла пятна появляются ближе к экватору, доходя соответственно до 7° северной и южной широты. Эту картину распространения пятен можно представить графически в виде "бабочек" Маундера.
    Принято считать, что солнечный цикл вызван взаимодействием между "генератором", порождающим магнитное поле Солнца, и вращением Солнца. Солнце вращается не как твердое тело, причем экваториальные области вращаются быстрее, что вызывает усиление магнитного поля. В конечном счете поле "выплескивается" в фотосферу, создавая солнечные пятна. В конце каждого цикла полярность магнитного поля меняется, поэтому полный период составляет 22 года (цикл Хейла).

Солнцестояние - момент прохождения центром диска Солнца самой северной (летнее) или южной (зимнее) точки эклиптики. Солнцестояния происходят около 21 июня и 21 декабря. В точке летнего солнцестояния Солнце стоит в небе наиболее высоко, а продолжительность светового дня максимальна. Во время зимнего солнцестояния высота Солнца в полдень самая низкая, а продолжительность светового дня (для каждой широты местности) минимальна. Летнее солнцестояние в северном полушарии (июнь) является зимним солнцестоянием в южном полушарии и наоборот.

Спектр - результат разложения луча электромагнитного излучения, при котором компоненты с различными длинами волн разрешены в пространстве и расположены в порядке увеличения или уменьшения длины волны. Наиболее известный пример спектра - радуга в небе, которая появляется в результате разложения солнечного света на составляющие цвета (когда капли дождя действуют подобно призме). Полный спектр электромагнитного излучения охватывает (в порядке уменьшения длин волн) радио-, микроволновое, инфракрасное, видимое световое, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение.
   Имеется три основных типа спектров: непрерывный, эмиссионный линейчатый и линейчатый спектр поглощения, причем они могут возникать в любой комбинации. При графическом изображении зависимости интенсивности излучения от длины волны непрерывный спектр имеет гладкое распределение, без острых пиков или впадин. Эмиссионные линии имеют вид относительно узких выступов или пиков интенсивности. Они могут существовать отдельно или налагаться на непрерывный спектр. Линии поглощения - относительно узкие углубления в непрерывном спектре. Непрерывные спектры возникают в процессах типа излучения абсолютно черного тела или синхротронного излучения. Линейчатые спектры - проявление дискретных квантов энергии, испускаемых или поглощаемых в атомах или молекулах при точно определенной длине волны.

Спектральная линия - в спектре - деталь, охватывающая относительно узкий диапазон длин волн и характеризующая интенсивность поглощения или излучения. В результате переходов между двумя дискретными энергетическими уровнями атома или иона возникают линейчатые спектры. Переход к более низкому энергетическому состоянию (с излучением фотона) порождает эмиссионную линию. Переход к более высокому энергетическому состоянию (с поглощением фотона) порождает линию поглощения.

Спектрально-двойная - двойная звезда, структура которой обнаруживается по спектру, даже если ее компоненты визуально не могут быть разрешены. В спектрально-двойной с двойными линиями можно различить два наложенных друг на друга спектра. Относительное смещение линий носит периодический характер и вызывается доплеровским эффектом в процессе обращения звезд вокруг их общего центра масс. В спектрально-двойной с одиночными линиями два компонента настолько сильно отличаются по своей светимости, что виден спектр только более яркого компонента. Однако при сравнительном измерении относительно стандартного спектра и в этом случае обнаруживается периодическое изменение длины волны линий.

Спектральный класс - классификация звезд в соответствии с видом их спектра. Спектральная классификация в первую очередь основана на температурной последовательности, но может учитываться и класс светимости. Существующие буквенные обозначения классов восходят к первой классификации, предпринятой в Обсерватории Гарвардского колледжа (финансируемой по завещанию Генри Дрэпера) и опубликованной в 1890 г. Первоначально введенные классы, обозначенные буквами A - Q, впоследствии были упорядочены в порядке температурной последовательности, в результате чего окончательно установилось деление на основные классы с буквенными обозначениями O, B, A, F, G, K и M. Основные классы могут быть разделены далее на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9 (например, A0, K5).
Спектральный класс Диапазон температур Основные детали видимого спектра
O > 25,000 K Относительно мало линий поглощения. Линии ионизированного He, дважды ионизированного N, трижды ионизированного Si. Линии H слабы.
B 11,000-25,000 K Линии нейтрального He, однократно ионизированных O и Mg. Линии H сильнее, чем в O-звездах.
A 7,500-11,000 K Сильные линии H. Линии однократно ионизированных Mg, Si, Fe, Ti, Ca и т.д. и некоторых нейтральных металлов.
F 6,000-7,500 K Линии H слабее, а линии нейтральных металлов сильнее, чем в A-звездах. Линии однократно ионизированных Ca, Fe, Cr.
G 5,000-6,000 K Наиболее заметная деталь - линии ионизированного Ca. Много линий ионизированных и нейтральных металлов. Полосы CH.
K 3,500-5,000 K Преобладают линии нейтральных металлов. Полосы CH.
M < 3,500 K. Сильные линии нейтральных металлов и молекулярные полосы TiO.
     По мере того, как научные исследования дают все более детальную информацию, система классификации продолжает развиваться и уточняться. Другие классификации включают S-звезды и углеродные звезды, прежде называвшиеся R- и N-звездами, а теперь располагаемые в последовательности от C0 до C9, что приблизительно соответствует неуглеродным звездам температурных классов от G4 до M. Чтобы отразить дополнительную информацию о спектре, в классификации используются различные префиксы и суффиксы. Наиболее употребительные из них:
c резкие линии
d карлик = звезда главной последовательности
D белый карлик
e эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах)
em эмиссия в линиях металлов
ep пекулярная эмиссия
eq эмиссия с поглощением на более коротких волнах
f эмиссия гелия и неона в O-звездах
g гигант
k межзвездные линии
m сильные линии металлов
n диффузные линии
nn очень размытые диффузные линии
p пекулярный спектр
s резкие линии
sd субкарлик
wd белый карлик
wk слабые линии
      В 1943 г. В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман определили спектральные критерии для классов светимости, а также выбрали образцы звезд в качестве стандартов для каждого из гарвардских подклассов. Классы светимости обозначаются большими римскими цифрами:
Ia Сверхгиганты с большой светимостью
Ib Сверхгиганты с меньшей светимостью
II Яркие гиганты
III Нормальные гиганты
IV Субгиганты
V Карлики/Главная последовательность
Позже были введены еще два класса (в настоящее время они используются редко):
VI Субкарлики
VII Белые карлики.
     Эти обозначения помещаются после температурного класса и перед любым суффиксом. Например, B3-гигант с эмиссионными линиями классифицировался бы как B3IIIe.

Спектрогелиограф - инструмент для получения изображения всего Солнца или его части в монохроматическом свете. Входной щелью вырезается часть наблюдаемого диска Солнца. Посредством дифракционной решетки свет разлагается в спектр, а затем с помощью второй щели выделяется узкая область спектра. Сканируя входной щелью весь солнечный диск, можно получить полное изображение Солнца.

Спектрограф - инструмент для постоянной регистрации спектра. Спектрометр - инструмент для наблюдения спектра и измерения его деталей при прямом наблюдении. Инструмент для визуального наблюдения спектра - спектроскоп.

Спикулы - похожие на шипы структуры в солнечной хромосфере, которые наблюдаются в лимбе или около него. Они меняются очень быстро; время их жизни составляет от пяти до десяти минут. Обычно спикулы имеют размеры порядка 1000 км в поперечнике и 10000 км в длину. Распределение спикул на Солнце неравномерно - они концентрируются на границах ячеек супергрануляции.

Спиральная галактика - любая галактика со спиральными рукавами. Эдвин Хаббл разделил спиральные галактики на две обширные группы - с центральной перемычкой (SB-галактики) и без нее (S). Каждая группа далее подразделяется на три категории - a, b и c. Sa- и SBa-галактики имеют туго закрученные рукава и относительно большую центральную часть (балдж). Sc- и SBc-галактики имеют широко раскинувшиеся рукава и небольшой центральный балдж. Галактики типа Sb и SBb занимают промежуточное положение. Наша собственная Галактика (Млечный Путь) - спиральная галактика, возможно, с небольшой центральной перемычкой. Ее структура абсолютно типична: молодые звезды и межзвездное вещество сконцентрированы в диске, особенно в спиральных рукавах. Кроме того, Галактику окружает сферическое гало, содержащее старые звезды и шаровые скопления. Спиральные рукава не представляют собой постоянных жестких структур, они скорее имеют характер волн плотности. Обращаясь вокруг центра галактики, звезды и межзвездное вещество образуют спиральные области увеличенной плотности. Существующие рукава образовались в различные временные эпохи.

Среднее солнечное время - система измерения времени, основанная на вращении Земли, которое предполагается равномерным. Фактически скорость вращения Земли, измеряемая по атомным часам, постоянной не является. Поэтому среднее солнечное время было заменено международным атомным временем (TAI). Чтобы синхронизовать TAI с вращением Земли, иногда вводятся "високосные секунды". Так как ось вращения Земли наклонена к плоскости эклиптики и ее орбита вокруг Солнца является не круговой, а эллиптической, то видимое движение Солнца по небу в течение года неравномерно. Истинное солнечное время, измеряемое непосредственно солнечными часами, отличается от среднего солнечного времени на величину, известную как уравнение времени, которая в течение года изменяется по сложному закону. Чтобы определить среднее солнечное время, вводится абстрактное понятие среднего Солнца. Этот гипотетический объект движется по круговой орбите в плоскости небесного экватора с постоянной скоростью, совершая один оборот за тропический год.

Стратосфера - область земной атмосферы, расположенная непосредственно над тропосферой. Она начинается на высоте около 15 км и простирается до 50 км. От основания к верхним слоям стратосферы температура увеличивается с 240 K до 270 K.

Сумерки - время перед восходом солнца и после заката, когда небо частично освещено рассеянным солнечным светом. Гражданские сумерки определяются как период, когда расстояние от зенита до центра диска Солнца составляет от 90° 50' до 96° (под горизонт до 6 градусов); навигационные сумерки - интервал времени, когда эта величина составляет от 96° до 102° (под горизонт до 12 градусов), а астрономические сумерки - от 102° до 108° (под горизонт до 18 градусов). При большем погружении начинается астрономическая ночь.

Cутки - в астрономии - единица времени, определенная как 86400 секунд, где секунда в свою очередь определена в терминах частоты, используемой в цезиевых атомных часах. Определение суток тесно связано с периодом вращения Земли, хотя это вращение и не является абсолютно равномерным. Сутки звездные - промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане. Истинные солнечные - промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями центра видимого диска Солнца на одном и том же географическом меридиане. Средние солнечные - промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями среднего экваториального Солнца на одном и том же географическом меридиане.

Сфера небесная - сфера произвольного радиуса с центром в точке наблюдения.

Сферическая аберрация - дефект изображения, создаваемого линзой или зеркалом, который вызывается тем, что лежащие на разных расстояниях от оптической оси участки линзы или зеркала при отражении или преломлении света имеют различное фокусное расстояние. Этот дефект присущ только сферическим поверхностям и отсутствует у параболоидов, хотя другой вид искажений ( кома) характерен как для тех, так и для других.

Телеметрия - дистанционное управление космическими аппаратами или инструментами на их борту, а также передача на Землю результатов наблюдений. Телеметрия выполняется с помощью радиосигналов.

Телескоп - инструмент, который собирает электромагнитное излучение удаленного объекта и направляет его в фокус, где образуется увеличенное изображение объекта или формируется усиленный сигнал. Оптические телескопы бывают двух основных типов (рефракторы и рефлекторы), отличающиеся выбором главного собирающего свет элемента (линза или зеркало соответственно). У рефракторного телескопа на передней стороне трубы имеется объектив, а в задней части, где формируется изображение, - окуляр или фотографическое оборудование. В отражательном телескопе в качестве объектива использовано вогнутое зеркало, располагающееся в задней части трубы.
Объектив рефракторного телескопа обычно представляет собой составную линзу из двух или нескольких элементов с относительно большим фокусным расстоянием. Использование составных линз уменьшает хроматическую аберрацию. Минимизировать как хроматическую, так и сферическую аберрацию можно, если использовать большое фокусное расстояние, но это приводит к тому, что рефракторы получаются длинными и громоздкими. Самый большой рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит Йерксской обсерватории.
    Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы. Рефлекторные телескопы популярны и у любителей, поскольку они не так дороги, как рефракторы, и их легче изготовить самостоятельно. В рефлекторе свет собирается в точке перед первичным зеркалом, называемой первичным фокусом. Собранный пучок света обычно направляется (посредством вторичного зеркала) к более удобному для работы месту. С этой точки зрения различают несколько общепринятых систем, в том числе ньютоновский телескоп, кассегреновский телескоп, фокус куде и фокус Несмита. В очень больших телескопах наблюдатель имеет возможность работать непосредственно в первичном фокусе в специальной кабине, установленной в главной трубе. На практике как вторичное зеркало, так и кабина в первичном фокусе не оказывают существенного влияния на работу телескопа. Большие многоцелевые профессиональные телескопы обычно строят так, что наблюдатель получает возможность выбора фокуса. Ньютоновский фокус используется только в любительских оптических телескопах.
    Первичные зеркала в отражательных телескопах обычно изготавливают из стекла или керамики, которая не расширяется (и не сжимается) при изменении температуры. Поверхность зеркала тщательно обрабатывается до получения требуемой формы, обычно сферической или параболической, с точностью до долей длины волны света. Для получения отражательных свойств на поверхность стекла наносится тонкий слой алюминия. В ранних отражательных телескопах, например, у Уильяма Гершеля (1738-1822), первичное зеркало было изготовлено из полированного металлического сплава (68% меди и 32% олова). По латыни термин "зеркальный" предается как "speculum"; по этой причине для обозначения отражательного телескопа до сих пор иногда используют сокращение "spec". Самые ранние стеклянные зеркала покрывали серебром, но это оказалось неудобным из-за того, что на воздухе серебро темнеет. В наиболее современных больших телескопах применяются методы активной оптики, которые позволяют использовать более тонкие и легкие зеркала, необходимая форма которых сохраняется поддерживающей системой, управляемой компьютером. Это позволяет использовать как зеркала с очень большими диаметрами, так и зеркала, составленные из отдельных элементов.
     Изображения, получаемые в астрономических телескопах, инвертированы. Так как введение дополнительной линзы, которая могла бы скорректировать изображение, поглотит часть светового потока, не принеся особой пользы, астрономы предпочитают работать непосредственно с инвертированными изображениями.
Установка астрономического телескопа - важная часть конструкции, так как наблюдатель должен иметь возможность легко направлять телескоп в заданную точку неба и поддерживать его ориентацию при вращении Земли, отслеживая видимое движение объекта по небу. Небольшие любительские телескопы и современные управляемые компьютером телескопы используют альтазимутальную установку. До появления компьютерного управления наиболее распространенной была экваториальная установка. Экваториальную установку имеют многие из работающих в настоящее время телескопов, причем эта система остается популярной и для любительских инструментов.

Темное вещество - материя, существование которой во Вселенной постулируется, но до сих пор не обнаружено. Аргументы в пользу существования темного вещества получаются прежде всего из наблюдений скоростей галактик внутри галактических скоплений. Если судить по динамическим свойствам таких скоплений, то можно сделать вывод, что масса скоплений приблизительно в десять раз больше массы их светящихся частей. Наблюдаемое вещество составляет только около 2% от того, которое отвечало бы положениям космологии. На роль темного вещества имеются многочисленные кандидаты, среди которых массивные галактические гало, коричневые карлики, звезды с очень малой массой, нейтрино и WIMP.

Терминатор - линия, отделяющая темную часть видимого диска планеты от светлой.

Точки Лагранжа - точки в орбитальной плоскости двух массивных объектов, вращающихся вокруг общего центра тяжести, где частица с пренебрежимо малой массой может оставаться в равновесном положении, т.е. неподвижной. Для двух тел, находящихся на круговых орбитах, имеется пять таких точек, но три из их неустойчивы к малым возмущениям. Две оставшиеся, расположенные на орбите менее массивного тела на угловом расстоянии в 60° по обе стороны от него, устойчивы. Троянцы, которые находятся на орбите Юпитера, являются примерами тел, "пойманных" Юпитером в обеих устойчивых точках Лагранжа.

Транснептунианский объект - небольшое планетарное тело во внешней части Солнечной системы, находящееся на орбите, большая полуось которой больше, чем у Нептуна (30 а.е., пояс Койпера).

Тропический - год - время, за которое Земля совершает один оборот вокруг Солнца, измеряемое от одного равноденствия до другого. Продолжительность тропического года равна 365,24219 суток. Месяц - время, за которое Луна совершает один оборот вокруг Земли, причем в качестве опорной точки принимается точка равноденствия. Продолжительность тропического месяца равна 27,32158 суток.

Тропосфера - самый низкий слой атмосферы Земли, простирающийся до высот в 15-20 км. Тропосфера сверху ограничена тропопаузой, которая соответствует переходу к более устойчивым условиям лежащей выше стратосферы.

Троянцы - два семейства астероидов, находящихся на одной орбите с Юпитером и группирующихся вокруг точек Лагранжа, отстоящих на 60° в обе стороны от планеты. Известно более двухсот таких астероидов, большинство из которых находится в "предшествующей" группе. Они не остаются на одном месте орбиты, а колеблются вокруг точек Лагранжа с периодами в 150-200 лет, удаляясь или приближаясь к Юпитеру в пределах 45-80°. Первым их троянцев был открыт Ахиллес, что и стало причиной присвоения всем открытым впоследствии астероидам имен героев Троянских войн.

Туманность - облако межзвездного газа и пыли. Этот термин раньше использовался для объектов, о которых теперь известно, что они представляют собой галактики. Например, большую "туманность Андромеды" теперь правильнее называть галактикой Андромеды. Эмиссионная туманность светится в присутствии ультрафиолетового излучения; отражающая туманность отражает свет звезд. Поглощающая туманность представляет собой темное образование и обычно видна лишь силуэтом на фоне светящейся туманности или на ярком звездном фоне. Среди других объектов, состоящих из светящегося газа и также называемых туманностями, выделяются планетарные туманности и остатки сверхновых.

Убегающая звезда - молодая горячая звезда, движущаяся в пространстве с необычно высокой скоростью. Полагают, что такие звезды первоначально могли быть компаньонами в двойных или кратных системах, существование которых закончилось взрывом сверхновой. Три наиболее известных примера таких звезд - Мю Голубя, AE Возничего и 53 Овна. На основании измерения скоростей и направлений движения этих звезд было выяснено, что уже в течение трех миллионов лет все три звезды разбегаются из одной области в созвездии Ориона.

Увеличение - возрастание видимого углового размера объекта при наблюдении через телескоп с некоторым окуляром. Увеличение создаваемого телескопом изображения определяется фокусным расстоянием объектива телескопа, деленным на фокусное расстояние окуляра. Большое увеличение не всегда является преимуществом. Оно приводит к уменьшению поля зрения, при нем становится заметнее влияние плохих условий видимости и сильнее проявляются любые оптические дефекты.

Углеродная звезда - общее имя для группы пекулярных красных гигантов, спектры которых показывают сильные полосы молекулярного углерода, CN, CH или других углеродных соединений, а не более типичного TiO. В оригинальной Гарвардской системе классификации 1918 г. углеродные звезды были отнесены к спектральным классам R и N. Было обнаружено, что по температуре они подобны более распространенным K-звездам иM-звездам и что различия в спектрах являются результатом различий в содержании углерода и кислорода. Термин “углеродная звезда” был введен в 1940-х годах Морганом и Кинаном, которые предложили новую последовательность классов от C0 до C7, соответствующую уменьшению температур нормальных звезд от G4 до M4. Хотя углеродные звезды редко встречаются в нашей Галактике, многие тысячи их были обнаружены в Большом и Малом Магеллановых Облаках. Звезды, в которой отношение 12C/13C необычно низко, известны как J-звезды

Ударная волна (ударный фронт) - скачкообразное изменение плотности и давления, распространяющееся в твердой, жидкой или газообразной среде со сверхзвуковой скоростью. Такие волны обычно вызываются ударными воздействиями или взрывами.

Узел - точка пересечения орбиты небесного тела с эклиптикой. Различают восходящий и нисходящий узлы.

Угол часовой - угловое расстояние по небесному экватору от верхней точки экватора до часового круга, проходящего через светило. Отсчитывается в сторону суточного движения небесной сферы.

Ультрафиолетовая астрономия - изучение электромагнитного излучения от астрономических источников в диапазоне длин волн 10-320 нм. Ультрафиолетовое (УФ) излучение сильно поглощается атмосферой Земли, так что все наблюдения должны выполняться со спутников. Первые УФ-наблюдения были сделаны в течение непродолжительных полетов ракет в 1940-1950 гг., а первым спутником, который дал возможность проводить систематические наблюдения, стала Орбитальная солнечная обсерватория ("OSO-1"), запущенная в 1962 г. В 1978 г. состоялся успешный запуск Международного ультрафиолетового зонда ("IUE"), который продолжал эффективно работать до 1996 г.
    Ультрафиолетовый диапазон спектра часто подразделяют на крайний ультрафиолет - диапазон 10–100 нм, дальний - диапазон 100-00 нм и ближний - диапазон 200-320 нм. Самый крайний УФ на границе с рентгеновским диапазоном (диапазон волн 6-60 нм) иногда называют рентгеновским ультрафиолетом. В последнем случае используют методы рентгеновской астрономии, а в остальной части УФ-спектра можно пользоваться методами, аналогичными методам оптической астрономии. Главная трудность состоит в том, что для УФ- диапазона трудно подобрать прозрачные материалы и отражательные покрытия. Стекло, например, сильно поглощает УФ-излучение, так что приходится использовать кварц и фтористые соединения. В УФ-телескопе обсерватории "Астро-1", находившейся на борту одного из шаттлов, в отражательном зеркале был использован редкий металл иридий, который для длин волн 40 нм оказался вполне эффективным.
    Ультрафиолетовая астрономия важна по той причине, что в этом диапазоне волн лежат многие из спектральных линий самых ценных для анализа атомов и молекул. В УФ-диапазоне большую часть энергии излучают наиболее горячие звезды с поверхностными температурами свыше 10000 K. Даже для более холодных звезд (типа Солнца) изучение УФ-излучения необходимо для анализа высокоэнергетических явлений. Еще один важный объект изучения ультрафиолетовый астрономии - межзвездная среда, хотя в диапазоне волн короче 91,2 нм почти все УФ-излучение поглощается водородом, наиболее широко распространенным элементом во Вселенной, что делает обнаружение удаленных источников на таких коротких длинах волны трудной задачей.

Уравнение времени - разность между средним и истинным солнечным временем.

Фаза - отношение освещенной области видимого диска небесного тела к площади полного диска, считающегося кругом.
Фазы Луны - повторяющийся цикл видимых форм Луны. Новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть формально определяются как моменты, когда видимая небесная долгота Луны превышает небесную долготу Солнца на 0°, 90°, 180° и 270° соответственно.
Существование фаз Луны и планет обусловлено тем, что эти тела не излучают собственного света, а только отражают солнечный свет. Полушарие планеты (или луны), обращенное к Солнцу, оказывается светлым, а противоположное - темным. Фаза небесного тела зависит от положений Земли и Солнца относительно этого тела, так как именно этим определяется, какая часть освещенного полушария будет видна с Земли.

Фаза затмения - отношение закрытой части диаметра затмеваемого тела, проходящего через центр затмевающего тела, к полному диаметру затмеваемого тела. Для полного затмения эта величина равна единице плюс отношение минимального расстояния между краями затмевающего и затмеваемого тела к диаметру затмеваемого тела.

Флоккул - яркая излучающая область в солнечной хромосфере. Под флоккулами в фотосфере находятся факелы, а в короне над ними - особые области, в которых наблюдается увеличение радио- и рентгеновского излучения, а также излучения в крайнем ультрафиолете. Во всех этих областях сильна вертикальная составляющая магнитного поля. Флоккулы характерны для активных областей на Солнце. Флоккулы можно видеть, когда солнечная хромосфера отображается в монохроматическом свете, например, в свете однократно ионизированного кальция.

Фокусное расстояние (F или f) - расстояние между линзой (или зеркалом) и фокусом - точкой на оптической оси, где параллельные лучи света собираются в точку.

Фотометрия - точное определение звездных величин звезд или других астрономических объектов в заданном диапазоне длин волн. Фотометрические измерения применяются при определении физических характеристик звезд без детального изучения их спектров. Для этих целей используют несколько фотометрических систем, чаще всего систему UBV и систему uvby. Кроме того, фотометрические измерения позволяют определять световые кривые переменных звезд. Обычно фотометрия проводится на основе фотоэлектрических измерений, поскольку по фотографиям или визуально определить звездные величины с достаточной точностью очень трудно. Фотоэлектрические измерения позволяют также контролировать изменения световой интенсивности, происходящие на коротких интервалах времени.

Фотосфера - видимая поверхность Солнца или звезды. Достигая толщины около 500 км, фотосфера представляет собой зону, где характер газообразных слоев меняется от полностью непрозрачных для излучения до совершенно прозрачных. Фактически фотосфера излучает весь видимый свет. Температура фотосферы Солнца около 6000 K, причем к основанию хромосферы она падает примерно до 4000 K. Линии поглощения в спектре Солнца формируются в результате поглощения излучения и рассеяния именно в этом слое. Явления, характерные для активного Солнца, такие как солнечные пятна, вспышки и факелы, также возникают в фотосфере.

Фотоумножитель - устройство для измерения интенсивности света. Когда на фотокатод падает свет, в нем в результате фотоэлектрического эффекта высвобождаются электроны. Возникающий ток усиливается в каскадном процессе, когда электроны ускоряются и последовательно соударяются с рядом вторичных эмиттеров. Фотоумножители используются, в частности, в фотоэлектрической фотометрии.

Фраунгоферовы линии - темные линии поглощения в спектре Солнца и, по аналогии, в спектре любой звезды. Впервые такие линии были выделены Йозефом фон Фраунгофером (1787-1826), который обозначил самые заметные линии буквами латинского алфавита. Некоторые из этих символов все еще используются в физике и астрономии, особенно линии натрия D и линии кальция H и K. Оригинальные обозначения Фраунгофера (1817) линий поглощения в солнечном спектре:
A 759.37 Атмосферный O2; B 686.72 Атмосферный O2; C 656.28 Водород α; D1 589.59 Нейтральный натрий; D2 589.00 Нейтральный натрий; D3 587.56 Нейтральный гелий; E 526.96 Нейтральное железо; F 486.13 Водород β; G 431.42 Молекула CH; H 396.85 Ионизированный кальций; K 393.37 Ионизированный кальций.

Хондрит - распространенный тип каменного метеорита, характеризующийся наличием хондр. Хондриты составляют около 85% всех метеоритов, в противоположность ахондритам. При употреблении этого названия теперь подразумевается и определенный химический состав, за исключением наиболее летучих элементов, аналогичный составу Солнца.

Хроматическая аберрация - недостаток оптических свойств линзы, проявляющийся в появлении цветных “ободков” вокруг изображения. Этот дефект возникает в результате того, что световые лучи различной длины волны фокусируются на разных расстояниях из линзы. Его можно в значительной мере компенсировать, создавая ахроматические линзы, состоящие из двух или больше компонентов.

Хромосфера - газообразный слой Солнца (или другой звезды), лежащий выше фотосферы. С увеличением расстояния от центра Солнца температура слоев фотосферы уменьшается, достигая минимума. Затем в вышележащей хромосфере снова начинает постепенно повышаться до 10000 K. Название означает буквально “цветная сфера”, поскольку при полном солнечном затмении, когда свет фотосферы закрыт, хромосфера видна как розоватое сияние.

Хронология - изучение и исследование шкал времени различных событий, особенно когда они достаточно длинны, как в геологической истории планет.

Хронометр - часы высокой точности, используемые, в частности, на борту судна.

Целостат - пара плоских зеркал, установленных и управляемых таким образом, чтобы скомпенсировать видимое движение звезд и обеспечить постоянную передачу изображения выбранного участка неба в неподвижный инструмент. Одно из зеркал лежит в плоскости полярной оси и вращается относительно нее так, чтобы изображение оставалось неподвижным; второе зеркало направляет это изображение в инструмент.

Центральный меридиан (CM) - воображаемая линия север-юг, которая для наблюдателя разделяет пополам диск планеты (а также Луны и Солнца).

Цефеиды - тип пульсирующих переменных звезд, названных по имени прототипа группы - звезды Дельта Цефея, которая изменяется между звездными величинами 3,6 и 4,3 с периодом 5,4 дня. Пульсации цефеид вызваны нестабильностью их структуры. Их размер может меняться в течение цикла почти на 10%, при этом происходят и изменения температуры. По мере роста внутреннего давления звезда расширяется, пока давление не "сбрасывается" (как через клапан) - звезда сокращается, и цикл начинается снова.
    Цефеиды - очень яркие желтые гиганты, излучение которых в десять тысяч раз превосходит энергию Солнца, так что они могут быть обнаружены с очень большого расстояния. В 1912 г. Генриетта Ливитт, работая в обсерватории Гарвардского колледжа, открыла множество цефеид в Малом Магеллановом Облаке и построила кривые их яркости. Ей стало ясно, что существует связь между периодом пульсаций, обычно составляющим от 3 до 50 дней, и видимой яркостью: чем ярче звезда, тем больше период. Эта связь называется зависимостью период-светимость. Важность этого открытия состоит в том, что цефеиды можно использовать как показатели расстояния.
   Выделяют два различных типа цефеид: так называемые классические цефеиды и цефеиды "населения типа II", также известные как звезды типа W Девы. Их зависимости период-светимость отличаются: для данного периода светимость классических цефеид приблизительно на две звездные величины больше светимости звезд типа W Девы. Это - результат различий в их массе и химическом составе. Меньшая масса звезд типа W Девы обуславливает меньшую светимость, но этот эффект частично компенсируется за счет низкого содержания элементов тяжелее гелия ("металлов") в звездах старого населения типа II. Поэтому при вычислении расстояний необходимо выяснить, является ли переменная звезда классической цефеидой или звездой типа W Девы. Это лучше всего сделать, определяя по спектру звезды содержание металлов.

Часовой пояс - географическая область, во всех местностях которой гражданское время считается одним и тем же. Часовые пояса в основном представляют собой "полосы" шириной в 15° долготы, так что местное время в соседних поясах отличается на один час. Однако границы часовых поясов часто значительно отклоняются от линий постоянной долготы, что связано с распределением поверхности суши на Земле и расположением центров цивилизации. Наряду с обычным интервалом между смежными поясами, равным одному часу, иногда вводят и получасовой интервал, что уменьшает отклонение от местного времени.

Частота (ν или f) - число повторений некоторого явления в единицу времени. В случае волнового процесса частота представляет собой число волн, проходящих через фиксированную точку за одну секунду. Основная единица частоты - герц (Гц).

Часы - любое устройство, которое отмеряет равные интервалы времени. Исторически использовались самые разнообразные способы измерения времени - от горения свечи, через механические колебания маятников и балансиров вплоть до колебаний в кристалле кварца и энергетических изменений в атомах цезия.

Черная дыра - область пространства, в которой гравитационные силы настолько велики, что даже световые волны не могут выйти за ее пределы. Черные дыры образуются, когда вещество коллапсирует, и в очень малой области концентрируется количество вещества, превышающее некоторую критическую величину. Предполагают, что звездные черные дыры могут образоваться при взрыве массивных звезд, если центральный остаток больше трех солнечных масс, или в том случае, если эта масса будет превышена после того, как выброшенное вещество снова упадет на него. Выпадение вещества на сверхмассивные черные дыры - общепринятое объяснение исключительно высокого выделения энергии в активных галактических ядрах и квазарах. Прямые наблюдения компактных ядер в галактиках и измерения скоростей газа и звезд, находящихся близко к центру галактик, делают обоснованной мысль о том, что в центрах многих галактик действительно могут существать массивные черные дыры.

Черный карлик - мертвая звезда, которая больше не светит. Заключительная стадия в эволюции светящейся звезды с массой не более 1,4 солнечных масс называется белым карликом. Так как в белом карлике нет никаких новых источников энергии, а все возможные источники уже исчерпаны, то окончательная судьба звезды состоит в том, чтобы постепенно охлаждаться, превращаясь в темное "бездыханное тело". Однако, Вселенная еще недостаточно стара для того, чтобы могли образоваться черные карлики.

Четки Бейли - явление, наблюдаемое в процессе развития полного солнечного затмения, непосредственно перед моментом полного затмения и сразу после него. По мере того, как Луна постепенно затеняет диск Солнца, появляется тонкий полумесяц, который разбит на вереницу ярких бусинок. Это происходит потому, что горы и долины на Луне делают лимб неровным. Английский астроном Френсис Бейли (1774-1844) обратил внимание на это явление во время солнечного затмения 1836 г.

Число Вольфа - мера интенсивности солнечных пятен на солнечном диске, учитывающая как группы, так и отдельные пятна. Она была предложена Рудольфом Вольфом из Цюрихской обсерватории и поэтому называется также цюрихским числом солнечных пятен. Число Вольфа R рассчитывается по формуле R = k (10g + f), где g - число групп солнечных пятен, f - общее количество отдельных пятен и k - весовой коэффициент, зависящий от используемых инструментов и квалификации наблюдателя. Для телескопов с апертурой 100 мм величина k примерно равна 1.

Шаровое скопление - плотное скопление сотен тысяч или даже миллионов звезд, форма которого близка к сферической. Самое яркое шаровое скопление в небе - Омега Центавра (ω Cen) диаметром 620 световых лет. Это одно из самых старых известных шаровых скоплений, возраст которого, как полагают, достигает 15 млрд. лет. Некоторые самые старые звезды нашей Галактики также содержатся в шаровых скоплениях. Шаровые скопления распределены внутри сферического гало вокруг Галактики (в отличие от рассеянных скоплений, которые найдены только в ее диске) и движутся по очень вытянутым эллиптическим орбитам вокруг центра Галактики. Звезды в шаровых скоплениях имеют низкое содержание элементов тяжелее гелия. Шаровые скопления были обнаружены и в других галактиках.

Широта  - угол между плоскостью земного экватора и отвесной линией, угловое расстояние в сферической системе координат, отсчитываемое к северу или к югу от экватора. В небесных экваториальных координатах аналогом широты является склонение.

Эвекция - периодическое возмущение движения Луны, вызванное изменением гравитационного притяжения Солнца в процессе движения Луны по орбите вокруг Земли в течение месяца. Период возмущений равен 31,8 суток, а максимальная величина возмущения эклиптической долготы Луны составляет 1,27°.

Экватор - большой круг на поверхности тела, определяемый плоскостью, которая проходит через центр тела и перпендикулярна к оси его вращения. В астрономии, если это ясно из контекста, термин "экватор" иногда используется вместо более точного термина небесный экватор. Земной - большой круг на поверхности Земли, плоскость которого перпендикулярна оси вращения. Небесный - большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна к оси мира.

Экваториальная установка - способ установки телескопа, при котором инструмент может вращаться вокруг полярной оси, параллельной оси вращения Земли, и оси склонения, перпендикулярной полярной оси. Вращение вокруг этих двух осей обеспечивает независимое задание обеих экваториальных координат. Движение вокруг полярной оси изменяет прямое восхождение; движение вокруг другой оси - склонение. Поэтому чтобы скомпенсировать видимое движение неба, вызываемое вращением Земли, достаточно поворачивать телескоп только вокруг одной из двух осей (полярной). Однажды наведенный на точку небесной сферы с нужным склонением, телескоп уже не требует дополнительной корректировки. Поэтому в течение многих лет все телескопы сколько-нибудь значительного размера проектировались исключительно с экваториальной установкой. Однако развитие компьютерного управления позволило осуществлять наведение и управление даже очень большими телескопами при более простой альтазимутальной установке. Тем не менее экваториальная установка остается популярной и до сих пор достаточно широко применяется на практике.
    Чтобы обеспечить адекватную поддержку и свободу движения для телескопов различных размеров и типов, были разработаны различные виды экваториальной установки. К основным вариантам установки относятся немецкая, английская, рамочная, подковообразная и вилочная. Поскольку полярная ось должна быть параллельна земной оси (т.е. направлена в точку северного полюса мира), каждая конструкция экваториальной установки подходит только для той широты, для которой она была разработана.

Экваториальные координаты - система небесных координат, в которой основной является плоскость небесного экватора. Если речь идет о задании положения объектов на небесный сфере, то эта система координат используется чаще других. Координатой, эквивалентной географической широте, в экваториальной системе является склонение (δ). Склонение измеряется в градусах к северу и югу от небесного экватора. Северные склонения имеют положительный знак, а южные - отрицательный. Другая координата - прямое восхождение (обозначение - RA или α). Она является эквивалентом географической долготы, но измеряется в часах, минутах и секундах времени, отражая тем самым вращение небесный сферы, совершающей один оборот за 24 часа звездного времени. При отсчете прямого восхождения за нулевую точку принимается северная точка весеннего равноденствия. Из-за прецессии эта точка медленно перемещается по экватору. Поэтому экваториальные координаты определяют с указанием на конкретную эпоху.

Эклиптика - усредненная плоскость орбиты Земли вокруг Солнца. Происхождение названия связано с тем, что затмения (греч. ecleipsis) Солнца или Луны могут происходить только тогда, когда Луна пересекает эту плоскость. С точки зрения наблюдателя на Земле относительное орбитальное движение Земли и Солнца создает видимость того, что Солнце вращается вокруг Земли, совершая один оборот за год. Видимый путь Солнца по небесной сфере также называется эклиптикой.

Эклиптические координаты - небесная система координат, в которой в качестве основной плоскости выбрана плоскость эклиптики. Эта система широко используется при изучении динамики планет и других тел Солнечной системы. В эклиптической системе положение объекта в небе определяется эклиптической широтой (β) и эклиптической долготой (λ). Широта измеряется в градусах к северу и югу от эклиптики, причем северные широты - положительные, а южные - отрицательные. Долгота измеряется в градусах вдоль эклиптики. Нулевая точка - северная точка весеннего равноденствия, т.е. точка, в которой пересекаются эклиптика и небесный экватор. Прецессия вызывает медленные изменения нулевой точки со временем.

Эксцентриситет (e) - один из параметров, используемых для описания формы кривых, принадлежащих к семейству конических сечений, включающему окружности, эллипсы, параболы и гиперболы. Орбита тела, движущегося под влиянием силы тяжести (например, планеты, движущейся вокруг Солнца), обязательно является одним из конических сечений. Окружности и эллипсы - замкнутые кривые, причем окружности соответствует e = 0. Эксцентриситет эллипса является мерой того, насколько эллипс отклоняется от окружности. Если c - расстояние от центра эллипса до одного из фокусов, а a - большая полуось эллипса, то эксцентриситет определяется отношением c/a. Эксцентриситет эллипса должен быть меньше единицы. Параболы и гиперболы - незамкнутые кривые. Параболическую форму обычно имеют наблюдаемые орбиты непериодических комет. Для параболы e = 1, а для гиперболы e > 1.

Электромагнитное излучение - форма энергии, которая распространяется в вакууме со скоростью c, равной 3×10⁸ м/сек. Название отражает характер излучения, которое состоит из связанных между собой и быстро изменяющихся электрического и магнитного полей. Свойства излучения зависят от длины волны (λ). Радиоволны имеют самую большую длину волны, от нескольких метров до долей миллиметра. Самые короткие радиоволны обычно называются микроволнами. Они граничат с инфракрасным излучением, диапазон длин волн которого тянется до микрона. Видимый свет - узкая полоса длин волн в диапазоне 700 - 400 нм. Диапазон длин волн ультрафиолетового излучения продолжается до 10 нм, а рентгеновского излучения - до 0,1 нм. Самые короткие волны соответствуют гамма-излучению. Полный электромагнитный спектр охватывает все виды излучения, от коротких волн до самых длинных. (В качестве единицы длины волны используется также ангстрем: 1 Å = 0,1 нм.)
    Для характеристики электромагнитного излучения, как и любого волнового процесса, можно использовать понятие частоты (ν). Связь между частотой и длиной волны имеет вид ν = c/λ. Таким образом, при уменьшении длины волны частота увеличивается. Энергия E, связанная с электромагнитным излучением, увеличивается прямо пропорционально частоте: E = hν, где h - постоянная Планка. Эта энергия квантована; квант энергии, имеющий ту же размерность, называется фотоном.
    Астрономические наблюдения в оптическом и радиодиапазонах можно проводить с земной поверхности, потому что излучение с такими длинами волн относительно свободно проходит сквозь атмосферу. Астрономические наблюдения в других диапазонах в основном выполняются с орбитальных космических кораблей, спутников и других космических аппаратов, хотя некоторые наблюдения можно проводить из высокогорных областей Земли и с самолетов.

Элементы орбиты - набор параметров, полностью определяющий форму и ориентацию орбиты и временные характеристики орбитального движения. Для орбит планет и комет вокруг Солнца обычно используются следующие элементы - большая полуось, расстояние перигелия, эксцентриситет, наклонение, аргумент перигелия, долгота восходящего узла и период. Чтобы определить положение объекта на орбите в заданный момент времени, необходимо задать время прохождения некоторой определенной точки этой орбиты, например, перигелия. Аналогичные элементы используются для описания орбит звезд в двойных системах или орбит спутников (как естественных, так и искусственных) при их движении вокруг планет.

Эллипс - замкнутая кривая, симметричная относительно двух перпендикулярных осей, причем одна ось длиннее другой. Более длинная ось называется большой осью, а более короткая - малой. Эллипс принадлежит к семейству кривых, носящих общее название конических сечений, потому что все они представляют собой различные сечения конуса.  В небесной механике эллипс имеет особое значение, поскольку замкнутые орбиты всегда эллиптические. Все планеты движутся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам. Если тело под действием гравитационной силы движется по эллиптической орбите, то объект, обеспечивающий гравитационное притяжение, лежит в одном из фокусов эллипса. Эллипс имеет два фокуса, расположенных на главной оси на одинаковом расстоянии (c) от центра эллипса . Чем больше величина (c) по сравнению с большой полуосью (a) , тем более вытянут эллипс. Отношение c/a определяет эксцентриситет (e) эллипса, который должен быть больше нуля, но меньше единицы (e = 0 для круга; e = 1 для параболы). Сумма расстояний от любой точки эллипса до двух его фокусов постоянна и равна 2a. Это означает, что эллипс можно нарисовать с помощью нитки, которая зафиксирована на концах и образует петлю. Если поместить карандаш внутрь петли и перемещать его так, чтобы нитка всегда оставалась натянутой, то нарисованная фигура будет эллипсом.

Эллиптическая галактика - галактика эллипсоидальной формы, не обладающая спиральной структурой. У большинства таких галактик нет никаких признаков существования межзвездного вещества, так же как и признаков недавнего звездообразования. Эллиптические галактики различаются массой и формой. Почти все их звезды старше 1010 лет, а большая часть света испускается красными гигантами. Около 80% нормальных галактик являются эллиптическими.

Элонгация - угловое расстояние между Солнцем и планетой (или Луной) с точки зрения земного наблюдателя, т.е. угол Солнце-Земля-Луна/планета. Для внутренних планет (Меркурия и Венеры) элонгация ограничена. Ее максимальные значения, восточное и западное, достигаемые при каждом обороте по орбите, называются наибольшей элонгацией. Наибольшая элонгация для Меркурия в зависимости от обстоятельств лежит между 18° и 28°; для Венеры аналогичный диапазон составляет 45° - 47°. Для планет, находящихся от Солнца дальше Земли, возможны любые значения элонгации. Элонгация 90° называется квадратурой, 0° - соединением и 180° - противостоянием.

Эмиссионная туманность - облако светящегося газа в межзвездном пространстве. Межзвездные облака состоят в основном из водорода, который может находиться в возбужденном или ионизированном состоянии под действием ультрафиолетового излучения горячих звезд, находящихся внутри облаков. Выделение энергии происходит в результате рекомбинации ионов и столкновений электронов с ионизированными атомами более тяжелых элементов (типа кислорода и азота), также входящих в состав облака. Типичный розоватый цвет, наблюдаемый у облаков ионизированного водорода (области H II) типа туманности Ориона, обусловлен преобладающим излучением водорода.

Эпицикл - движение по кругу, центр которого в свою очередь перемещается по большему кругу, называемому деферентом. (См. иллюстрацию). Понятие эпицикла было одним из основных в геоцентрической модели Солнечной системы, предложенной Птолемеем во II в. н.э. Чтобы улучшить точность предсказаний, основанных на этой модели, Птолемей должен был предположить, что центр эпицикла совершает равномерное угловое движение не относительно центра деферента, а относительно так называемой точки экванта, которая смещена в одну сторону от центра деферента. Предположив, что Земля находится с другой стороны от этого центра, и соответствующим образом выбрав радиусы эпицикла и деферента, можно было предсказать положения планет с точностью до одного градуса.

Эпоха - точный момент времени, в который данные значения небесных координат или элементов орбиты абсолютно верны. Необходимость задания эпохи для астрономических измерений обусловлена влиянием прецессии на системы небесных координат и наличием гравитационных возмущений орбит небесных тел (комет и планет). В соответствии с общепринятыми нормами стандартная эпоха, используемая в звездных картах и каталогах, меняется каждые 50 лет. Данные для эпохи 2000,0 готовятся, начиная с конца 1970-х гг. Предыдущая стандартная эпоха - 1950,0.

Эра излучения - эпоха, продолжавшаяся примерно от одной секунды до одного миллиона лет после Большого Взрыва. В течение этого интервала времени во Вселенной доминировало излучение (т.е. основной составляющей Вселенной были фотоны). Эра излучения закончилась эпохой рекомбинации, когда температура расширяющейся Вселенной упала до нескольких тысяч градусов, что позволило электронам и протонам образовать первые устойчивые атомы.

Эфемерида - таблица, содержащая небесные координаты, звездные величины и другие данные для таких астрономических тел, как Луна, Солнце, планеты и кометы. Этим термином пользуются также для обозначения книг, дающих компендиумы таких таблиц и включающих другие астрономические данные.

Эфемеридное время (ЕТ) - время, использовавшееся (до 1984 г.) в вычислениях, связанных с гравитационной теорией Солнечной системы. В 1984 г. оно было заменено динамическим временем.

Эфир - гипотетическая среда, в которой, как предполагалось в прошлом, распространяются электромагнитные волны. Специальная теория относительности Эйнштейна подвела итог неудачным попыткам физиков обнаружить эфир: в современной физической теории необходимость в этом понятии отпала.

Эффективная температура - мера выделения энергии объектом (в частности, звездой), определенная как температура абсолютно черного тела, имеющего такую же полную светимость, что и наблюдаемый объект. Эффективная температура является одной из физических характеристик звезды. Поскольку спектр нормальной звезды подобен спектру абсолютно черного тела, эффективная температура является хорошим показателем температуры ее фотосферы.

Юлианская дата (JD) - интервал времени, отсчитываемый по Гринвичу от полудня 1 января 4713 г. до н.э.

Юлианский год - период времени продолжительностью 365,25 суток. Начиная с 1984 г., стандартные эпохи определяются в терминах юлианских лет. До этого использовался бесселев год.

Юлианский календарь - календарь, введенный в Римской Империи Юлием Цезарем в 46 г. до н.э.. Год состоял из двенадцати месяцев. Три года из четырех содержали по 365 дней, а каждый четвертый - 366 дней, что давало в среднем 365,25 дней. Поскольку это на 11 минут 14 секунд больше тропического года, которому подчиняется смена сезонов, происходило постепенное смещение природного календаря относительно гражданского года. Из-за этого в 1582 г. был введен григорианский календарь.

Ядро - самая внутренняя часть звезды или планеты. Ядро звезды представляет собой область, в которой происходят термоядерные реакции. От поверхностных слоев планетарное ядро может отделяться пограничным слоем с выраженной структурой.

Яркость (блеск) - мера интенсивности излучения источника. Видимый блеск - интенсивность полученного излучения, которая зависит от расстояния до источника и истинного, или абсолютного, блеска. Яркость астрономических объектов измеряется в звездных величинах, а само слово “звездная величина" обычно используется, как синоним слова “яркость".

      подробней на Астронет Словарь