Главная » Большой астрономический словарь
13:43
Большой астрономический словарь
Постоянные Оорта
Две эмпирических величины, которые содержатся в математических соотношениях голландского астронома Яна Оорта, определяющих лучевую скорость и собственное движение звезд на их орбитах вокруг центра Галактики, которые считаются круговыми. Выражения имеют вид
? = A r sin 2l и ? = 0.211(B + A cos 2l)
Здесь ? - лучевая скорость, ? - собственное движение, r - расстояние от Солнца, а l - галактическая долгота звезды. A и B - постоянные Оорта. Их значения приняты равными 15 км/сек/килопарсек для A и -10 км/сек/килопарсек для B.

Потемнение к краю
Уменьшение интенсивности излучения от центра к краю видимого диска Солнца или другого астрономического тела.

Поток (fluctus, мн. fluctus)
Местность на поверхности Ио, где когда-то протекало расплавленное вещество.

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.

Пояс Гулда
Образование, содержащее множество ярких и наиболее заметных звезд в небе, которые кажутся лежащими в полосе, наклоненной на 16° к плоскости Млечного Пути.
Пояс включает яркие звезды Ориона и Тельца в северном полушарии и Волка и Центавра - в южном. Впервые существование такого пояса было отмечено в 1847 г. сэром Джоном Гершелем, а позже его изучал Б. А. Гулд (1879 г.).
Предполагается, что пояс Гулда является полосовой структурой молодых звезд, образующей отросток ближайшего спирального рукава Галактики.

Пояс Койпера
Небольшие ледяные тела, по размерам близкие к астероидам, которые занимают кольцеобразную область в плоскости Солнечной системы, простирающуюся от орбиты Нептуна (30 а.е. от Солнца) до расстояний, возможно, в 100 или даже 150 а.е. Это население, разнообразные члены которого описываются как "объекты пояса Койпера", "транс-нептунианские объекты" или просто как "ледяные карлики", по некоторым предположениям является источником короткопериодических комет. Пояс назван именем Герарда Койпера, выдающегося голландско-американского ученого в области планетологии, который в 1951 г. предсказал существование такого пояса, основываясь на теории происхождения планетарных систем. Однако ирландский теоретик Кеннет Эджворт выдвигал подобные аргументы еще раньше, в 1943 и 1949 гг. С учетом этого обстоятельства пояс иногда называют поясом Койпера-Эджворта.
Первым свидетельством существования пояса Койпера было открытие в 1992 г. слабого объекта 1992 QB1, находящегося на квазикруговой орбите на расстоянии около 50 а.е. от Солнца. В течение нескольких последующих лет было обнаружено еще около 30 объектов, движущихся по подобным орбитам. Предлагалось даже считать планету Плутон самым большим членом пояса Койпера.

Пояс Ориона
Три звезды - Дельта, Эпсилон и Дзета Ориона, образующие пояс мифологической фигуры Ориона в созвездии Ориона.

Пояс Эджворта-Койпера
См.: пояс Койпера.

Пояса Ван Аллена
Две кольцеобразные области вокруг Земли с высокой концентрацией высокоэнергичных электронов и протонов, которые были захвачены магнитным полем планеты. Пояса были обнаружены первым американским искусственным спутником Земли "Эксплорер-1", запущенным 31 января 1958 г. Пояса названы по имени Джеймса Ван Аллена - физика, руководившего экспериментом на "Эксплорере-1". Внутренний пояс Ван Аллена лежит над экватором на высоте около 0,8 земных радиусов. Во внешнем поясе область наибольшей концентрации находится на высоте от 2 до 3 земных радиусов над экватором, а обширная область, простирающаяся от внутреннего пояса до высоты 10 земных радиуса, содержит протоны и электроны более низкой энергии, которые, по-видимому, принесены в основном солнечным ветром. Поскольку магнитное поле Земли отклоняется от оси вращения планеты, внутренний пояс опускается вниз к поверхности в Южной части Атлантического океана, недалеко от побережья Бразилии. Эта Южноатлантическая аномалия представляет потенциальную опасность для искусственных спутников. В 1993 г. в пределах внутреннего пояса Ван Аллена была обнаружена область, содержащая частицы, которые проникли туда из межзвездного пространства.

Правило Тициуса-Боде (Закон Боде)
Математическая формула, которая дает оценку расстояний планет от Солнца по их порядковому номеру в Солнечной системе. Это выражение имеет следующий вид:
D = 0.4 + (0.3?N), где D - расстояние в астрономических единицах (а.е.), а N принимает значения 0, 1, 2, 4, 8..., удваивающиеся для каждой следующей планеты. Точность получаемого результата составляет несколько процентов для семи внутренних больших планет (если величину N=8 принять для самого большого астероида, Цереры). Однако для Нептуна и Плутона формула дает неприемлемый результат.
Зависимость была предложена в 1766 г. Иоганном Тициусом, а несколькими годами спустя - И.Э.Боде, который и опубликовал формулу. В то время ни один из астероидов еще не был открыт, так что на расстоянии в 2,8 а.е. от Солнца, где формула предсказывала наличие планеты, оказывался "провал". Это заставило астрономов думать, что там находится еще одна небольшая планета, как и оказалось на самом деле.

Предел Доу
Эмпирическая формула, выведенная Уильямом Раттером Доу (1799-1868) для разрешающей способности телескопа - минимального углового расстояния между звездами в близкой паре изображений, разрешаемой телескопом с некоторой апертурой. Предполагаются хорошие условия наблюдения и не слишком большая разница в яркости обеих звезд. Величина углового разрешения в дуговых секундах оценивается как 11,6 / D, где D - диаметр апертуры телескопа в сантиметрах. Если D задается в дюймах, то формула имеет вид 4,6 / D.

Предел Оорта
Плотность массы в плоскости Галактики в районе, где находится Солнце, рассчитанная на основании измерения скоростей и распределения звезд относительно гравитационного поля галактического диска.
Одно время предполагалось, что плотность массы, определенная таким образом, превышает то ее количество, которое можно наблюдать непосредственно в форме звезд и межзвездного вещества. Однако открытие более слабых звезд и обнаружение большего количества межзвездного вещества привело к тому, что наблюдаемые и расчетные величины оказались ближе друг к другу, так что в окрестности Солнца достаточно допустить существование лишь малых количеств "скрытой массы" (если такое допущение понадобится вообще).
Название связано с именем голландского астронома Яна Оорта, известного своими выдающимися работами в области динамики галактик.

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.
См.: приливы.

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.

Предел Шенберга-Чандрасекхара
Верхний предел массы водорода, который может превратится в гелий в ядре звезды главной последовательности до того, как горение ядра прекратится и начнется сгорание водорода в оболочке вокруг ядра. Этот предел составляет около 12% первоначальной массы звезды

Предел Эддингтона
Верхний предел отношения светимости к массе стабильной звезды, генерирующей энергию в процессе превращения водорода в гелий. Артур С. Эддингтон (1881-1944) показал, что если массы и светимости измерять в солнечных единицах, то этот предел равен 40000. При превышении предела Эддингтона внешние слои звезды уносятся лучистым давлением, образуя планетарную туманность.
Предел Эддингтона устанавливает также важное ограничение скорости роста черной дыры за счет аккреции вещества.

Предельная звёздная величина
Звездная величина самого слабого объекта, который может быть обнаружен данной системой отображения.

Предшествующий (-ая) (p)
Термин, используемый для звезд, имеющих по сравнению с данной звездой более низкое прямое восхождение. Применяется также для обозначения деталей планетарного или солнечного диска, которые при вращении Земли перемещаются в поле зрения перед другой деталью (p - от англ. preceding). Деталь, которая появляется в поле зрения позже, в этом случае описывается как следующая (f - от англ. following).

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 25800 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 25800 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.
См.: равноденствие, нутация.

Привод
Механизм, который перемещает телескоп, чтобы обеспечить слежение за звездой или другим астрономическим объектом на небесной сфере. Видимое движение неба отражает вращение Земли вокруг своей оси относительно удаленных звезд. Длительность одного такого оборота составляет звездные сутки. Так как звездные сутки короче солнечных примерно на 4 мин., управление движением телескопа должно обеспечить его полный оборот за 23 часа 56 мин. Такая скорость вращения носит название сидерической скорости. На практике в качестве приводов обычно используются соответствующим образом управляемые электродвигатели. Первыми были сконструированы механические приводы часовых механизмов, которые, приводятся в действие, например, опускающимися гирями. Такие приводы все еще работают в некоторых хранящихся в музеях инструментах.

Призма Порро
Прямоугольная стеклянная призма с округленными углами, обычно используемая как элемент оптической пары. Применяется в биноклях, но может применяться и в качестве дополнительного телескопического уствойства, в котором изображение имеет правильную ориентацию "верх-низ" и "право-лево".

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 заданому, 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.

Призрак Юпитера
Популярное название планетарной туманности NGC 3242 в созвездии Гидры.

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.

Принцип антропии
Принцип, согласно которому лишь ограниченная часть всех теоретически возможных вселенных благоприятна для появления жизни. Теоретически могут существовать вселенные с различными физическими свойствами и значениями констант. Принцип антропии говорит, что разумные наблюдатели могут быть лишь в ограниченном классе таких моделей. Поскольку мы существуем, наша Вселенная должна иметь характеристики, которые лежат в том узком диапазоне, который позволяет идти процессу эволюции. Это основное положение принципа антропии обычно не подвергается сомнению и иногда называется слабым принципом антропии.
Так называемый сильный принцип антропии, предложенный Брэндоном Картером, является более умозрительным. Он утверждает, что поскольку в природе имеется так много явно не связанных совпадений, которые в совокупности и сделали жизнь возможной, Вселенная на некоторой стадии своего развития должна породить наблюдателей.

Принцип Маха
Философская идея, выдвинутая Эрнстом Махом (1838-1916), согласно которой инерциальные свойства отдельного объема вещества определяются распределением удаленного вещества во всей Вселенной. Эта идея оказала влияние на взгляды Эйнштейна, хотя как он, так и другие теоретики не смогли включить ее в общую теорию относительности.

Пробел Герцшпрунга
Участок на диаграмме Герцшпрунга-Рессела между ветвью гигантов и главной последовательностью, где представлено очень мало звезд. Пробел отражает общее отсутствие гигантских звезд спектральных классов F и G, потому что стадия в эволюции звезды, когда она наблюдается как гигант этого класса, очень коротка. Следовательно, в любой момент времени таких звезд существует относительно немного.

Пробелы Кирквуда
Ненаселенные области в радиальном распределении астероидов, возникающие из-за соизмеримости и резонансов их периодов обращения с периодом обращения Юпитера. В распределении астероидов имеются заметные пустоты, соответствующие отношениям периодов 4:1, 3:1, 5:2, 7:3 и 2:1. Любые астероиды, находившиеся ранее на таких орбитах, подверглись бы регулярным возмущениям из-за гравитационного взаимодействия с Юпитером. Объяснение этого факта было дано Д. Кирквудом в 1857 г. Однако на расстояниях больше 3 а.е. от Солнца подобные резонансы (в отношениях 3:2, 4:3 и 1:1) соответствуют уже не пустым промежуткам, а изолированным группам астероидов. Причины этого до сих пор полностью не поняты.

Проблема плоскостности
Проблема, возникающая в моделях Большого Взрыва при попытках объяснить, почему наблюдаемая плотность Вселенной очень близка к критической плотности. Это означает, что Вселенная расширяется со скоростью, близкой к ко второй космической скорости, а ее геометрия почти совпадает с геометрией эвклидова пространства. Проблема решается в моделях раздувающейся Вселенной.

Проект "Oзма" ("Оzma")
Первая серьезная научная попытка войти в контакт с внеземным разумом в радиодиапазоне. В ходе эксперимента, проведенного в 1960 г. в Грин-Бэнк, была сделана безуспешная попытка обнаружить радиосигналы от близлежащих звезд Тау Кита (τ Cet) и Эпсилон Эридана (ε Eri).
См.: SETI.

Проект "Кассини"
Объединенный проект NASA/ESA по зондированию системы Сатурна, включая планету, кольца, магнитосферу и некоторые из лун. Запуск осуществлен в октябре 1997 г. Проект разработан таким образом, чтобы при пролете вблизи Венеры (апрель 1998 г. и июнь 1999 г.), Земли (август 1999 г.) и Юпитера (декабрь 2000 г.) использовать гравитационную поддержку и войти в систему Сатурна в 2004 г. Предусмотрена работа на орбите вокруг Сатурна в течение четырех лет.
Одной из главных целей проекта является изучение луны Сатурна Титана. На борту АМС "Кассини" находится зонд "Гюйгенс" - набор инструментов, который будет парашютирован через атмосферу Титана и опустится на его поверхность. Зонд "Гюйгенс" - вклад ESA в этот проект.

Проект "Магеллан"
Проект, разработанный консорциумом во главе с Институтом Карнеги в Вашингтоне, предусматривающий сооружение двух 6,5-метровых телескопов в Обсерватории Лас-Кампанас.

Проксима Центавра
Самая близкая к Солнечной системе звезда, находящаяся на расстоянии 4,26 световых года. Представляет собой карлик 11-й звездной величины, красную M-звезду в созвездии Центавра. Кажется, что она физически связана с яркой двойной звездой Альфа Центавра, которая в небе отстоит от нее на два градуса, а в пространстве находится на 0,11 световых лет дальше. Согласно сделанным оценкам, период обращения Проксимы Центавра относительно своего удаленного компаньона может составить миллион лет.

Пролёт
Космический проект, в котором исследовательский зонд выполняет фотографирование объекта и другие эксперименты с пролетной траектории без посадки и без перехода на орбитальное движение.

Промежуток Килера
Узкий промежуток вблизи внешнего края ярких колец Сатурна.
См.: планетарные кольца, Таблица 7.

Промежуточный полар
См.: полар.

Прометей
Небольшой спутник Сатурна, открытый в 1980 г. "Вояджером-2".
См.: Таблица 6.

Прометей (вулкан на Ио)
Эруптивный центр на спутнике Юпитера Ио.

Проплид
Недавно образовавшаяся звезда, окруженная облаком газа и пыли, которая может стать прародителем планетарной системы. Термин представляет собой сокращенное выражение "protoplanetary disk" (протопланетный диск).

Пропорциональный счетчик
Детектор рентгеновского и гамма-излучения, подобный счетчику Гейгера (за исключением того, что в нем используется более низкое напряжение). Каждое поступление ионизирующего излучения вызывает электрический разряд, в результате чего возникает импульс электрического тока, сила которого пропорциональна энергии взаимодействия.

пространство-время
Обьединенная многомерная структура, в рамках которой можно располагать события и описывать отношения между ними в терминах пространственных координат и времени. Концепция пространства-времени вытекает из того наблюдаемого факта, что скорость света инвариантна (т.е. не изменяется при движении источника или наблюдателя). Концепция пространства-времени позволяет получить описание реальности, общее для всех наблюдателей во Вселенной независимо от их относительного движения. Интервалы пространства или времени, рассматриваемых по отдельности, для всех наблюдателей оказываются неодинаковыми, но интервал пространства-времени, определенный как
(интервал пространства-времени)2 = (интервал времени)2 - (интервал пространства)2
остается инвариантным. В общей теории относительности в терминах искривления пространства-времени описывается гравитация.

Протей
Спутник Нептуна (1989 N1), открытый "Вояджером-2" в августе 1989 г. с пролетной траектории.
См.: Таблица 6.

Противоросник
Раструб, прикрепляемый к трубе телескопа, чтобы предотвратить конденсацию капелек воды на оптических элементах. Простой противоросник работает на принципе уменьшения охлаждающего эффекта прямых воздушных потоков. Более сложный может включать маленький электронагревательный элемент.

Противосияние
См.: зодиакальный свет.

Противостояние
Положение одной из верхних планет, противоположное в небе положению Солнца, когда элонгация составляет 180°. 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.

Протогалактика
Самая ранняя стадия эволюции галактики, когда межгалактическая среда уплотняется, образуя объем размером с галактику. Хотя известны объекты, которые имеют некоторые свойства, ожидаемые у протогалактик, ни одного случая достоверного обнаружения протогалактик нет. Полагают, что такие объекты будут иметь очень высокие красные смещения.

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

Протон-протонная цепь
Серия ядерных реакций, которая, как полагают, происходит в звездах и в ходе которой водород превращается в гелий, обеспечивая главный источник энергии звезд. Основной процесс состоит из следующих стадий:
1H + 1H -> 2H + позитрон + нейтрино
2H + 1H -> 3He + гамма-фотон
3He + 3He -> 4He + 1H + 1H.

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".

Профиль линии
Изменение интенсивности спектра в узком диапазоне длин волн, занятом отдельной спектральной линией. Если построить зависимость интенсивности излучения от длины волны, то типичная линия поглощения в звездном спектре имеет колоколообразную форму. Если для некоторого объекта удается построить профиль линии, то можно получить некоторую дополнительную информацию о физических условиях в той газовой среде, где данная линия возникла.

Прохождение (небесного меридиана)
Пересечение звездой или другим небесным объектом меридиана наблюдателя при суточном видимом движении по небесной сфере.

Прохождение (планеты)
Проход Меркурия или Венеры по видимому диску Солнца.

Прохождение (спутника)
Проход естественного спутника по видимому диску родительской планеты.

Процесс Солпитера
Альтернативное название тройного альфа-процесса.
Процион ( Альфа Малого Пса; α CMi)
Самая яркая звезда в созвездии Малого Пса. При звездной величине 0,38 Процион занимает по яркости пятое место среди всех звезд. В 1896 г. Дж. M. Шеберль обнаружил, что Процион представляет собой двойную систему. Главный компаньон - нормальная F-звезда, а слабый компаньон - белый карлик 11-й звездной величины. Период обращения системы составляет 41 год. Название Процион имеет греческое происхождение и означает "перед собакой" (напоминание о том, что звезда восходит перед "Собачьей звездой", т.е. Сириусом).
См.: Таблица 3.

Прямое
Термин для обозначения движения объекта по небесной сфере в направлении с запада на восток, а также орбитального движения или осевого вращения в солнечной системе, направленного (при наблюдении с севера эклиптики) против часовой стрелки.
См.:обратное.

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.
См.: склонение.

Пс
Сокр. парсек.

Психея
Астероид 16 диаметром 248 км, открытый A. Гаспарисом в 1852 г. Относится к астероидам металлического типа, а его поверхность, как кажется, представляет собой почти чистый сплав железа и никеля.

Птолемеевская система
Геоцентрическая модель Солнечной системы, описанная греческим астрономом Птолемеем (ок. 100-170 гг. н.э.) в его знаменитой книге Альмагест. Эта модель была общепринятой в арабском и западном мире в течение более 1300 лет, пока ее не заменила гелиоцентрическая модель.
См.: эпицикл.

Птолемей (Ptolemaeus)
Большой мелкий кратер, который заполнен темной лавой и образует окруженную стенкой равнину в южной возвышенной области Луны. Диаметр кратера равен 153 км, причем внутри него имеется несколько небольших кратеров.

Пулковская обсерватория
Обсерватория около г. Санкт-Петербурга в России, организованная еще в 1718 г. В Пулково находится с 1835 г. Здания того времени во время Второй мировой войны были разрушены, но впоследствии восстановлены в прежнем виде. История обсерватории связана, в частности, с историей семьи Струве, шесть членов которой стали известными астрономами. Вас. Як. Струве был директором обсерватории с 1839 по 1862 г., а его сын Отто Вас. Струве - c 1862 по 1889 г. Сегодня обсерватория занимается в основном астрометрией и усовершенствованием астрономических инструментов. Официальное название обсерватории - Главная астрономическая обсерватория Российской Академии Наук в Пулково.

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 диаметр 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.
Все изолированно существующие пульсары по мере потери энергии вращения замедляются. В то же время некоторые рентгеновские пульсары находятся в двойных системах, где сложные динамические взаимодействия приводят к увеличению скорости вращения. Такие пульсары, называемые миллисекундными, принадлежат к самым быстрым из известных. Те миллисекундные пульсары, которые в настоящее время не находятся в двойных системах, в свое время, как полагают, входили в состав таких систем и лишь потом превратились в обособленные объекты. Больше всего пульсаров находится в шаровых скоплениях, где звезды плотно упакованы и гравитационные взаимодействия возникают очень легко.
По крайней мере один пульсар, как кажется, имеет в качестве звезды-компаньона другую нейтронную звезду, а еще один имеет два или три компаньона планетарного размера. Присутствие таких компаньонов выявлено путем анализа временных характеристик пульсации.
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.

Пульсар в Крабовидной туманности
Пульсар в центре Крабовидной туманности. В 1942 г. астрономы выдвинули предположение, что пекулярная звезда в этой туманности является нейтронной звездой, возникшей в результате взрыва сверхновой в 1054 г. В 1968 г. радиоастрономы обнаружили, что центральная звезда - пульсар, делающий 30 оборотов в секунду; из-за чего период между импульсами составляет 33 мсек. Вскоре после открытия радиопульсара было установлено, что видимый свет нейтронной звезды также пульсирует. Этот пульсар оказался самым короткопериодическим из известных на момент его открытия, а скорость вращения недвусмысленно указывала на то, что объект должен быть нейтронной звездой (любой объект с типичной звездной массой, но больший по размерам, чем нейтронная звезда, при такой скорости вращения разлетелся бы на части).
В историческом плане открытие этого пульсара имело очень большое значение, поскольку теоретики почувствовали гораздо большую уверенность, что объекты с высокой плотностью действительно существуют во Вселенной. А это вело непосредственно к исследованию черных дыр.
Пульсар в Крабовидной туманности является источником электронов, движущихся почти со скростью света, которые порождают сильное рентгеновское и радиоизлучение из самой Крабовидной туманности. Период вращения пульсара увеличивается на 36 нсек в день, в результате чего скорость вращения через 1200 лет уменьшится вдвое. У пульсара бывают случайные сбои, которые могут быть вызваны "звездотрясением". Масса пульсара, как полагают, приблизительно равна половине массы Солнца.

Пульсар в Парусах
Пульсар в созвездии Парусов, связанный со старым остатком сверхновой, насчитывающим 10000 лет. Он является одним из самых сильных радиопульсаров и самым сильным источником гамма-излучения в небе.
Этот пульсар был открыт в 1968 г. во время обзорного поиска пульсаров в южном полушарии. Он имеет короткий период пульсации, равный 89 мсек, что характерно для молодых пульсаров. Из-за потери энергии у него наблюдается устойчивое увеличение периода пульсаций на 10,7 нсек в день. С начала наблюдений пульсар претерпел также несколько существенных сбоев, при которых период внезапно уменьшался примерно на 200 нсек.

Пульсирующая звезда
Переменная звезда с нестабильной внутренней структурой, что заставляет ее регулярно пульсировать.
См.: Цефеиды, звезда типа RR Лиры.

Пустыня (vastitas, мн. vastitates)
Часто встречающаяся пониженная область на поверхности планеты.

Пылевая прослойка
Темная полоса затеняющей пыли, наблюдаемая на ярком фоне Млечного Пути или в других галактиках.
См.: пылевые зерна.

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.

Пылевые зёрна
Маленькие частицы вещества, обычно порядка 10-100 нм в диаметре, которые сосуществуют с атомами и молекулами газа в межзвездном пространстве. Считается, что пылевые зерна состоят, главным образом, из силиката и/или углерода в форме графита. Они образуются в далеко простирающейся атмосфере красных гигантов. Темные пылевые облака становятся видимыми, когда они затеняют свет звезд и светящихся газовых облаков, как это имеет место в плоскости Млечного Пути. Не отличаясь большой плотностью, такие облака все же сильно поглощают видимый свет, однако излучение в диапазоне миллиметровых и более длинных волн беспрепятственно проходит через облака пыли. Присутствие пыли подтверждается и наличием инфракрасного излучения, которое генерируется, когда пылевые зерна поглощают видимое и ультрафиолетовое излучение. Температура пыли лежит обычно в диапазоне 30-500 K.
Предполагается, что пылевые зерна играют важную роль в формировании межзвездных молекул, действуя как поверхности конденсации, на которых может происходить объединение атомов. Возникшие таким образом молекулы могут затем покинуть поверхность зерна.
Пылевые облака являются важной компонентой областей звездообразования. Пыль, по-видимому, экранирует межзвездные молекулы от разрушительного действия высокоэнергетического излучения и обеспечивает протозвездам возможность рассеивания избыточной энергии.

Пятно (macula, мн. maculae)
Темный участок на поверхности планеты.

Р

Ра-Шалом
Астероид 2100 диаметром 3 км, открытый Э. Хелином в 1978 г. Это самый большой известный член группы Атена, чьи орбиты полностью лежат в пределах орбиты Земли.

Равнина (planitia, мн. planitiae)
Низкое плоское пространство на поверхности планеты.

Равнина Амазония (Amazonis Planitia)
Слабоокрашенная равнина в северной экваториальной области Марса.

Равнина Аргир (Argyre Planitia)
Круглая ударная впадина (900 км в диаметре), расположенная в южном полушарии Марса.

Равнина Аркадия (Arcadia Planitia)
Равнина в северном полушарии Марса.

Равнина Жары (Caloris Planitia)
Большая впадина ударного происхождения на Меркурии, окруженная мульти- кольцевой структурой. Имеет 1300 км в диаметре и представляет собой наиболее заметную деталь на планете.

Равнина Утопия (Utopia Planitia)
Обширная равнина с небольшим количеством кратеров в северном полушарии Марса. Место посадки АМС "Викинг-2". Панорамные изображения, переданные на Землю спускаемым аппаратом "Викинга", показали поверхность усеянную множеством валунов, сложенных из текстурированных пород.

Равнина Хриса (Chryse Planitia)
Круглое плато, почти наверняка ударный бассейн, в северной экваториальной области Марса. Место посадки зонда "Викинг-1".

Равнина Элизий (Elysium Planitia)
Большая вулканическая равнина на Марсе более 5000 км в поперечнике.

Равнина Эллада (Hellas Planitia)
Ударная впадина почти круглой формы диаметром 1800 км на поверхности Марса. Равнина Эллада, выделяющаяся светлым цветом, уже давно нанесена на карты Марса. Раньше ее называли просто "Эллада".

Равноденствие
Каждая из двух точек, в которых небесный экватор пересекает эклиптику, а также моменты времени, когда Солнце проходит через любую из этих точек. 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.

Равноденствие каталога
Пересечение часового круга имеющего нулевое прямое восхождение в некотором каталоге с небесным экватором.
См.: динамическое равноденствие, равноденствие.

Радиан
Единица измерения углов. Радиан представляет собой угол, стягиваемый дугой окружности, длина которой равна радиусу этой окружности. Таким образом, 2? радиан эквивалентны 360°, а радиан равен примерно 57,30°.

Радиант
Точка на небесный сфере, к которой сходятся следы метеоров, принадлежащих к некоторому метеорному 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).

Радиоастрономический институт Макса Планка
Немецкий научно-исследовательский радиоастрономический институт, администрация которого расположена в Бонне, а станция наблюдения - в Эффельсберге, в 40 км к юго- западу от Бонна. В обсерватории эксплуатируется введенная в действие в 1971 г. 100-метровая полностью автоматизированная радиоантенна с компьютеризованной альтазимутальной установкой.

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.
См.: радиогалактика.
Теги: Большой астрономический словарь
Просмотров: 15 | Добавил: creditor | Теги: Большой астрономический словарь | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
avatar
close