13:44 Большой астрономический словарь | |
| Сбой Внезапное изменение скорости вращения пульсара. Сбои особенно заметны у пульсара в Парусах и пульсара в Крабовидной туманности, но отмечались и у многих других пульсаров. У пульсара в Парусах возможны изменения периода до 200 нсек, что в двадцать раз больше нормального значения такого уменьшения. Предполагается, что сбои вызываются "звездотрясениями". Сверхгалактика Группа галактик, состоящая из доминирующей спиральной галактики, окруженной облаком карликовых галактик. Примерами являются наша Галактика и Туманность Андромеды. Сверхгалактическая плоскость Основная плоскость системы координат, используемой для определения положений сравнительно близких галактик. Эта плоскость проходит через Солнце, центр нашей Галактики и центр скопления галактик в Деве и почти перпендикулярна к галактической плоскости. 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) на поздних стадиях эволюции звезд. Сверхгигант с большой степенью вероятности может стать сверхновой Сверхмассивная звезда Очень массивная звезда. Термин не имеет точного определения, но существуют звезды, которые массивнее Солнца в 100 раз. 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. См.: пульсар в Крабовидной туманности. Сверхновая 1987A ( SN 1987A) Сверхновая вБольшом Магеллановом Облаке, открытая 24 февраля 1987 г., когда она была звездой примерно 6-й звездной величины. Это была самая близкая и самая яркая сверхновая, наблюдавшаяся после 1604 г. Взорвавшаяся звезда была идентифицирована как голубой сверхгигант 12-й звездной величины, известный как Сандулик –69° 202. Максимальная звездная величина, достигнутая в середине мая, составляла около 2,8. Сверхсветовое движение Движение со скоростью, которая кажется превышающей скорость света. Скорость увеличения углового расстояния между компонентами некоторых двойных радиоисточников (при учете расстояния до них) кажется превышающей скорость света в десять раз. Однако, как показано в специальной теории относительности, скорость больше скорости света физически невозможна. В действительности этот эффект вызван геометрическими факторами, когда один компонент движется по лучу зрения почти непосредственно на нас со скоростью, близкой к скорости света. Явление наблюдалось в квазаре 3C 273. Сверхскопление галактик Концентрация скоплений галактик. Известно около пятидесяти сверхскоплений, содержащих в среднем по двенадцать богатых скоплений галактик, хотя самые большие из них содержат намного больше скоплений. Эти структуры имеют в поперечнике сотни миллионов световых лет. Светимость (L) Энергия, излучаемая в единицу времени ярким телом. См.: звездная величина. Световая кривая Зависимость изменения светового потока переменной звезды (или другого переменного астрономического объекта), представленная графически как функция времени. Световое время Время, которое требуется лучу света (или любой другой форме электромагнитного излучения), чтобы пройти некоторое данное расстояние. 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. Световое эхо Отражение всплеска света сверхновой или новой соседними межзвездными облаками, в результате чего появляется кольцо света, окружающее сверхновую или новую. С течением времени это световое кольцо расширяется. 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. Световой ковш Разговорное выражение для обозначения коллектора потока. 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. Северная звезда Популярное название Полярной звезды, отстоящей от северного полюса мира меньше, чем на один градус. Северная Корона (Corona Borealis) Небольшое, но хорошо заметное созвездие северного неба, основные звезды которого образуют полукруглую дугу. Входило в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.). См.: Таблица 4. Северное полярное расстояние (NPD) Угловое расстояние на небесный сфере между объектом и северным полюсом мира, измеренное по большому кругу. Северное сияние Название, часто используемое для полярного сияния, наблюдаемого в северных широтах. Северный галактический отрог Область радио- и рентгеновского излучения, которая простирается к северу от галактической плоскости. Кажется, что это наиболее заметная часть огромного кольца газа, вероятно, очень старого остатка сверхновой Северный Крест Название, которое иногда используют как для всего созвездия Лебедя, так и для фигуры из пяти звезд этого созвездия - Альфа (α), Бэта (β), Гамма (γ), Дельта (δ), Эпсилон (ε) и Эта (η). Северный полярный ряд Перечень, включающий около сотни звезд в широком диапазоне яркостей, которые расположены в пределах двух градусов от северного полюса мира. Эти звезды используются как стандарты для шкалы астрономических звездных величин. Звезды ряда были отобраны в связи с тем, что из северных обсерваторий для целей сравнения их можно наблюдать в любое время года. 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. Секстант (Sextans) Слабое созвездие южного полушария, введенное в конце XVII в. Иоганном Гевелием. Его название, возможно, связано с инструментом, который Гевелий использовал для проведения астрономических наблюдений. Самая яркая звезда созвездия имеет звездную величину 4,5. См.: Таблица 4. Секстет Сейферта ( NGC 6027) Группа галактик в созвездии Змеи с кажущимся взаимодействием. Она состоит из пяти галактик и большого газового облака, выброшенного самой большой галактикой группы. Эта спиральная галактика и три линзообразных галактики группы характеризуются гравитационным взаимодействием и лежат на расстоянии 260 млн. световых лет. Пятая (спиральная) галактика лежит в пять раз дальше, но по положению на небесной сфере совпадает с членами группы 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". См.: дуговая секунда. Селенография Изучение поверхностных деталей и топографии Луны. Селенология Изучение лунных пород, а также поверхностной и внутренней структуры Луны; лунный эквивалент геологии. Селеноцентрический Центрированный относительно точки центра Луны. Семейства Хираямы Группы астероидов, имеющих подобные орбиты и поэтому расположенных в пространстве близко друг к другу. Существование подобных группировок впервые было отмечено японским астрономом Киоцуго Хираяма в 1918 г. С тех пор обнаружено больше сотни таких семейств. Во многих случаях членами семейства оказываются астероиды, относящиеся к подобным или связанным типам, что заставляет думать, что они образовались при разрушении одного исходного тела. Общеизвестными примерами являются семейство Эос, семейство Корониды и семейство Фемиды. К семействам Хираямы, как полагают, принадлежит примерно половина всех астероидов. Семейство Корониды Одно из семейств Хираямы, астероиды которого находятся в среднем на расстоянии 2,88 а.е. от Солнца. Члены семейства относятся к типу силикатных астероидов и, как предполагается, происходят из одного родительского тела, имевшего в диаметре около 90 км. Самый большой член семейства - Лакримоза(208), около 45 км в диаметре. Семейство названо по имени астероида Коронида(158) диаметром 35 км, открытого в 1876 г. Семейство Фемиды Одно из астероидных семейств Хираямы, находящееся на расстоянии 3,13 а.е. от Солнца. Все члены семейства принадлежат к углистому типу астероидов, что предполагает их общее происхождение от одного родительского тела. Семейство Эос Одно из астероидных семейств Хираямы. Члены семейства находятся на расстоянии 3,02 а.е. от Солнца. По своему типу они занимают промежуточное положение между углистыми и кремнистыми астероидами. Семь Сестёр Популярное в некоторых странах название звездного скопления Плеяд. "Сервейор" ("Исследователь") Серия из семи беспилотных американских космических кораблей, запущенных в 1966-1968 гг. для мягкой посадки на Луне. Пять полетов были успешными. Был проведен ряд экспериментов по проверке пригодности поверхности Луны для последующей высадки человека. Кроме того, на Землю было передано большое количество крупноплановых изображений лунной поверхности. Сердце Карла (Cor Caroli; Альфа Гончих Псов; α CVn) Самая яркая звезда в созвездии Гончих Псов. Латинское имя напоминает о казни в 1649 г. короля Англии Карла I и, как считается, было дано звезде Чарлзом Скарборо в 1660 г. Фактически это визуально-двойная звезда с компонентами, имеющими величины 2,9 и 5,5. Более яркий компонент принадлежит Ap-звездам. 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. Середина лета Летнее солнцестояние. Серия Брэкетта Серия спектральных линий в инфракрасной области, возникающая в результате энергетических переходов в атоме водорода . Серия Лаймана Серия спектральных линий в ультрафиолетовой части спектра атомарного водорода, отвечающая переходам между основным состоянием и различными возможными возбужденными состояниями. Линии названы греческими буквами - альфа, бета, гамма и т.д., что соответствует переходам к первому, второму, третьему и т.д. возбужденным состояниям (и обратным переходам с них на основной невозбужденный уровень). Лаймановская альфа-линия лежит на длине волны 121,566 нм, длины волн других линий в серии становятся все короче и короче. Эта серия сильна в спектрах излучения активных галактических ядер и квазаров. Если они имеют большое красное смещение, то лаймановская серия перемещается в видимую часть спектра. Серия сароса Последовательность лунных или солнечных затмений с интервалом в один сарос. Так как ежегодно может происходить до семи затмений, одновременно протекает более 80 серий сароса. В любой серии долгота затмения возвращается к исходному значению через три сароса (54 года). Однако каждое следующее затмение серии систематически изменяется по широте (перемещаясь от одного полюса к другому) вплоть до окончания серии. Серп Фаза Луны, Венеры или Меркурия, когда у них освещено меньше половины диска. Серп Астеризм, образованный звездами Альфа (α), Эта (η), Гамма (γ), Дзета (ζ), Мю (μ) и Эпсилон (ε) в созвездии Льва, получивший такое название благодаря своей форме. Сетка (Reticulum) Небольшое южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII столетия. Две самых ярких звезды созвездия имеют третью звездную величину. См.: Таблица 4. Сетка (инструмента) Тонкие линии или проволочки в фокусе оптического инструмента для измерения угловых расстояний на изображении. Сетка (фотопластинки) Опорная сетка на фотопластинке с астрономическим изображением, наносимая путем отдельной экспозиции. Сидерит Альтернативное и в значительной степени устаревшее название железного метеорита. Сидерическая скорость Скорость вращения телескопа с экваториальной установкой вокруг полярной оси, которая обеспечивает точную компенсацию вращения Земли и сохранение наведение телескопа на одну и ту же точку неба. Эта скорость составляет один оборот за 23 часа 56 мин. 4 сек. Сидерический Имеющий отношение к звездам. Сидерический 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. Сидерический месяц Период обращения Луны вокруг Земли (измеренный относительно звезд). Продолжительность сидерического месяца - 27,32166 суток. Сидерический период Время обращения планеты или спутника вокруг основного тела, измеренное относительно звезд. Сидеролит Альтернативное и в значительной степени устаревшее название железо-каменного метеорита. Сидеростат Плоское зеркало, установленное и управляемое таким образом, чтобы оно могло непрерывно отражать свет звезды на фиксированные элементы оборудования, обеспечивая компенсацию видимого движения небесный сферы. Сизигия Выравнивание Солнца, Земли и Луны, а также Солнца, Земли и любой другой планеты. Сизигия, таким образом, обозначает как соединение, так и противостояние. Сизиф Астероид 1866 диаметром 7,6 км, открытый в 1972 г. П. Уайлдом. Он выделяется своей орбитой, которая подобна орбите кометы и наклонена на 41° к плоскости Солнечной системы. Этот астероид иногда подходит к Земле относительно близко. Сила осциллятора (f) Мера интенсивности спектральной линии. Она определяется вероятностью перехода между уровнями, ответственными за данную линию, и не зависит от физических условий, при которых происходит переход и испускается излучение. Силикат Породообразующий минерал, содержащий кремний, кислород, один или несколько металлов и, возможно, водород. Сильвия Астероид 87 диаметром 272 км, открытый Н. Погсоном в 1866 г. 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. Символы Байера Буквы греческого алфавита (Таблица 1), используемые для обозначения наиболее ярких звезд вместе с названиями созвездий (например, Альфа Льва). Иоганн Байер (1572-1625) был составителем первого полного атласа звезд, который назывался "Уранометрия" и был издан в 1603 г. В нем была введена система наименований наиболее ярких звезд в каждом созвездии греческими буквами, которые были присвоены более или менее в соответствии с яркостью или, в некоторых случаях, в порядке положения звезд на небе. Система быстро стала общепринятой и используется до сих пор. 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 месяц Интервал времени между двумя последовательными новолуниями (или последовательными наступлениями любой другой фазы Луны), который равен 29,53059 суток. 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. Синопе Небольшой спутник Юпитера (номер IX), открытый в 1914 г. С. Б. Никольсоном. См.: Таблица 6. Синтез апертур Разработанный в радиоастрономии метод, который позже стал использоваться и для наблюдений в инфракрасном и оптическом диапазонах. Метод дает возможность путем объединения наблюдений, сделанных с помощью нескольких небольших антенн или зеркал, получать карты или изображения с разрешением, достижимым только при очень большой апертуре. В простейшем случае, когда измеряется фаза и амплитуда радиосигнала, две антенны можно использовать как радиоинтерферометр. Поскольку Земля в течение дня вращается, одна антенна автоматически описывает вокруг другой большую окружность. В последующие дни растояние между антеннами можно изменять, так что постепенно покрывается большая эллиптическая область. Если затем все полученные записи объединить с помощью компьютерных методов, то можно получить радиокарту наблюдаемого участка неба с таким разешением, которое было бы при апертуре, равной по размеру всей охваченной области. На практике обычно используют не две антенны, а больше, что позволяет ускорить процесс съемки и иметь более широкий набор возможностей. Кроме того, можно объединять наблюдения, сделанные в различных местах, разделенных расстояниями в тысячи километров, что дает еще лучшую разрешающую способность. Технологические достижения 1990-х гг. сделали возможным применение этого же физического принципа для получения изображений с высоким разрешением в оптическом и инфракрасном диапазонах. Первыми приборами такого типа стали Кембриджский оптический телескоп синтеза апертур КОАСТ (COAST - Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope) в Великобритании и Оптический интерферометр НПОИ (NPOI - Navy Prototype Optical Interferometer) Военно-морской обсерватории возле Флэгстаффа в штате Аризона, США. См.: синтез апертур на основе земного вращения, интерферометр. Синтез апертур на основе земного вращения Метод в радиоастрономии, в котором используется вращение Земли, для того, чтобы с помощью небольших радиоинтерферометров получить разрешающую способность, которую имела бы антенна огромного диаметра. Эта разновидность метода синтеза апертур была разработана в Кембриджском университете. Синхронное вращение ("сцепленное вращение") Совпадение периодов вращения и обращения для спутника, в результате чего он всегда повернут к своей планете одной и той же стороной. Синхронное вращение, например, вращение Луны, возникает в результате длительного приливного воздействия. 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. Синяя луна Происхождение этого выражения, часто используемого вместо того, чтобы сказать “редкое событие", остается неизвестным. Одно предположение связано с тем, что два новолуния в течение одного календарного месяца встсречаются редко. Другое объяснение - то, что атмосферные эффекты изредка делают цвет Луны голубым (возможно, в связи с появлением пыли в верхнеих слоях атмосферы из-за лесных пожаров или вулканических извержений). Синяя прозрачность Необычное состояние атмосферы Марса, при котором она особенно прозрачна для сине- фиолетового конца видимой области спектра Сириус (Альфа Большого Пса; α CMa) Самая яркая звезда в созвездии Большого Пса и самая яркая звезда в небе, имеющая звездную величину -1,46. Это визуально-двойная звезда с периодом обращения 50 лет, основной компонент которой (A) является A-звездой, а второй компонент (B) - белым карликом 8-й звездной величины. Сириус B оптически был впервые обнаружен в 1862 г., а его тип был определен по спектру в 1925 г. Сириус удален от нас на расстояние 8,7 световых лет и по близости к Солнечной системе занимает седьмое место. Название унаследовано от древних греков и означает "опаляющий", что подчеркивает блеск звезды. В связи с именем созвездия, к которому принадлежит Сириус, его называют также "Собачьей звездой". См.: Таблица 3. Сирра Альтернативное название звезды Альферац. 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 uvby Фотометрическая система, предложенная Б. Стрeмгреном в конце 1950-х гг. Она основана на измерении звездных величин в четырех спектральных полосах, сосредоточенных на длинах волн 350 (u), 410 (v), 470 (b) и 550 (y) нм. При этом y-полоса почти полностью соответствует V-полосе системы UBV, а результаты, полученные при измерении в этой полосе, - традиционным визуальным звездным величинам. Далее, v- полоса перекрывает бальмеровскую линию H? и захватывает много других линий в спектрах холодных звезд. Наконец, b-полоса с полушириной 18 нм лежит недалеко от бальмеровской линии H?, не захватывая ее, а u-полоса лежит в ультрафиолетовой части спектра, между атмосферным срезом в 320 нм и бальмеровским декрементом. Использование этой фотометрической системы обеспечивает получение информации о спектрах и физических свойствах отдельных звезд и их групп без необходимости детального изучения спектров. Система Кинана Галактики NGC 5216 и 5218 в созвездии Большой Медведицы. Система колец См.: планетарные кольца. 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. Система Пола-Бейкера Оптическая конструкция отражательного телескопа, имеющего исключительно широкое поле зрения с хорошим разрешением. В ней используется параболическое первичное зеркало с фокусным отношением f/4 или меньше, выпуклое сферическое вторичное зеркало и вогнутое сферическое третье зеркало, кривизна которого равна, но по знаку противоположна кривизне вторичного. Конструкция была предложена французским оптиком Морисом Полом в 1935 г. и независимо от него Джеймсом Бейкером около 1945 г. См.: телескоп Уиллстропа. Система Серюрье Конструкция открытой трубы большого отражательного телескопа, обеспечивающая равномерность прогиба при изменении ориентации телескопа. Сделать трубу самых больших телескопов полностью недеформируемой невозможно. Предложенная Марком Серюрье конструкция 200-дюймовой трубы Телескопа Хейла не устраняет деформацию, но обеспечивает сохранение оптической оси телескопа. Система солнечного телескопа МакМат-Пирса Большая солнечная обсерватория, расположенная в Китт-Пик и принадлежащая к Национальной солнечной обсерватории США. Главный телескоп, законченный в 1962 г., состоит из установленного на башне 1,6-метрового зеркала, которое направляет солнечный свет по длинной световой шахте, наклоненный на 32° к горизонту, большая часть которой находится под землей. С помощью этой системы можно получить изображение Солнца с диаметром в 75 см. Все здание защищено медным покрытием, температура которого поддерживается на постоянном уровне с помощью охлаждающей жидкости, протекающей по специальной системе труб. Сихотэ-Алинский дождь Большой метеоритный дождь, выпавший 12 февраля 1947 г. в восточной Сибири. Самый большой найденный метеорит весил 1745 кг, но по имеющимся оценкам, на поверхность Земли упали тысячи осколков, общий вес которых достигает 100 т. Большинство их не найдено. "Скайлэб" Американская космическая станция, запущенная на земную орбиту в мае 1973 г. В 1973-1974 гг. три экипажа, состоящие каждый из трех человек, провели на борту станции по несколько недель. Были проведены астрофизические и солнечные наблюдения, а также эксперименты по изучению влияния на астронавтов длительного пребывания на орбите в условиях невесомости. В 1979 г. станция сгорела при вхождении в плотные слои атмосферы. Скандинавский оптический телескоп (СОТ) 2,56-метровый отражательный телескоп в Обсерватории дель Рок де Лос Мучачос на Канарских Островах, с 1989 г. используемый совместно Данией, Финляндией, Норвегией и Швецией. Складчатый гребень Слабо структурированная деталь на лунной поверхности, которая может тянуться на сотни километров поперек моря. Эти детали, по-видимому, связаны с вулканический деятельностью и лавовыми потоками, существовавшими на Луне в далеком прошлом. Склонение (координата) (Скл.) Одна из координат, определяющая положение на небесной сфере в экваториальной системе координат. Склонение - эквивалент широты на Земле. Это угловое расстояние, измеряемое в градусах, к северу или югу от небесного экватора. Северное склонение положительно, а южное - отрицательно. См.: прямое восхождение. Склонение (геомагнитного поля) Один из параметров, используемых для описания направления геомагнитного поля. Скользящее покрытие Покрытие, в котором покрываемый объект визуально лишь касается лимба покрывающего тела. Скопление галактик Группировка галактик в пространстве, связанная взаимным гравитационным притяжением. Пространственное распределение галактик неравномерно: они имеют тенденцию собираться вместе при расстояниях порядка миллионов световых лет. Скопления галактик имеют множество форм - они могут быть сферическими и симметричными или неправильными (без какой-либо специфической формы); они могут содержать всего несколько галактик или тысячи; могут иметь или не иметь концентрации к центру. Регулярные скопления, по-видимому, населены главным образом эллиптическими галактиками, в то время как неправильные скопления проявляют тенденцию к включению галактик всех типов. Наша собственная Галактика Млечный Путь принадлежит к небольшой ассоциации, известной как Местная группа. Скопления, содержащие много больших галактик, характеризуются как “богатые”. Ближайшее богатое скопление - скопление галактик в Деве, которое насчитывает тысячи членов. Еще более богатое скопление - скопление галактик в Волосах Вероники, имеющее в поперечнике по крайней мере десять миллионов световых лет. В центре богатого скопления обычно доминирует гигантская эллиптическая галактика. Наиболее массивные из известных галактик располагаются в центрах больших богатых скоплений. Предполагается, что самые большие галактики имеют тенденцию к поглощению других галактик в центрах скоплений в процессе так называемого “галактического каннибализма”. Это предположение подкрепляется тем фактом, что галактики, занимающие в скоплениях этого вида второе и третье место по яркости, являются более слабыми, чем в скоплениях, где нет особо яркой галактики. Галактики-"каннибалы" по своему внешнему виду часто кажутся "раздутыми", а в некоторых из них замечено наличие более одного ядра. Обычно они являются сильными радиоисточниками. В богатых скоплениях в пространство между галактиками проникает разреженный горячий газ. Его присутствие обнаруживается по наличию рентгеновского излучения. В некоторых случаях межгалактический газ содержит столько же вещества, сколько его имеется в видимых частях галактик. Горячий газ стремится вытеснить межзвездный газ из спиральных галактик скопления. См.: галактика. Скопление галактик в Волосах Вероники Богатое скопление галактик в созвездии Волос Вероники, простирающееся на несколько градусов небесной сферы и содержащее более тысячи ярких галактик. Одно из близких богатых скоплений, оно находится, по некоторым оценкам, на расстоянии 300 млн. световых лет. Имеет почти сферическую форму, где большинство галактик сконцентрировано в центре, причем среднее расстояние между галактиками в три раза меньше расстояния между Млечным Путем и Туманностью Андромеды в Местной группе. Скопление галактик в Деве Скопление галактик, самое близкое из богатых скоплений, расположенное на расстоянии около 50-60 млн. световых лет и занимающее центральное положение в Местном сверхскоплении. Оно охватывает 120 квадратных градусов неба и содержит несколько тысяч галактик. Это неправильное скопление без центрального уплотнения. Наиболее массивная галактика скопления - гигантская эллиптическая галактика M87. Шестнадцать наиболее ярких членов скопления включено в Каталог Мессье. Скорпион (Scorpius) Большое яркое созвездие южной части зодиака, входящее в списокПтолемея (ок. 140 г. н.э.). Самая яркая звезда созвездия - Антарес, имеющая первую звездную величину. Созвездие содержит еще 16 звезд ярче 4-й звездной величины. См.: Таблица 4. Скорпион X-1 Самый яркий на небе рентгеновский источник, который был открыт первым. Он представляет собой рентгеновскую двойную звезду с малой массой. Предполагается, что источниками рентгеновского излучения яаляются нейтронная звезда и связанный с ней аккреционный диск. Скульптор (Sculptor) Незаметное созвездие южного полушария, введеное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII в. Четыре самых ярких звезды имеют 4-ю звездную величину. См.: Таблица 4. След Минковского Двухлепестковая туманность, окружающая звезду в Лебеде, рассматриваемая как ранняя стадия образования планетарной туманности. Была открыта Рудольфом Минковским в 1946 г. Следующий (-ая) (f) Термин, используемый для описания положения планетарной детали или объекта на небесный сфере относительно другой детали или объекта (f - от англ. following). Следующие детали (или объекты) попадают в поле зрения позже, чем некоторая другая деталь или объект, которая в этом случае описывается как предшествующая (p - от англ. preceding). Слой C См.: слой D. Слой D Слой земной ионосферы на высоте приблизительно от 50 до 90 км. Нижнюю часть слоя D, между 50 и 70 км, называют также слоем C. Смитсоновская астрофизическая обсерватория (SAO) Научно-исследовательская организация, основанная Смитсоновским институтом США в 1890 г. Первоначально ее скромное оборудование размещалось в Вашингтоне (Округ Колумбия). В 1955 г., когда директором обсерватории был Фред Уиппл, ее штаб-квартира была перемещена на территорию Обсерватории Гарвардского колледжа (ОГК) в Кембридже, штат Массачусетс, а ее деятельность значительно расширена. В 1967 г. обсерватория обосновалась на Маунт- Хопкинс в Аризоне и в настоящее время известна как Обсерватория Фреда Лоуренса Уиппла. В 1973 г. на основе объединения ресурсов SAO и ОГК был образован Гарвардско-Смитсоновский астрофизический центр, директором которого стал Джордж Филд. Собачья звезда Популярное имя Сириуса. 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. Совершенный космологической принцип Обобщение космологического принципа, предложенное в 1948 г. Германом Бонди и Томасом Голдом. Оно утверждает, что Вселенная является по существу одинаковой в любое время и для всех наблюдателей, независимо от их положения. Этот принцип является основополагающим в теории стационарной Вселенной, но опровергается теорией Большого Взрыва. Содержание металлов Доля элементов тяжелее гелия в составе звезды. В астрономической терминологии понятие "металл" охватывает все элементы тяжелее гелия. Хотя многие из этих веществ в обычном смысле слова (с точки зрения химии) не являются металлами, термин, вероятно, возник потому, что в звездных спектрах обычно преобладают линии металлов типа железа и никеля. "Соджорнер" ("Временный житель") Название небольшого транспортного средства, доставленного на Марс по проекту "Марс Пэсфайндер". Соединение Положение двух тел солнечной системы на одной линии с Землей, в результате чего они кажутся с Земли расположенными на небе в одном и том же (или почти в том же) месте. Говорят, что планета находится в соединении, когда она имеет ту же самую эклиптическую долготу, т.е. находится приблизительно на одной линии с Солнцем. Планеты Меркурий и Венера могут образовывать соединение, находясь либо между Землей и Солнцем (когда они, как говорят, находятся в нижнем соединении), либо позади Солнца (в этом случае имеет место верхнее соединение). Планеты, расположенные от Солнца дальше Земли, могут находиться только в верхнем соединении. Соединения могут также возникать между планетами или между Луной и одной или несколькими планетами, но в этом случае термин часто используется более свободно, с точностью до нескольких градусов. См.: эклиптические координаты.  Ссылка на страницу: Большой астрономический словарь Теги: Большой астрономический словарь | |
|
| |
ТОП материалов, отсортированных по комментариям
ТОП материалов, отсортированных по дате добавления
ТОП материалов, отсортированных по рейтингу
ТОП материалов, отсортированных по просмотрам
| Всего комментариев: 0 | |