Главная » Большой астрономический словарь
13:52
Большой астрономический словарь
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 приблизительно с 1600 г. 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 1930 г. было принято международное соглашение астрономов по определению границ 88 созвездией по линиям прямого восхождения и склонения.
Каждое из 88 созвездий входит в данный словарь под русским названием с указанием его официального латинского названия; все созвездия перечислены в Таблице 4.

Соизмеримость
Термин, применяемый к орбитам двух тел - реальным или теоретически возможным, - означающий, что период обращения по одной из них равен или составляет простую дробь от периода обращения по другой. Такая соизмеримость часто наблюдаются между орбитами планет, их естественных спутников и астероидов. Например, троянцы вращаются по орбите Юпитера (1:1), а периоды обращения Юпитера и Сатурна находятся в отношении 2:5. Соизмеримость является результатом долговременного резонанса, возникающего при гравитационном взаимодействии между объектами на орбитах.
Соизмеримость возникает также между вращательным и орбитальным движением.
См.: синхронное вращение.

Сокорро
Местоположение Национальной радиоастрономической обсерватории в штате Нью-Мексико, США.
См.: Очень Большой Массив (ОБМ).

Солар-A
См.: "Йоко".

Солнечная активность
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.
См.: солнечный цикл.

Солнечная башня
Тип телескопа, используемый исключительно для наблюдения Солнца. Чтобы сформировать изображение диска Солнца, на котором можно различить отдельные детали, желательно иметь большое фокусное расстояние (порядка 100 м). Если зеркало расположить у поверхности Земли, то из-за солнечного нагрева зеркала над ним возникнет теплый турбулентный воздушный слой, который вызовет нестабильность сформированного изображения. Избежать этого можно, если гелиостат или целостат, передающие изображение Солнца в телескоп, поместить на высокую башню.
См.: вакуумный башенный телескоп.

Солнечная вспышка
См.: вспышка.

Солнечная и гелиосферная обсерватория ("SOHO")
Научно-исследовательский спутник (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), запущенный Европейским космическим агентством 2 декабря 1995 г. с предполагаемым сроком работы около двух лет. Он был выведен на орбиту вокруг Солнца в одной из точек Лагранжа (L1), где уравновешиваются гравитационные силы Земли и Солнца. Двенадцать инструментов на борту спутника предназначены для исследования солнечной атмосферы (в частности ее нагревания), солнечных колебаний, процессов выноса солнечного вещества в пространство, структуры Солнца, а также процессов в его недрах.

Солнечная корона
См.: корона.

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.

Солнечная система
Солнце, а также планеты с их лунами, кометы, астероиды, метеорные рои и межпланетная среда, удерживаемые гравитационным притяжением Солнца. Предполагается, что Солнечная система сформировалась около пяти миллиардов лет назад из вращающегося газопылевого диска, при сжатии которого возникло Солнце и остальные тела системы.
Планеты и астероиды движутся вокруг Солнца по орбитам, лежащим близко к плоскости земной орбиты и солнечного экватора и в том же направлении, что и Земля. Орбиты больших планет лежат в пределах 40 а.е. от Солнца, хотя область гравитационного влияния Солнца намного больше. Кометы, наблюдаемые внутри Солнечной системы, возможно, происходят из облака Оорта, находящегося на расстоянии многих тысяч астрономических единиц.

Солнечная туманность
Межзвездное газо-пылевое облако, при уплотнении которого около пяти миллиардов лет назад образовались Солнце и Солнечная система.

Солнечное время
См.: истинное солнечное время, среднее солнечное время.

Солнечное затмение
См.: затмение.

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.
См.: солнечная активность, "бабочки" Маундера, число Вольфа.

Солнечные сутки
То же, что истинные солнечные сутки.
См.: истинное солнечное время.

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 апекс
См.: апекс.

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 протуберанец
См.: протуберанец.

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).

Солнце
Центральная звезда Солнечной системы. Среди звезд Солнце по размеру и яркости занимает среднее положение, хотя в солнечной окрестности большинство звезд имеет меньшие размеры и яркости. Солнце - карликовая звезда спектрального класса G2 с поверхностной температурой около 5700 K. Подобно всем звездам, оно представляет собой шар горячего газа, а источником энергии является ядерный синтез, происходящий в его недрах, где температура равна 15 млн. K. В процессе превращения водорода в гелий ежесекундно аннигилируется 4 млн. т солнечного вещества.
Поверх ядра расположена зона излучения, где образовавшиеся в процессе ядерного синтеза фотоны с высокой энергией сталкиваются с электронами и ионами, порождая повторное световое и тепловое излучение. С внешней стороны зоны излучения лежит конвективная зона, в который нагретые газовые потоки направляются вверх, отдают свою энергию поверхностным слоям и, стекая вниз, повторно нагреваются. Конвективные потоки приводят к тому, что солнечная поверхность имеет ячеистый вид (см. грануляция). Поверхностные слои, или фотосфера, от которых приходит видимый нами свет, достигают в толщину нескольких сотен километров. В этих слоях имеют место проявления солнечной активности, такие как солнечные пятна и вспышки. Быстрые атомные частицы, высвобождаемые при вспышках, движутся сквозь пространство, воздействуя на Землю и ее окрестности. В частности, они вызывают радиопомехи, геомагнитные бури и полярные сияния.
Покрывающий фотосферу слой называется хромосферой. Во время полного солнечного затмения хромосфера видна как светящееся розоватое кольцо. Через хромосферу прорываются спикулы и протуберанцы. Самый разреженные внешние слои образуют солнечную корону, сливаясь с межпланетной средой.

Солнцестояние
Каждая из двух точек эклиптики, где Солнце достигает максимального и минимального склонения (а также моменты прохождения Солнца через эти точки). Они лежат приблизительно на полпути между точками весеннего и осеннего равноденствий.
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.

Сол
Марсианские "сутки" продолжительностью 24 часа 37 мин. 22,6 сек.

47 Тукана (47 Tuc; NGC 104)
Второе по яркости шаровое скопление в небе (после Омеги Центавра). Для невооруженного глаза выглядит как звезда 5-й величины. Именно этим объясняется, почему скопление первоначально было обозначено как 47 Тукана (форма названия, соответствующая одиночной звезде). Скопление лежит на расстоянии 13000 световых лет и относительно молодо.

"Союз" - "Аполлон"
Объединенный советско-американский космический проект в июле 1975 г., в котором основной блок "Аполлона" был состыкован с советской космической станцией, находящейся на околоземной орбите на высоте 225 км. Две группы астронавтов и космонавтов посетили космические корабли друг друга и совместно выполнили ряд экспериментов.

"Союз"
Советский трехместный космический корабль.
См.: "Союз - Аполлон".

"Спейслэб"
Небольшая космическая станция, построенная Европейским космическим агентством, размеры которой соответствуют грузовому отсеку шаттла.

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.
См.: линия поглощения, спектр поглощения, непрерывный спектр, эмиссионная линия.

Спектр вспышки
Эмиссионный линейчатый спектр солнечной хромосферы, наблюдаемый в момент перед полным солнечным затмением или непосредственно после него.

Спектр поглощения
Непрерывный спектр, на котором обнаруживаются различные следы поглощения. Это могут быть, например, линии поглощения или диффузные межзвездные полосы.
См.: полосчатый спектр.

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 индекс
Показатель зависимости плотности потока (S) непрерывного излучения от частоты (?). Плотность потока S пропорциональна ??, где ? - спектральный индекс, который используется, в частности, при описании радиоисточников.

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. Иногда при классификации указывают и дополнительную информацию относительно спектра звезды (например, появление эмиссионных линий или наличие необычно сильных металлических линий).
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 (см. таблицу). Основные классы могут быть разделены далее на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9 (например, A0, K5).
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. 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. Позже были введены еще два класса (в настоящее время они используются редко).
Эти обозначения помещаются после температурного класса и перед любым суффиксом. Например, B3-гигант с эмиссионными линиями классифицировался бы как B3IIIe.
См.: диаграмма Герцшпрунга-Рессела.

Спектрогелиограмма
Монохроматическое изображение Солнца, получаемое при помощи спектрогелиографа или узкополосного фильтра.

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.

Спектрограмма
Постоянная регистрация спектра, получаемая фотографически или в цифровой форме при помощи электронного детектора.

Спектрограф
Инструмент для постоянной регистрации спектра.

Спектрограф куде
Астрономический спектрограф, предназначенный для использования в фокусе куде телескопа. Так как фокус куде фиксирован, спектрограф можно сделать очень большим (обеспечив тем самым высокую дисперсию) и разместить его в специальном помещении под телескопом.

Спектрограф с решеткой типа эшеле
Спектрограф, в котором для разложения падающего света в спектр используется дифракционная решетка типа эшелe. Основная отличительная особенность такой решетки состоит в том, что идущие с относительно большим шагом параллельные углубления имеют ступенчатый или зигзагообразный профиль. Свет направляется на решетку под прямым углом к поверхностям углублений, т.е. направление света составляет большой угол с нормалью к решетке в целом. При этом образуется множество перекрывающихся спектров с высокой степенью разрешения. Для их разделения перпендикулярно к решетке типа эшелe размещается другая решетка с низкой дисперсией или призма.

Спектрометр
Инструмент для наблюдения спектра и измерения его деталей при прямом наблюдении.

Спектроскоп
Инструмент для визуального наблюдения спектра. Иногда термин используется и как альтернативное название спектрографа.

Спектроскопический зонд дальнего ультрафиолетового диапазона ("FUSE")
Искусственный спутник NASA для астрономических исследований в ультрафиолетовом диапазоне (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer - FUSE), запуск которого планируется в 1998 г.

Спектроскопия
Изучение и интерпретация спектров, особенно с целью определения химического состава и физических характеристик источника излучения.

Специальная астрофизическая обсерватория (CAO)
Основная организация Российской Академии Наук для проведения оптических и радиоастрономических наблюдений, находящаяся на Кавказе.
В оптической обсерватории, расположенной в Нижнем Архызе возле Зеленчукской, размещен Большой телескоп альтазимутальный (БТА) - оптический телескоп с самым большим в мире цельным 6-метровым первичным зеркалом. Введенный в действие в 1975 г., он был первым большим телескопом с альтазимутальной установкой. Там же находятся 1,0-метровый телескоп Ричи-Кретьена и 60-сантиметровый кассегреновский рефлектор.
В окрестностях станицы Зеленчукской расположен радиотелескоп РАТАН-600. Радиоастрономическое отделение САО имеется и в Ст.-Петербурге.

специальная теория относительности
Теория, развитая Альбертом Эйнштейном (1878-1955) и опубликованная в 1905 г., в которой описываются особенности наблюдения физических явлений в инерциальных (неускоренных) системах отсчета, находящихся в относительном движении.
Специальная теория относительности является непосредственным следствием экспериментально доказанного факта, что скорость света (c) в вакууме одинакова для всех наблюдателей, независимо от их движения или движения источника света. Этот факт был предсказан теоретически (1873 г.) на основе уравнений Джеймса Клерка Максвелла, описывающих электромагнитное излучение, и затем подтвержден в известном эксперименте Майкельсона-Морли в 1887 г. Другим основным принципом теории является так называемый принцип относительности. Согласно этому принципу, не существует физического эксперимента, который мог бы обнаружить состояние равномерного движения. Другими словами, ни положение в пространстве или во времени, ни равномерное движение наблюдателя не влияют на описание физической реальности. Таким образом, идеи относительности опровергают концепцию "абсолютности" системы пространства и времени.
Из этих принципов вытекает целый ряд важных следствий, касающихся способа измерения времени, длины и массы в системах отсчета, находящихся в относительном движении. Интервалы времени кажутся удлиненными (растяжение времени), длины - сокращенными (сокращение Лоренца), а массы - увеличенными в системах отсчета, перемещающихся относительно наблюдателя, хотя эти эффекты становятся существенными только тогда, когда относительная скорость приближается к скорости света.
Считается, что три пространственных координаты и время описывают четырехмерное пространство-время, характеризующееся тем, что интервал в этом постранстве остается неизменным для всех систем отсчета.
Другое следствие теории - понятие массы покоя и положение об эквивалентности массы и энергии, выражаемое соотношением E = mc2. Эта формула определяет количество энергии, выделяемой при аннигиляции массы.
Предсказания специальной теории относительности были полностью подтверждены, в частности, в атомной физике и физике элементарных частиц.
См.: общая теория относительности.
Теги: Большой астрономический словарь
Просмотров: 37 | Добавил: creditor | Теги: Большой астрономический словарь | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
avatar
close