Главная » Большой астрономический словарь
13:53
Большой астрономический словарь
У

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

Убывающая Луна
Часть цикла фаз Луны, когда освещенная часть видимого диска уменьшается. Противоположная часть цикла - растущая Луна.

Увеличение
Возрастание видимого углового размера объекта при наблюдении через телескоп с некоторым окуляром. Увеличение создаваемого телескопом изображения определяется фокусным расстоянием объектива телескопа, деленным на фокусное расстояние окуляра.
Большое увеличение не всегда является преимуществом. Оно приводит к уменьшению поля зрения, при нем становится заметнее влияние плохих условий видимости и сильнее проявляются любые оптические дефекты. При наблюдениях Луны и планет может также уменьшаться контраст между маркировочными точками. Поэтому окуляры следует выбирать в зависимости от проводимых наблюдений.

Углеродная звезда
Общее имя для группы пекулярных красных гигантов, спектры которых показывают сильные полосы молекулярного углерода, CN, CH или других углеродных соединений, а не более типичного TiO.
В оригинальной Гарвардской системе классификации 1918 г. углеродные звезды были отнесены к спектральным классам R и N. Было обнаружено, что по температуре они подобны более распространенным K-звездам иM-звездам и что различия в спектрах являются результатом различий в содержании углерода и кислорода.
Термин “углеродная звезда” был введен в 1940-х годах Морганом и Кинаном, которые предложили новую последовательность классов от C0 до C7, соответствующую уменьшению температур нормальных звезд от G4 до M4. Хотя углеродные звезды редко встречаются в нашей Галактике, многие тысячи их были обнаружены в Большом и Малом Магеллановых Облаках.
Некоторые углеродные звезды содержат нестабильный элемент технеций, долгоживущий изотоп которого имеет период полураспада всего 210 тысяч лет, короткий по астрономическим масштабам времени. Несколько самых холодных углеродных звезд (меньше двадцати) показывают в своих спектрах чрезвычайно сильную линию лития.
Существует возможность измерить относительное содержание двух изотопов углерода, 12C и 13C. В углеродных звездах, особенно в более горячих, эти пропорции существенно отличаются от тех, с которыми мы сталкиваемся в Солнечной системе. Звезды, в которой отношение 12C/13C необычно низко, известны как J-звезды.

Углеродный цикл (углеродно-азотный цикл (CN); углеродно-азотно-кислородный цикл (CNO); цикл Бете- Вейцзеккера)
Серия ядерных реакций, обеспечивающих превращение водорода в гелий, которые, как предполагается, идут в звездах и являются одним из основных источников их энергии. Процесс имеет шесть стадий:
12C + 1H -> 13N + гамма-фотон
13N -> 13C + позитрон+ нейтрино
1H + 13C -> 14N + гамма-фотон
1H + 14N -> 15O + гамма-фотон
15O -> 15N + позитрон+ нейтрино
1H + 15N -> 12C + 4He
Таким образом, в конце цикла вновь появляется ядро 12C. Для начала процесса необходимо наличие углерода, однако требуется относительно небольшое количества ядер 12C. Скорость протекания реакций цикла сильно зависит от температуры. Чтобы процесс начался, необходтма минимальная температура 14 млн. K. При температуре более 16 млн. K этот процесс доминирует над другим основным процессом сгорания водорода протон-протонным циклом, и как полагают, является первичным источником энергии в относительно горячих звездах с массами больше чем две или три массы Солнца.
Предполагается, что могут происходить также две другие (более длинные) последовательности реакций - двойной CNO-цикл и тройной CNO-цикл, которые заканчиваются не повторным появлением углерода, а созданием 14N и 15N, соответственно. В стенографической записи, используемой для представления ядерных реакций, двойной CNO-цикл представляется в следующем виде:
15N(p,?) 16O(p,?) 17F(,?+ +? ) 17O(p,?) 14N.
Тройной CNO-цикл включает дополнительные стадии:
17O(p,?) 18F(,?++?) 18O(p, ?) 15N

Углистый хондрит
Редкий тип каменных метеоритов. Поскольку в среднем их химический состав имеет очень большое сходство с химическим составом Солнца (кроме водорода и гелия) и характеризуется относительно высоким содержанием летучих веществ, предполагется, что углистые хондриты представляют собой образцы наиболее древнего неизмененного вещества, из которого сформировалась Солнечная система. По своему строению они представяет собой матрицу богатых углеродом минералов, в которую вкраплены хондры. Содержание воды может доходить до 20%. Самый известный пример - метеорит Альенде.

Угловая скорость
Cкорость, с который вращающееся тело проходит угловое расстояние. Угловая скорость может измеряться в радианах, градусах или в оборотах в единицу времени.

Угловое расстояние
Длина дуги, выраженная в угловых единицах (т. е. в радианах, градусах, дуговых минутах или секундах), которая соответствует данному углу наблюдения. Например, угловое расстояние между двумя точками на небесной сфере представляет собой угол между двумя воображаемыми линиями, направленными от наблюдателя к этим точкам.

Угловое расстояние (s)
Расстояние между двумя звездами в визуальной двойной звезде, измеренное в дуговых секундах. Это одна из двух координат, используемых для измерения относительных положений членов двойной системы (другая координата - позиционный угол).

Угловой диаметр
Видимый диаметр объекта, измеряемый в угловых единицах, т.е. в радианах, градусах, дуговых минутах или секундах. Угловой диаметр зависит как от истинного диаметра, так и от расстояния до объекта.

Угловой момент
Величина, аналогичная моменту количества движения, которой обладает тело (или система тел), находящееся в состоянии вращения или орбитального движения. Если на объект, обладающий некоторым угловым моментом, не действует момент силы (т.е. вращающая сила), то он продолжает вращаться с постоянной скоростью. В замкнутой системе, на которую снаружи не действует никаких вращательных сил, общий угловой момент остается постоянным, даже если внутри системы происходят изменения. Угловой момент - векторная величина, действующая по направлению оси вращения; а в случае движения по круговой орбите - по направлению перпендикуляра к орбитальной плоскости.

Угол возвышения
Прямое угловое расстояние между небесным объектом и горизонтом, измеряемое вертикально (то есть по дуге большого круга, проходящего через объект и точку зенита).

Угольный мешок
Поглощающая туманность межзвездной пыли около 4° в поперечнике в Млечном Пути (в созвездии Южного Креста). Туманность отражает большую часть света находящихся за ней звезд, но оставшаяся часть поглощается, вызывая слабое свечение “Угольного мешка”, которое примерно в десять раз слабее окружающего ее участка Млечного Пути.

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

Узел
Одна из точек на небесной сфере, где орбита пересекает основную плоскость. Положение узла - один из элементов орбиты, используемых для ее характеристики.

Узкополосная фотометрия
Измерение звездных величин в узкой полосе длин волн, обычно меньше 30 нм. Наиболее часто используемая узкополосная система - система uvby, причем диапазоны волн выделяются с помощью стандартных фильтров. Узкополосные звездные величины используют для более простого определения основных физических свойств звезд, чем это позволяют обычные спектроскопические методы, а также для статистических исследований совокупностей звездных объектов.

Указатели
Звезды Альфа (α) и Бэта (β) в созвездии Большой Медведицы, названные так потому, что соединяющая их линия указывает на Полярную звезду.

Улисс
Космический аппарат Европейского космического агентства, запущенный 6 октября 1990 г. для изучения межпланетной среды и солнечного ветра на различных солнечных широтах. В этом проекте впервые была обеспечена возможность проведения измерений над полюсами Солнца. Для выхода из плоскости Солнечной системы был использован метод гравитационной поддержки. При встрече с Юпитером в феврале 1992 г. космический аппарат получил "толчок" по направлению к Солнцу и в 1994 г. прошел над южным солнечным полюсом, а в 1995 г. - над северным. Вторая встреча с Солнцем должна состояться в сентябре 2000 г.

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

Умбриэль
Спутник Урана, открытый У. Ласселлом в 1851 г. Изображения, полученные с "Вояджера-2" во время встречи в 1986 г., показывают, что Умбриэль намного темнее других четырех больших спутников Урана. Кажется, что поверхность покрылась темным веществом относительно недавно (по астрономическим масштабам). Она изрыта кратерами; один из них, 110 км в диаметре, по контрасту с остальной частью поверхности кажется особенно ярким.
См.: Таблица 6.

Ундина
Астероид 92 диаметром 194 км, открытый в 1867 г. К.А.Ф. Петерсом.

Унос
Процесс, посредством которого выбросы из радиогалактик забирают энергию из окружающего межзвездного и межгалактического вещества. По мере засасывания вещества внутрь выбросов образуются турбулентные вихри. Они в свою очередь приводят к развитию ударных явлений, которые могут разогреть газ до чрезвычайно высоких температур. Этот газ образует "бассейны" и охлаждается; в конечном счете здесь начинаются процессы звездообразования.

Уравнение Больцмана
Уравнение, определяющее относительное число атомов N, которые находятся в состоянии с энергией E при данном значении температуры T. Число N пропорционально g exp (- E / kT), где g - статистический вес энергетического уровня, а k - постоянная Больцмана.

Уравнение времени
Разность между средним солнечным временем, отслеживаемым по равномерно идущим часам, и истинным солнечным временем, отображаемым солнечными часами. В течение года эта разность изменяется сложным образом (см. иллюстрацию), в точке максимума достигая 15 мин.

Уравнение Дрейка
Математическое соотношение, полученное Фрэнком Дрейком в 1961 г., которое определяет число потенциально обнаруживаемых в космосе (вне Солнечной системы) цивилизаций как произведение нескольких различных параметров. Дрейк первоначально записал это выражение в форме:
N = R fp ne fl fi fc L
где:
N - число обнаруживаемых цивилизаций,
R - скорость звездообразования,
fp - доля числа звезд, имеющих планетарные системы,
ne - число планет, пригодных для жизни,
fl - доля числа тех планет, где жизнь появляется фактически,
fi - доля числа планет, где жизнь развивается в разумные цивилизации,
fc - доля числа планет с разумными существами, способными к установлению межзвездных контактов,
L - отрезок времени, в течение которого такая цивилизация проявляет себя и может быть обнаружена.
уравнение Кеплера
См.: аномалия.

Уравнения поля
Уравнения общей теории относительности, которые описывают искривление четырехмерного пространства-времени, связывая метрику с распределением вещества и энергии.

Уравнения Саха
Система математических уравнений, предложенная в 1920 г. индийским физиком Мегх Над Саха для расчета числа атомов в каждом из возможных состояний ионизации при условии термодинамического равновесия атомов и электронов при заданной температуре. Эти уравнения имеют большое значение для анализа звездных спектров и физических условий в звездной атмосфере.

Уран
Седьмая от Солнца большая планета Солнечной системы, открытая Уильямом Гершелем в 1781 г. Уран достаточно ярок, так что при хороших условиях наблюдения его можно увидеть невооруженным глазом. С Земли даже в самый большой телескоп он кажется зеленоватым диском, почти лишенным деталей. В 1986 г. космический зонд "Вояджер-2" прошел недалеко от Урана и его спутников, передав на Землю их крупноплановые изображения. "Вояджером-2" были открыты десять небольших спутников Урана (к этому времени были уже известны пять больших спутников планеты - Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон).
Уран - один из четырех "газовых гигантов" Солнечной системы. Его диаметр превосходит диаметр Земли в четыре раза, а масса превышает земную в пятнадцать раз. Уран почти полностью состоит из водорода и гелия. Предполагается, что в центре планеты имеется небольшое каменное ядро, которое окружено толстой ледяной мантией из замерзших масс воды, метана и аммиака. Внешний слой планеты - водородная и гелиевая атмосфера с небольшим количеством различных молекулярных соединений.
Даже на крупных планах планеты, полученных "Вояджером", Уран имеет "спокойный", почти лишенный деталей вид, хотя и имеются некоторые намеки на слабые полосы, параллельные экватору. Любопытная особенность Урана состоит в том, что его ось вращения лежит практически в плоскости Солнечной системы (у других планет ось почти перпендикулярна этой плоскости). Внутренний период вращения равен 17 час. 14 мин.
В 1977 г. у Урана была открыта серия узких колец, лежащих в экваториальной плоскости. Каждое кольцо имеет в ширину всего несколько километров и с Земли не видно. Эти кольца были обнаружены во время покрытия Ураном звезды 8-й звездной величины. Кольца вызвали небольшое падение наблюдаемой яркости этой звезды непосредственно до и сразу после ее покрытия диском планеты. Более поздние покрытия Беты Скорпиона и Сигмы Стрельца подтвердили полученный результат. Система колец впоследствии (в 1986 г.) была сфотографирована "Вояджером-2", когда были обнаружены еще два кольца, а общее их количество достигло одиннадцати.
См.: Таблица 5, Таблица 6 и Таблица 7.

Ураниборг
Обсерватория Тихо Браге (1546-1601) на острове Гвен к северу от Копенгагена. Она была создана в 1580 г. и в течение двадцати лет использовалась Тихо Браге для проведения точных астрономических наблюдений. В настоящее время от обсерватории остались только руины.

Урания
Астероид 30 диаметром 94 км, открытый Дж. Р. Хиндом в 1854 г.

"Уранометрия"
Звездный атлас, составленный Иоганном Байером (1572-1625) и изданный в 1603 г. В этом атласе Байер ввел систему обозначений звезд греческими буквами, которая используется до сих пор.

Уранометрия
В значительной степени устаревший термин, обозначающий астрономические измерения положений небесных объектов или астрометрию.

Урелит
Редкий и необычный тип метеоритов, принадлежащий к классу ахондритов. В этих метеоритах пространство между силикатными зернами заполнено веществом, богатым углеродом, который в некоторых образцах принял форму алмаза.

Урожайная Луна
В Англии - полнолуние, ближайшее к осеннему равноденствию. В это время года наклон лунной орбиты к горизонту мал, и каждый вечер в течение короткого периода Луна восходит приблизительно в одно и то же время.

Усилитель изображения (электронно-оптический преобразователь)
Электронное устройство для усиления яркости изображения. Усиление достигается за счет многократного использования фотоэлектронного эффекта. Фотокатод располагается с внутренней стороны входного отверстия. Электроны, образующиеся при попадании на фотокатод светового сигнала, ускоряются потенциалом около 40 кВ. Затем они фокусируются магнитным полем окружающего соленоида и электростатическими полями кольцевых электродов (может применяться и полностью электростатическая фокусировка). Если соединить несколько таких фотокатодных каскадов, то можно получить еще большее усиление. В конечном счете на фосфоресцирующем экране формируется изображение, которое во много раз ярче оригинала. В качестве выходного детектора используется телевизионная камера или устройство "соединенного заряда". Недостатком системы является неизбежная дисторсия изображения; тем не менее в астрономии такие устройства нашли широкое применение.

Ускорение
Темп изменения скорости со временем. Ускорение получает любая масса, на которую действует внешняя сила. Ускорение силы тяжести (обозначается символом g) - ускорение, которое испытывает объект, свободно падающий на поверхность тела под действием силы тяжести. На Земле среднее значение ускорения силы тяжести составляет около 9.8 м/сек2.

"Усовершенствованный зонд химического состава"
Американский космический аппарат (ACE - Advanced Composition Explorer), запущенный в августе 1997 г. Несет девять научных приборов для определения изотопного и элементного состава солнечной короны, межпланетной среды, локальной межзвездной среды и галактического вещества. Аппарат был выведен на околосолнечную орбиту в одной из точек Лагранжа, расположенной на 1,5 млн. км ближе к Солнцу, где поддерживается его почти постоянное положение относительно Земли.

"Усовершенствованный рентгеновский астрофизический спутник"
Американский спутник (AXAF - Advanced X-ray Astrophysics Facility), который планируется вывести в космос с помощью шаттла в конце 1998 г. Будет нести американскую астрономическую рентгеновскую аппаратуру.

Установка
Крепление телескопа, которое позволяет навести его на нужный участок неба. Обычно используются два основных типа установки - альтазимутальная установка и экваториальная установка.

Установочные круги
Градуированные шкалы, связанные с осями вращения телескопа, которые служат для указания небесных координат точки наведения телескопа на небесной сфере.

Уступ (rupes, мн. rupes)
Термин, используемый в названиях некоторых планетарных деталей.

Утренняя звезда
Название планеты Венера (а иногда и Меркурия), когда они видны в восточной части неба ранним утром перед восходом Солнца.

УФ
Сокр. ультрафиолетовый.
См.: электромагнитное излучение, ультрафиолетовая астрономия.

"Ухуру"
Небольшой астрономический спутник.

Ущербный
Словесное описание фазы небесного тела, светящего отраженным солнечным светом, например Луны, когда оно освещено более чем наполовину (но не полностью).

Ф

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

Фазовый интеграл
Зависимость между альбедо Бонда и геометрическим альбедо астероида или другого планетарного тела.
фазовый угол
Угол между двумя линиями, соединяющими центр планетарного тела с Солнцем и Землей.

Факел (Солнца)
Яркая область фотосферы Солнца. Появление факелов связано с последующим возникновением в их окрестности солнечных пятен и вообще с солнечной активностью.

Факел (планеты)
Яркое пятно на поверхности небесных тел, в частности, на Ганимеде.

Фарадеевское вращение
Вращение плоскости поляризации синхротронного излучения. Эффект вызван наличием магнитного поля и свободных электронов в пространстве, через которое проходит излучение.
См.:мера вращения.

Фаэтон
Астероид 3200 диаметром 6 км, открытый в 1983 г. Инфракрасным астрономическим спутником ("IRAS"). Астероид находится на сильно вытянутой орбите, пересекающейся с орбитой Земли, и, по-видимому, является родительским телом метеорного потока Джеминиды. Возможно, он представляет собой "мертвое" ядро бывшей кометы.

Феба
Внешний спутник Сатурна, открытый В. Пикерингом в 1898 г. Феба кажется сферической и имеет диаметр 220 км. Она состоит из очень темного вещества, которое отражает меньше чем 5% падающего света.
См.: Таблица 6.

Фекда (Гамма Большой Медведицы; γ Uma)
Третья по яркости звезда в созвездии Большой Медведицы,A- звезда звездной величины 2,4.

Фемида
Астероид 24 диаметром 228 км, открытый в 1853 г. A. Гаспарисом. Это прототип астероидов типа С семейства Хираямы, у которых размер большой полуоси орбиты составляет около 3,13 а.е.

Феникс (Phoenix)
Южное созвездие, впервые появившееся в 1603 г. в звездном атласе Иоганна Байера. Не очень заметное, оно тем не менее содержит семь звезд ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4.

Фильтр
Вспомогательное устройство, используемое в оптическом инструменте или детекторе электромагнитного излучения, чтобы сузить полосу длин волн, попадающих в инструмент. Цветные фильтры способствуют увеличению контрастности и помогают обнаружить отдельные детали при визуальном наблюдении планет, а также применяются в многоцветной фотометрии. Очень узкополосный фильтр можно использовать для выделения какой-нибудь спектральной линии, например, линии альфа водорода при наблюдениях Солнца. Иногда фильтры используются и для устранения нежелательного светового загрязнения.

Фильтр Лио
Интерференционный фильтр с очень узкой полосой пропускаемых длин волн, применяемый для наблюдений Солнца. Изобретен французским астрономом Б.Ф. Лио (1897-1952) в 1938 г. Фильтр представляет собой ряд плоских поляризаторов, разделенных пластинами кварца. Выбирая толщину и количество элементов в фильтре, можно выделять нужные диапазоны волн в спектре.

Фильтрограмма
Фотография Солнца, сделанная через фильтр, который пропускает свет в очень узком диапазоне длин волн.
См.: фильтр Лио.

Фиолетовое смещение
Смещение спектральных линий в сторону коротких волн. Фиолетовое смещение появляется в результате доплеровского эффекта, когда источник излучения и наблюдатель сближаются.

Фисба
Астероид 88 диаметром 232 км, открытый в 1866 г. К.А.Ф. Петерсом.

Флоккул
Тонкое волокнистое образование, наблюдаемое на Солнце. Флоккулы можно видеть, когда солнечная хромосфера отображается в монохроматическом свете, например, в свете однократно ионизированного кальция.

Флоккул
Яркая излучающая область в солнечной хромосфере. Под флоккулами в фотосфере находятся факелы, а в короне над ними - особые области, в которых наблюдается увеличение радио- и рентгеновского излучения, а также излучения в крайнем ультрафиолете. Во всех этих областях сильна вертикальная составляющая магнитного поля. Флоккулы характерны для активных областей на Солнце.

Флора
Астероид 8 диаметром 162 км, открытый в 1847 г. Дж.Р. Хиндом.

"Фобос"
Два советских космических аппарата, запущенных к Марсу в 1988 г. С одним из них контакт был потерян по пути к планете, а другой работал очень недолго, успев передать на Землю довольно ограниченный объем данных.

Фобос
Внутренний из двух небольших спутников Марса, открытый Асафом Холлом в 1877 г. Изображения, полученные АМС "Викинг" в 1977 г., показывают, что Фобос имеет эллипсоидальную форму (размерами 28 ? 20 км) и покрыт кратерами. Диаметр самого большого из них - кратера Стикни - равен 10 км, что составляет больше трети размера спутника. Борозды, отходящие от Стикни, кажутся трещинами, вызванными ударным воздействием при образовании кратера.
См.: Таблица 6.

Фокальная плоскость
Поверхность, на которую падают изображения всех точек в поле зрения оптического инструмента, например, телескопа. Эта поверхность может быть плоской и нормальной к оптической оси или, как в телескопе Шмидта, изогнутой (в таком случае предпочтительным является термин фокальная поверхность).

Фокус куде
Фокус телескопа с экваториальной установкой, для которого неподвижное положение на полярной оси независимо от ориентации телескопа обеспечивается с помощью набора зеркал (см. иллюстрацию).
Слово "куде" (coude) по-французски означает “локоть”. Необходимость направить световой поток к фиксированному фокусу возникает в тех случаях, когда нужно использовать громоздкое оборудование, которое нельзя непосредственно подсоединить к телескопу (например, высокодисперсионный спектрограф). В больших телескопах нового поколения с компьютеризованной альтазимутальной установкой используется фокус Несмита, который также фиксирован.

Фокус Несмита
Фокальная точка, расположенная на одном конце трубы альтазимутально установленного отражательного телескопа, созданная с помощью допонительного (третьего) отклоняющего зеркала в оптической системе. Это зеркало устанавливается так, чтобы направить луч света вдоль оси высоты через отверстие в поддерживающей телескоп конструкции. Впервые этот способ был использован в XIX в. его изобретателем Джеймсом Несмитом.
Фокус Несмита вновь стал использоваться в астрономических инструментах с появлением нового поколения больших альтазимутальных телескопов с компьютерно управляемым приводом. Фокус Несмита имеет определенные преимущества, поскольку его положение относительно телескопа не меняется при любых изменениях направления трубы. Поэтому большие и тяжелые инструменты можно устанавливать на платформе, которая вращается только по азимуту. Практически имеется два варианта фокуса Несмита (с каждой стороны трубы телескопа). Например, в телескопе Уильяма Гершеля зеркало Несмита можно специальным приводом устанавливать в такое положение, что световой луч отклоняется к любому из двух фокусов Несмита.
См.: альтазимутальная установка.

Фокусное отношение (f-отношение)
Отношение фокусного расстояния линзы (а также зеркала или составной оптической системы) к апертуре. Обычно его значение записывают, используя префикс f. Например, f/10 означает фокусное отношение, равное 10.

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

Фол
Астероид 5145 диаметром 190 км, открытый в 1991 г. Он движется по необычной удаленной орбите, находясь от Солнца на расстоянии от 8,7 до 32 а.е. Вместе с Хироном и пятью другими астероидами, имеющими орбиты с подобными характеристиками, он образует группу, называемую центаврами. Фол имеет низкое альбедо (4,4%) и отличается от типичных астероидов более красным цветом.

Фомальгаут (Альфа Южной Рыбы; α PsA)
Самая яркая звезда в созвездии Южной Рыбы, A-звезда видимой звездной величины 1,2. Название имеет арабское происхождение и означает "рот рыбы".
См.: Таблица 3.

Фоновое излучение
См.: космическое фоновое излучение.

Формирование
Процесс получения формы и сглаживания поверхности линзы или зеркала с высокой степенью точности, необходимой для точных инструментов, например, телескопов.

Фотовизуальная звездная величина
Звездная величина, определенная фотографически с использованием фотопленки, чувствительной к тому же диапазону длин волн, что и человеческий глаз.

Фотографическая звездная величина
См.: звездная величина.

Фотографическая зенитная труба
Специальный телескоп, установленный вертикально и используемый для сверхточного определения положений звезд. Кроме того, такие телескопы применяются для мониторинга нерегулярных изменений широты и времени, возникающих в результате движения полюсов и вращения Земли.

Фотоионизация
Ионизация атома, происходящая в результате поглощения фотона электромагнитного излучения. Ионизация может происходить только в том случае, если энергия фотона не меньше потенциала ионизации атома, т.е. превышает минимальную энергию, необходимую для преодоления силы, удерживающей электрон внутри атома.

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

Фотон
Квант электромагнитного излучения. Электромагнитное излучение имеет одновременно как волновые, так и корпускулярные свойства, а сам фотон может рассматриваться как дискретный "волновой пакет". Энергия фотона E связана с длиной волны излучения ? формулой E = hc/? = h?, где h - постоянная Планка, c - скорость света и ? - частота.

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

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

Фотоэлектрическая фотометрия (PEP)
Точное измерение звездных величин звезд посредством фотоумножителя или системы CCD.
См.: фотометрия.

Фотоэлектрический
Использующий фотоэлектрический эффект, при котором фотоны электромагнитного излучения выбивают электроны с поверхности твердого вещества. Так как число выбиваемых электронов пропорционально интенсивности излучения, фотоэлектрические датчики эффективно используются для измерения интенсивности света.

Фра Мауро (Fra Mauro)
Лунный кратер (95 км в диаметре), вблизи которого произошла посадка "Аполлона-14". Название кратера стало и именем геологического образования, образцы которого были собраны астронавтами "Аполлона-14". Это образование является частью поверхности выброса или наносов, возникших при формировании бассейна Дождей.
См.:"Аполлон".

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

Фронт ионизации
Переходная область в межзвездном облаке, разделяющая нейтральный водород и ионизированный водород. Фронты ионизации обнаружены около O-звезд и B-звезд, сильно излучающих в ультрафиолетовом диапазоне. Вблизи таких звезд среда ионизируется под действием фотонов ультрафиолетового излучения.

Фундаментальная эпоха
Нулевая точка в системе измерения времени, от которой время может отсчитываться как в прямом, так и в обратном направлении.

Фундаментальный каталог
Каталог положений звезд, которые были определены с наивысшей возможной точностью по результатам многих наблюдений. Абсолютные положения определяются путем регистрации времени пересечения небесного меридиана. Комбинация результатов наблюдений нескольких обсерваторий позволяет уменьшить как систематические, так и случайные ошибки.
Ряд фундаментальных каталогов был составлен и опубликован в Гейдельберге (Германия). Текущая версия, известная как FK5, содержит исправленные данные по 1535 звездам звездной величины 7 и ярче, перечисленных в FK3 и FK4. Продолжается работа над "Дополнением" к FK5, которое охватит около тысячи звезд в диапазоне звездных величин 5-7, выбранных из Дополнения FK4, плюс порядка двух тысяч других звезд с звездными величинами 6,5-9,5.

Функция масс
График или математическое выражение, описывающее зависимость относительного числа объектов, имеющих некоторую массу (с точностью до принадлежности к диапазону), от величины массы.
Применяется для характеристики группы связанных объектов, например, скоплений звезд или галактик.
См.: начальная функция масс, функция Солпитера.

Функция светимости
Математическое или эмпирическое выражение, определяющее количество звезд или галактик в единице объема пространства, приходящееся на каждую единицу светимости. Функции светимости строятся, например, для галактик и звездных скоплений.

Функция Солпитера
Простое теоретическое выражение, названное по имени физика-теоретика Эдвина Солпитера (р. 1924 г.), которое определяет число звезд различной массы среди вновь образовавшихся звезд в единице объема галактики. Функция Солпитера, известная также как начальная функция масс, пропорциональна M–2,35, где M - масса звезды.

Х

Хакуте
Название, данное спутнику "Корса-B".

Хамелеон (Chamaeleon)
Небольшое слабое южное созвездие, выделенное, вероятно, навигаторами шестнадцатого века и включенное Иоганном Байером в его атлас "Уранометрия", изданный в 1603 г. Ни одна из звезд не превосходит 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4.

Хаос (chaos)
Термин, используемый в официальных названиях некоторых характерных областей на поверхностях планет, отличающихся нерегулярным беспорядочным расположением хребтов и долин. На Марсе такие хаотические участки могут быть связаны со сжатием поверхности и образованием потоков подземных вод.

Хаотическое вращение
Вращение планетарного тела, имеющее непериодический характер. Существование такого вращение была обнаружено у одного из небольших спутников Сатурна Гипериона. Из-за эксцентрической орбиты и различных гравитационных сил, действующих на Гиперион, между его орбитальным движением и вращением идет постоянный обмен энергией.

Характеристические экспоненты Ляпунова
Числа, которые указывают, насколько различаются близлежащие орбиты и, следовательно, какова степень непредсказуемости таких орбит. Непредсказуемые орбиты описываются обычно как хаотические.

Харон
Единственый известный спутник Плутона, обнаруженный Дж. Кристи в 1978 г. как небольшое удлинение на изображении Плутона на фотографии, сделанной в Военно-морской обсерватории США. Его диаметр - 1200 км, что составляет приблизительно половину диаметра Плутона.Период обращения - 6,39 дня - совпадает с периодом вращения как Плутона, так и Харона. Спектр Харона обнаруживает присутствие водяного льда, а не метана, который характерен для Плутона.
См.: Таблица 6.

Хвост (кометы)
Удлиненная часть кометы, которая образуется у ее головы, когда комета приближается к Солнцу.
См.: ионный хвост, пылевой хвост.

Химическая эволюция
Изменение во времени распространенности химических элементов в результате астрации.

Хирон
Астероид 2060 диаметром 180 км, открытый в 1977 г. Ч. Ковалом. Его орбита лежит между орбитами Юпитера и Урана, далеко вне пределов главного пояса астероидов. Он был обнаружен первым из нескольких астероидов с орбитами этого вида, носящих теперь общее название центавров. Инфракрасные наблюдения показали, что Хирон имеет умеренно темную каменистую или пылевую поверхность и почти сферическую форму. В 1989 г. вокруг него была обнаружена кома, в результате чего Хирон классифицируется также и как периодическая комета (95P/Хирон).

Ховардит
Каменный метеорит типа ахондритов, содержащий фрагменты сплавленных твердых пород разного типа.

Холмы (colles, един. collis)
Низкие холмы. Термин, используемый как часть названия топографической планетарной структуры.

Холодное тёмное вещество
См.: темное вещество.

Хондра
Небольшая сферическая частица быстро охлажденных силикатных минералов (обычно оливина и/или пироксена) в каменных метеоритах. Хондры имеют различные размеры (примерно от 1 мм до 10 мм и больше) и во множестве встречаются в хондритах.
См.: хондрит, ахондрит.

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

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

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

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

Хронометр
Часы высокой точности, используемые, в частности, на борту судна

Хунгария
Астероид 434 диаметром 11,4 км, открытый M. Вольфом в 1898 г.

Хэт-Крикская обсерватория
Радиоастрономическая обсерватория в Калифорнии, эксплуатируемая радиоастрономической лабораторией Калифорнийского университета, Беркли.
Теги: Большой астрономический словарь
Просмотров: 12 | Добавил: creditor | Теги: Большой астрономический словарь | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
avatar
close