Главная » Большой астрономический словарь
13:54
Большой астрономический словарь
Экватор
Большой круг на поверхности тела, определяемый плоскостью, которая проходит через центр тела и перпендикулярна к оси его вращения. В астрономии, если это ясно из контекста, термин "экватор" иногда используется вместо более точного термина небесный экватор.

Экваториальная головка
Часть конструкции экваториальной установки телескопа, включающая поддерживающие элементы и механизм вращения телескопа (без треножника или опорных колонн).

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

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

Эквивалентная ширина
Мера мощности спектральной линии.
Когда спектр отображается как зависимость интенсивности излучения от длины волны, линии поглощения выглядят как колоколообразные углубления на гладком фоне непрерывного спектра (см. иллюстрацию). Эквивалентную ширину линии можно вычислить, измеряя площадь углубления и деля ее на высоту непрерывного спектра. В результате получается ширина диапазона, который линия поглощения заняла бы, если бы поглощаемая энергия перераспределилась так, чтобы получился прямоугольник, имеющий высоту непрерывного спектра. Эквивалентная ширина измеряется в единицах длины волны, обычно миллиангстремах.

экзобиология
Практическое или теоретическое изучение организмов, живущих за пределами окрестностей Земли.

Экзосфера
Внешние разреженные слои планетарной атмосферы, которые граничат с межпланетной средой. В этих слоях плотность настолько низка, что между атомами происходит очень мало столкновений и атомы, движущиеся с большой скоростью, могут выйти из сферы гравитационного притяжения планеты. Экзосфера Земли начинается на высотах около 400-500 км.

Эклиптика
Усредненная плоскость орбиты Земли вокруг Солнца. Происхождение названия связано с тем, что затмения (греч. ecleipsis) Солнца или Луны могут происходить только тогда, когда Луна пересекает эту плоскость.
С точки зрения наблюдателя на Земле относительное орбитальное движение Земли и Солнца создает видимость того, что Солнце вращается вокруг Земли, совершая один оборот за год. Видимый путь Солнца по небесной сфере также называется эклиптикой.
Поскольку орбиты других планет наклонены к плоскости эклиптики на очень малые углы, их наблюдаемые положения в небе всегда близки к эклиптике. Полоса созвездий, через которые проходит эклиптика, определяет традиционный зодиак, хотя под влиянием прецессии и в результате точного определения границ созвездий оказалось, что теперь эклиптика проходит еще через одно созвездие - созвездие Змееносца.

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

Эклиптические пределы
Максимальные угловые расстояния Солнца или Луны в полнолуние или новолуние от точек пересечения лунной орбиты с эклиптикой ("узлов"), при которых возможны затмения.
Если бы орбита Луны совпадала с эклиптикой, солнечные и лунные затмения наблюдались бы соответственно в каждое новолуние и полнолуние. Однако поскольку орбита Луны наклонена к эклиптике на 5°, а видимые диаметры Солнца и Луны составляют всего 0,5°, затмения могут происходить только тогда, когда Земля, Солнце и Луна выстраиваются в пространстве в одну линию (или очень близко к этому). С точки зрения наблюдателя на Земле это означает, что и Солнце и Луна должны находиться внутри некоторого угла вблизи одного из узлов лунной орбиты. Чтобы произошло лунное затмение, угловое расстояние Луны от такого узла не должно превышать 24°; для солнечного затмения угловое расстояние Солнца не должно превышать 37°.

Экстинкция
Уменьшение интенсивности света при прохождении через поглощающую или рассеивающую среду, такую как межзвездное вещество или планетарная атмосфера.
См: атмосферная экстинкция, межзвездная экстинкция.

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

Эксцентрическая аномалия
См:аномалия.

Эксцентрический
Смещенный относительно некоторого определенного центра.

Элара
Маленький спутник Юпитера (номер VII), открытый К. Перрайном в 1905 г. Имеет в поперечнике около 80 км и принадлежит к группе из четырех спутников, чьи близко расположенные орбиты лежат на расстоянии 11,1 - 11,7 млн. км от Юпитера. (Другие - Леда, Гималия и Лиситея.)
См.: Таблица 6.

Электра
Одна из наиболее ярких звезд в Плеядах, известная также как 17 Тельца.

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

Электромагнитный спектр
См: электромагнитное излучение.

Электрон-вольт (эВ)
Единица энергии, используемая главным образом в атомной и молекулярной физике. Она определяется как энергия, которую приобретает электрон при прохождении в вакууме разности потенциалов 1 В.
1 эВ = 1,602?10-19 Дж.
Электрон-вольт - удобная единица для измерения энергий частиц и электромагнитного излучения. Энергия рентгеновского излучения выражается в тысячах электрон-вольт (кэВ). Длина волны, соответствующая 1 кэВ, равна 0,124 нм.
Для измерения энергии высокоэнергичных атомных частиц используются миллионы (МэВ) и тысячи миллионов (ГэВ) электрон-вольт. Электрон с кинетической энергией порядка нескольких МэВ движется почти со скоростью света.

Электронная плотность
Число электронов в единице объема космического пространства. В межзвездном пространстве среднее значение электронной плотности - около 30000 на кубический метр. В астрофизике понятие электронной плотности применяется в вычислениях, касающихся образования и распространения электромагнитного излучения.

Электронная температура
Температура, которую потребовалось бы приписать некоторой совокупности электронов, если бы их наблюдаемая энергия была полностью тепловой.

Электронно-оптический преобразователь
Альтернативное название усилителя изображения.

Элемент (химический)
Одно из основных веществ во Вселенной, характеризуемое числом протонов в атомном ядре (атомным номером). Изотопы одного и того же элемента отличаются числом нейтронов в ядре. На Земле в естественном виде встречается 90 элементов. Некоторые из элементов, например, уран, не имеют устойчивых изотопов. Другие радиоактивные элементы могут быть созданы искусственно.
См: атом, ядерный синтез.

Элемент (орбиты)
Элементы орбиты. Наиболее часто для описания орбит планет и комет вокруг Солнца используются следующие элементы: большая полуось, перигелийное расстояние, эксцентриситет, наклон, аргумент перигелия, долгота восходящего узла и период.

элементы орбиты
Набор параметров, полностью определяющий форму и ориентацию орбиты и временные характеристики орбитального движения. Для орбит планет и комет вокруг Солнца обычно используются следующие элементы - большая полуось, расстояние перигелия, эксцентриситет, наклонение, аргумент перигелия, долгота восходящего узла и период. Чтобы определить положение объекта на орбите в заданный момент времени, необходимо задать время прохождения некоторой определенной точки этой орбиты, например, перигелия. Аналогичные элементы используются для описания орбит звезд в двойных системах или орбит спутников (как естественных, так и искусственных) при их движении вокруг планет. Стандартные элементы орбиты приведены в таблице и иллюстрируются изображением эллиптической орбиты в Солнечной системе. Здесь P - точка перигелия, N - восходящий узел, а - направление на точку весеннего равноденствия.
Назвние Обозначение Определение
большая полуось a Определяет размер эллиптической орбиты
Расстояние от центра масс до перицентра q Определяет размер параболической или гиперболической орбиты
Эксцентриситет e Определяет расстояние фокуса от центра эллиптической орбиты
Наклонение i Определяет угол между орбитальной и основной плоскостями
Долгота восходящего узла ? Направление линии пересечения орбитальной и основной плоскостей
Аргумент перицентра ? Определяет ориентацию орбиты в плоскости орбиты
Период P Время, необходимое для одного оборота по замкнутой орбите
Время прохождения перицентра T? Устанавливает отсчет времени при движении по орбите.

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

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

Эллиптичность (сжатие)
Мера отклонения формы планеты или другого тела от идеальной сферы. Вращающиеся планеты и звезды имеют тенденцию к образованию выпуклости в области экватора, которая с увеличением скорости вращения возрастает, но при этом сильно зависит от того, является тело твердым или газообразным. Форма такого тела называется "сжатым сфероидом". Сечение такого тела, проходящее через оба полюса, является эллипсом. Малая полуось этого эллипса представляет собой полярный радиус тела, Rp, а большая полуось - экваториальный радиус Re. Эллиптичность определяется как (Re - Rp) / Re.
элонгация
Угловое расстояние между Солнцем и планетой (или Луной) с точки зрения земного наблюдателя, т.е. угол Солнце-Земля-Луна/планета (см. иллюстрацию). Для внутренних планет (Меркурия и Венеры) элонгация ограничена. Ее максимальные значения, восточное и западное, достигаемые при каждом обороте по орбите, называются наибольшей элонгацией. Наибольшая элонгация для Меркурия в зависимости от обстоятельств лежит между 18° и 28°; для Венеры аналогичный диапазон составляет 45° - 47°. Для планет, находящихся от Солнца дальше Земли, возможны любые значения элонгации. Элонгация 90° называется квадратурой, 0° - соединением и 180° - противостоянием.

Эльнат (Бета Тельца; β Tau)
Вторая по яркости звезда в созвездии Тельца, лежащая на острие одного из рогов быка. Название происходит от арабского выражения "бодающий рогами". Эта звезда на старинных картах изображала правую ногу человеческой фигуры в созвездии Возничего и имела другое обозначение, Гамма Возничего. Эльнат - B-звезда звездной величины 1,7.

Эмиссионная линия
Узкий диапазон длин волн в спектре, в котором уровень излучения существенно превышает уровень окружающего непрерывного спектра. Эмиссионные линии возникают при переходе атома (или молекулы) газа с одного энергетического уровня на другой с выделением электромагнитной энергии.

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

Эмиссионный линейчатый спектр
Спектр, состоящий исключительно из эмиссионных линий или содержащий эмиссионные линии в дополнение к непрерывному спектру с линиями поглощения или без них.

Энцелад
Спутник Сатурна, открытый Уильямом Гершелем в 1789 г. Изображения, полученные "Вояджером-2", позволили рассмотреть детали его поверхности с разрешением до 2 км. На больших участках поверхности кратеров нет совсем , а плотность кратеров в тех областях, где они имеются, относительно мала. Это доказывает, что первоначально сформировавшаяся поверхность Энцелада полностью изменилась под действием геологических процессов. Такая активность почти наверняка имела место в течение последних 100 млн. лет; существует даже предположение, что она происходит и сейчас, поскольку орбита Энцелада совпадает со слабым кольцом E Сатурна. Извержения на спутнике могли бы служить источником вещества этого кольца, хотя в пользу такого предположения прямых доказательств нет.
См.: Таблица 6.

Эпакта (фаза Луны)
Возраст Луны (ее фаза) в начале календарного года.

Эпакта (годичная)
Разность между солнечным годом и лунным годом, состоящим из 12 лунных месяцев. Этот период, составляющий около 11 дней, называется "годичной эпактой".

Эпакта (месячная)
Разность между календарным месяцем и лунным месяцем, называемая "месячной эпактой".

Эпиметей
Маленький спутник Сатурна, открытый в 1980 г. Он коорбитален с Янусом, орбита которого лежит сразу за основной системой колец. Оба спутника, возможно, являются фрагментами одного тела, разрушенного в результате ударного воздействия. Эпиметей имеет неправильную форму, его размеры составляют примерно 140?100 км.
См.:коорбитальные спутники, Таблица 6.

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

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

Эпоха разделения
Эпоха в эволюции Вселенной, наступившая приблизительно через 300000 лет после Большого Взрыва, когда началось соединение электронов и протонов в атомы водорода. В этот период излучение во Вселенной перестало рассеивать частицы вещества и стало распространяться свободно. Другими словами, излучение и вещество "разделились". Эта фаза называется также эпохой рекомбинации.

Эпоха рекомбинации
См.: эпоха разделения.

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

Эра Планка
Период ранее 10-43 сек после Большого Взрыва. В течение этого интервала поведение Вселенной определялось гравитационными взаимодействиями.
См.: квантовая гравитация.

Эрг
Единица энергии, эквивалентная 10-7 Дж.

Эридан (Eridanus)
Большое беспорядочно разбросанное созвездие в южном полушарии, охватывающее по склонению 60°. Было включено в число 48 созвездий перечня Птолемея (ок. 140 г. н.э.), хотя его южная часть была добавлена позже. В самой южной точке созвездия лежит звезда первой звездной величины Ахернар. Всего в созвездии одиннадцать звезд ярче 4-й звездной величины. Название связано с рекой Эридан.
См.: Таблица 4.

Эрос
Астероид 433 размером 7?16?35 км, открытый в 1898 г. Г. Виттом. Это был первый из открытых астероидов, орбита которого частично проходит внутри орбиты Марса. В 1931 г., когда Эрос подошел к Земле менее, чем на 23 млн. км, были проведены измерения его положения с целью уточнения масштабов Солнечной системы.

Эруптивная переменная
Общее название звезд, яркость которых непредсказуемо изменяется в результате некоторого события, связанного с выделением энергии. Этим термином обозначаются новые, сверхновые, карликовые новые и вспыхивающие звезды. Иногда используется и термин "взрывная переменная".

Эруптивный центр
Одно из пятен на поверхности Ио, из которого происходит извержение газа и расплавленного вещества.
См.:султанное извержение.

Эта Киля (η Car)
Пекулярная звезда, расположеная в центре туманности Эта Киля, возможно, самая массивная и обладающая наибольшей светимостью из всех известных звезд. По некоторым оценкам масса звезды примерно в сто раз превосходит массу Солнца. Она является самым сильным источником инфракрасного излучения в небе, а ее общая светимость, включая и инфракрасный диапазон, в пять миллионов раз больше, чем у Солнца. За последние 300 лет наблюдалось существенное изменение яркости Эты Киля. В 1677 г. Галлей зарегистрировал ее как звезду четвертой звездной величины, а к 1843 г. она стала второй по яркости звездой в небе. Затем Эта Киля нерегулярно тускнела, и в течение последних ста лет была за пределами видимости невооруженным глазом. В настоящее время ее яркость, по-видимому, снова начала увеличиваться. Изменения в видимой яркости звезды, возможно, вызваны присутствием небольшого непрозрачного пылевого облака, в которое она погружена. Наблюдаемая туманность известна как туманность "Гомункул". Она порождена оттоком газа, составляющим 0,07 солнечных масс в год (наибольшая известная скорость потери массы). Потеря массы, очевидно, началась, когда звезда находилась в стадии максимальной светимости, но скорость потери настолько велика, что может поддерживаться только на протяжении нескольких сотен лет. Звезда с такой большой массой нестабильна, поэтому не исключено, что могут произойти дальнейшие катастрофические изменения вплоть до появления сверхновой.

Эта-Аквариды
См.: Аквариды.

Эталон
См.: интерферометр Фабри-Перо.

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

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

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

Эффект Cакса-Вольфа
Анизотропия в космическом фоновом излучении, вызванная гравитационным полем крупномасштабной структуры во Вселенной.

Эффект "алмазного кольца"
Явление, наблюдаемое в самом начале и конце полного солнечного затмения, когда последний или первый луч сияющей фотосферы Солнца пробивается через впадины на лимбе Луны. Визуальный эффект очень напоминает сверкание хорошо ограненного алмазного кольца.
См.: четки Бейли.

Эффект Вильсона
Изменение вида солнечного пятна по мере его приближения к лимбу Солнца в результате вращения. Эффект состоит в том, что обращенная к лимбу зона полутени кажется более широкой, чем находящаяся с другой стороны пятна. Это явление объясняется тем, что солнечное пятно находится ниже окружающей поверхности (в депрессии). Эффект впервые был обнаружен в 1769 г. шотландским астрономом Александром Вильсоном (1714-86).

Эффект Зеемана
Расщепление спектральных линий на несколько компонентов, когда источник излучения находится в магнитном поле.

Эффект Комптона
Взаимодействие (как правило, столкновение) между фотоном и электрически заряженной частицей, приводящее к потери фотоном части своей энергией (то есть к увеличению длины волны), в то время как дополнительная энергия передается частице.
См.: комптонизация, обратный эффект Комптона.

Эффект Пойнтинга-Робертсона
Влияние солнечного излучения на небольшие частицы, обращающиеся вокруг Солнца, которое постепенно превращает их орбиту в спираль. Частицы поглощают солнечную энергию, идущую только в радиальном направлении, а вторичное излучение энергии происходит равномерно по всем направлениям. В результате кинетическая энергии частиц уменьшается, что приводит к падению орбитальной скорости и уменьшению размера орбиты.

Эффект противостояния
Увеличение яркости астероида, наблюдаемого в полной фазе, по сравнению с измерениями, сделанными в частичных фазах.

Эффект Пуркинье
Изменение цветовой чувствительности человеческого глаза, которое происходит при темновой адаптации.
При дневном свете нормальный глаз реагирует на световые волны в диапазоне 400-750 нм, причем пик чувствительности лежит в желто-зеленой части спектра. При понижении уровня освещения глаз адаптируется так, что общая световая чувствительность возрастает, но при этом способность обнаруживать сигналы на красном конце спектра падает. Пик чувствительности перемещается по направлению к зеленой части спектра.

Эффект Суняева-Зельдовича
Анизотропия космического фонового излучения, которая может быть вызвана поглощением излучения, проходящего через богатые скопления галактик.

Эффект Хокинга
Испарение мини-черных дыр. Вообще говоря, черная дыра - это конечная точка для вещества. Однако С. Хокинг показал, что квантовая физика допускает испарение вещества и антивещества мини- черными дырами в равных количествах (меньше 10-5 г), возможно, тем самым преодолевая чистую сингулярность.

Эффект Цитовича-Разина
Подавление низких частот в синхротронном излучении свободных электронов в горячем газе. Частота, на которой происходит подавление, зависит от электронной плотности и магнитного поля, так что измерения эффекта Цитовича-Разина дают количественную информацию об этих характеристиках.

Эффект Шретера
Несоответствие между наблюдаемой и предсказанной фазами Венеры вблизи дихотомии (фаза освещения половины диска). Восточная дихотомия (вечерняя видимость, когда Венера убывает) обычно наступает на несколько дней раньше, а западная дихотомия (утренняя видимость, когда Венера прибывает) - на несколько дней позже. Причина этого явления точно не известна, но, возможно, область терминатора (граница между ночью и днем) просто является менее яркой, чем остальная часть освещенного полушария Венеры. Иоганн Шретер (1745-1816) был первым, кто в 1793 г. привлек внимание к этому явлению.

Эффект Эвершеда
Радиальный поток газа в областях полутени солнечного пятна, открытый Джоном Эвершедом (1864-1956).

Эффект Эйнштейна (сдвиг Эйнштейна)
Альтернативный термин для гравитационного красного смещения.

эффект Ярковского
Влияние вращения небольшой частицы, движущейся по орбите вокруг Солнца, на ее траекторию. Вращение вызывает температурные изменения, так что повторное излучение тепловой энергии носит анизотропный характер.
См.: эффект Пойнтинга-Робертсона.

Эффективная площадь
Параметр, который отражает эффективность радиотелескопа при приеме излучения некоторой частоты с заданного направления.

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

Эффельсберг
Местность в 40 км юго-западнее г. Бонн в Германии, где расположена обсерватория Радиоастрономического института Макса Планка. Размещенный там радиотелескоп представляет собой 100- метровую управляемую параболическую антенну, самую большую в мире.
Теги: Большой астрономический словарь
Просмотров: 17 | Добавил: creditor | Теги: Большой астрономический словарь | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
avatar
close