Главная » Большой астрономический словарь
13:40
Большой астрономический словарь
Закон Шперера
Тенденция к появлению солнечных пятен в течение каждого солнечного цикла на все более низких широтах.
Это явление графически иллюстрируется так называемыми "бабочками" Маундера.

Законы Кассини
Три эмпирических закона, описывающие вращение Луны относительно центра масс, установленные в 1721 г. Жаком Кассини (1677-1756):
1. Луна вращается вокруг своей оси с запада на восток с постоянной угловой скоростью, причем период вращения равен среднему сидерическому периоду обращения Луны вокруг Земли.
2. Наклонение средней плоскости лунного экватора к плоскости эклиптики постоянно.
3. Полюса лунного экватора, эклиптики и плоскости лунной орбиты лежат на одном большом круге, причем именно в указанном порядке.

Законы Кеплера
Три фундаментальных утверждения относительно движения планет, полученные Иоганном Кеплером (1571-1630) на основе точных наблюдений Тихо Браге (1546-1601):
1. Орбита каждой планеты представляет собой эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце.
2. Каждая планета вращается вокруг Солнца так, что радиус-вектор, соединяющий эту планету с Солнцем, покрывает за равное время одинаковые площади.
3. Квадраты времен обращения любых двух планет пропорциональны кубам их средних расстояний от Солнца.
Первые два закона были опубликованы в 1609 г. в Astronomia Nova, а третий - в 1619 г. в Harmonice mundi. Физическая основа законов Кеплера оставалась непонятной вплоть до работ Исаака Ньютона (1642-1727), сформулировавшего закон всемирного тяготения.

Залив (sinus)
Термин, используемый для некоторых деталей на границах лунных морей, своей формой напоминающих залив.

Замкнутая Вселенная
Модель Вселенной, в которой количество имеющегося вещества достаточо, чтобы остановить ее расширение и в некоторый конечный момент времени в будущем обеспечить начало процесса сжатия. Во всех моделях Большого Взрыва единственый механизм, который может вызвать замедление наблюдаемого в настоящее время расширения Вселенной, - это взаимное гравитационное притяжение всего вещества Вселенной. Вселенная замкнута, если общее количество вещества достаточно велико, чтобы со временем обратить расширение в сжатие. Результаты наблюдений, которыми мы располагаем в настоящее время, показывают, что имеющегося светящегося вещества для обеспечения замыкания Вселенной недостаточно. Мы не знаем, может ли несветящееся вещество, например, в форме элементарных частиц типа нейтрино, внести свой вклад в общую массу и довести ее плотность до предела, необходимого для замыкания. Гипотетическое дополнительное, но невидимое вещество, которое может существовать, названо "недостающей массой".
См: темное вещество.

Запаздывание
Задержка времени восхода Луны от ночи к ночи.

Запрещённые линии
Спектральные линии, которые в лабораторных условиях не наблюдаются (поскольку имеют очень низкую вероятность возникновения или излучаются только при переходе из метастабильного возбужденного состояния в устойчивое состояние). В обычных условиях атом в метастабильном состоянии из-за столкновений потеряет энергию раньше, чем перейдет в устойчивое состояние. Однако в астрофизических условиях, когда имеется огромное число атомов, а плотности очень низки, такие "запрещенные" переходы становятся вполне возможными и могут породить сильные спектральные линии.

Затмение
Явление, при котором свет от небесного тела временно затемняется другим телом. Это может быть:
(1) проход планетарного спутника, например, Луны, в тени планеты так, что на него не попадает свет Солнца;
(2) затемнение всего Солнца или его части проходящей перед ним Луной (солнечное затмение);
(3) проход одного из компонентов двойной звездной системы позади своего компаньона так, что общее количество света от системы уменьшается.
Термины "затмение" и покрытие не очень строги. Если термином "затмение" обозначить попадание тела в тень от солнечного света, то, строго говоря, как солнечные "затмения", так и явления, наблюдаемые при затемнении в двойных звездах, являются покрытиями. Однако использование термина "затмение" в этих контекстах общепринято.
В описании движения лун других планет, типа Юпитера, между затмениями и истинными покрытиями обычно делается различие.
Орбита Луны вокруг Земли наклонена к плоскости орбиты Земли вокруг Солнца лишь на 5°. Поэтому время от времени эти три тела оказываются в соединении. Тогда происходит затмение Солнца или Луны (см. иллюстрацию).
Солнечное затмение может происходить только в момент новолуния или очень близко к нему. Хотя Луна намного ближе к Земле, чем Солнце, их видимые диаметры почти равны (составляя примерно полградуса). Это совпадение делает возможными полные солнечные затмения, максимальная продолжительность которых составляет 7,5 мин. В то же время (поскольку орбиты Луны и Земли эллиптические, а не круговые) видимые размеры Солнца и Луны слегка изменяются. Отношение видимых диаметров Луны и Солнца характеризует "величину" солнечного затмения. Если солнечное затмение, которое могло бы быть полным, происходит тогда, когда видимый диаметр Луны меньше диаметра Солнца, то остается незатемненным кольцо cолнечного диска. Такое солнечное затмение называется "кольцеобразным".
Размер тени Луны на Земле составляет только несколько сотен километров. По мере того, как все три тела меняют свое положение, тень Луны проходит по изогнутой траектории на поверхности Земли. Полное затмение последовательно наблюдается в разных точках Земли, а в более широких областях по обе стороны от зоны полного затмения видно частное затмение. Частные затмения могут происходить и тогда, когда полное затмение не наблюдается ни в одной точке Земли.
В течение кратких моментов полного солнечного затмения наступает темнота и становятся видны внешние части Солнца - хромосфера и корона, свет которых обычно тонет в ярком свете фотосферы.
Лунные затмения происходят, когда Луна попадает в тень Земли. Они могут происходить только в фазе полнолуния и наблюдаются в любой точке, где Луна находится над горизонтом. Обычно Луна полностью не исчезает: ее диск освещен светом, рассеянным атмосферой Земли. Чаще всего в этом случае поверхность Луны приобретает глубокий красноватый оттенок. Полная тень (umbra), отбрасывемая Землей, окружена областью частичной тени, называемой полутенью (penumbra). На ранней и поздней стадии лунного затмения Луна входит в полутень. Возможны лунные затмения, которые являются только полутеневыми. Длина пути Луны через полную тень, деленная на видимый диаметр Луны, определяет "величину" лунного затмения.
Относительные движения Солнца, Земли и Луны таковы, что каждый год должны происходить по крайней мере два затмения Солнца (хотя большинство из них будет частными). Максимальное число затмений в году - семь, два или три из которых должны быть лунными.Теоретически возможно, что в два последовательных новолуния произойдут солнечные затмения, а между ними - лунное затмение. Однако лунные затмения в два последовательных полнолуния невозможны.
См: затменная двойная.

Затменная двойная (затменная переменная)
Двойная или кратная система звезд, полная яркость которой изменяется с регулярной цикличностью, поскольку с точки зрения земного наблюдателя компоненты системы в своем орбитальном движении проходят друг перед другом (см. иллюстрацию).
Если два компонента затменной двойной имеют разную светимость, то кривая общей светимости имеет первичный минимум (в точке A), когда более тусклая звезда проходит перед яркой, и вторичный минимум (в точке C), когда происходит обратное. Самый известный пример затменной двойной - Алголь.

Затменная переменная
См: затменная двойная

Захваченная атмосфера
Планетарная атмосфера, установившаяся в процессе планетообразования в результате аккреции и сохраняющаяся впоследствии.

Захваченное вращение
См: синхронное вращение.

Заход Солнца
Согласно формальному определению - время, когда видимый верхний лимб Солнца при уменьшении высоты Солнца находится на астрономическом горизонте.

Заяц (Lepus)
Одно из 48 созвездий, вошедших в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Созвездие лежит непосредственно к югу от созвездия Ориона, и, возможно, представляет зайца, преследуемого охотником. Это маленькое, но довольно заметное созвездие: оно содержит семь звезд ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4.

Звезда
Самосветящийся яркий газовый шар, в горячем ядре которого в ходе процессов ядерного синтеза генерируется энергия. Минимальная масса, которая требуется для образования звезды, составляет около одной двадцатой массы Солнца. Ниже этого предела гравитационная энергия, высвобождающаяся при уплотнении массы, недостаточна, чтобы поднять температуру до уровня, при котором может начаться реакция превращения водорода в гелий. Масса наиболее массивных из известных звезд составляет до 100 солнечных масс. Именно масса представляет собой тот основной фактор, который определяет температуру и светимость звезды в течение всего периода ее существования как звезды главной последовательности (когда ядерным топливом в ее ядре является водород). В химическом составе звезд преобладает водород, а другой основной компонентой является гелий. В Солнце, которое во многих отношениях представляет собой типичную звезду, содержится 94% атомов водорода и 5,9% гелия (на долю всех других элементов приходится 0,1%). По весу водородсоставляет 73%; 25% - гелий, 0,8% - углерод и 0,3% - кислород, а оставшиеся 0,9% - все другие элементы.
См: двойная звезда, диаграмма Герцшпрунга-Рессела, спектральный класс, эволюция звезд, переменная звезда.

Звезда P Лебедя
Необычная переменная звезда, спектральные линии которой имеют, в частности, характерный профиль, интерпретируемый как эффект поглощения в расширяющейся оболочке вокруг звезды.
P Лебедя - повторная новая. Она была зарегистрирована как звезда 3-й звездной величины в августе 1600 г. и сохраняла эту яркость в течение шести лет, после чего начала медленно угасать. Вторая вспышка, которая произошла около 1655 г., снова сопровождалась медленным исчезновением. Впоследствии яркость этой звезды колебалась около 6-й звездной величины, а с 1715 г. остается практически неизменной и равной примерно 5-й звездной величине.
Все линии в спектре P Лебедя двойные, состоящие из широкой эмиссионной линии и соседствующей с ней (ближе к фиолетовому концу спектра) более узкой линии поглощения. Поглощение происходит при прохождении света через окружающие звезду оболочки вещества, а излучение приходит от участков оболочек, расположенных для земного наблюдателя с обеих сторон от центральной звезды.
Доплеровский эффект, вызванный расширением оболочек, приводит к смещению эмиссионных линий и линий поглощения относительно друг друга. Детальный анализ показал, что имеются три различных оболочки, внешняя из которых пульсирует с 114-дневным периодом.
Подобные профили линий наблюдаются и в спектрах других объектов, окруженных расширяющимися оболочками. Они получили название профили типа P Лебедя.

Звезда R Северной Короны (R CrB)
Прототип группы пекулярных переменных звезд, для которых характерны внезапные и непредсказуемые падения яркости на несколько звездных величин. Сама звезда R Северной Короны обычно имеет звездную величину 5,8, но каждые несколько лет она становится звездой 9-й величины, погруженной в облако пыли, уносимой с нее сильным звездным "ветром". Известно около сорока звезд подобного типа, обычно сверхгигантов спектральных классов F или G.

Звезда SS433
Пекулярная звезда, которая под номером 433 вошла в каталог звезд с яркими спектральными линиями водорода, составленный К. Брюсом Стефенсоном и Николасом Сандуликом. Полагают, что она является двойной системой, в которой происходит аккреция вещества нейтронной звездой от более массивного нормального компаньона.
SS433 расположена на расстоянии 18000 световых лет и находится внутри остатка сверхновой W50, возраст которого, как предполагают, составляет около 40000 лет. Она видна как звезда 14-й звездной величины в созвездии Орла. В 1976 г. было обнаружено, что SS433 является источником рентгеновского излучения, а на следующий год было найдено и радиоизлучение. Оптический спектр звезды показывает сложную структуру с периодическими изменениями и свидетельствует о наличии пары выбросов, движущихся со скоростями, достигающими четверти скорости света. Детальный анализ спектра позволил точно определить массы обеих звезд. Масса компактного компонента равна 0,8 солнечной массы, что исключает возможность того, что он является черной дырой. Текущая масса компаньона, который быстро теряет вещество, оценена в 3,2 солнечной массы.
Нейтронная звезда и ее компаньон, принадлежащий к классу O- или B-звезд, обращаются относительно друг друга с периодом 13 дней. Вещество перетекает от компаньона на аккреционный диск вокруг нейтронной звезды. Чрезмерное нагревание заставляет некоторую часть вещества вырываться из центрального отверстия кольцеобразного аккреционного диска, образуя пару узких выбросов. Аккреционный диск прецессирует с периодом 164 суток, слегка колеблясь подобно оси волчка. Поэтому наблюдаемая с Земли скорость выбросов имеет регулярный 164-суточный цикл при спиральном распределении радиоизлучения.

Звезда Z Андромеды
См: симбиотические звезды.

Звезда Барнарда
Звезда 9-й величины в созвездии Змееносца, которая известна самым большим собственным движением, что было обнаружено американским астрономом Барнардом в 1916 г. По мере смещения звезды относительно Солнца ее положение на небе изменяется на 10,3 дуговых секунды в год. Это третья по близости к Солнцу звезда, находящаяся на расстоянии 5,88 светового года.
Возможные "колебания“ в движении звезды Барнарда одно время интерпретировались как свидетельство присутствия незамеченных планет, но это подозрение подтверждено не было.

Звезда ван Бисбрука
Компаньон звезды BD + 4°4048, который в момент открытия Георгом ван Бисбруком (1880-1974) имела наименьшую яркость из известных звезд. Ее абсолютная звездная величина составляет +18.
звезда ван Маанена
Близлежащая звезда 12-й звездной величины, открытая Адрианом ван Мааненом (1884-1946), относящаяся к белым карликам.

Звезда Вольфа-Райе
Член класса редких исключительно горячих звезд с поверхностными температурами 20000-50000 K. Их спектры показывают сильные и широкие эмиссионные линии: в WC-звездах доминирует углерод, а в WN-звездах преобладают эмиссионные линии азота. Предполагается, что химический состав звезд этих двух подгрупп различен. Эмиссионные линии, вероятно, возникают в быстро расширяющейся оболочке при потере звездой массы. Некоторые из звезд Вольфа-Райе являются центральными звездами планетарных туманностей, но их эволюционный статус до конца не понят.
Своим названием эти звезды обязаны двум французским астрономам XIX столетия - Шарлю Вольфу и Жоржу Райе.

Звезда гало
Звезда, принадлежащая к населению, образующему галактическое гало.

Звезда главной последовательности
Звезда, характеризующаяся таким сочетанием температуры и светимости, которое соответствует главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела.

Звезда Демона
См: Алголь.

Звезда диска
Звезда, находящаяся внутри диска спиральной галактики - в противоположность звезде, находящейся в галактическом гало.

Звезда Каптейна
M-звезда (HD 33793) 8-й звездной величины, известная своим относительно большим собственным движением, вторым по величине после звезды Барнарда (8,7 дуговых секунды в год), и высокой лучевой скоростью (245 км/сек). Эта звезда, находящаяся в южном созвездии Живописца на расстоянии 12,7 световых лет, относится к самым близким к Солнечной системе звездам. Ее необычные свойства были открыты в 1897 г. голландским астрономом Я. К. Каптейном (1851-1922).

Звезда Кеплера
Сверхновая в созвездии Змееносца, наблюдавшаяся в октябре 1604 г., положение которой было определено Иоганном Кеплером. Звезда достигла максимальной звездной величины около -2,5, а характер изменения ее светимости говорит о том, что это была сверхновая типа I. Остаток звезды Кеплера в настоящее время наблюдается как радиоисточник; обнаружен и слабый оптический остаток.
звезда класса A с металлическими линиями
A-звезда, в спектре которой имеются необычно сильные линии тяжелых элементов, включая редкоземельные. Линии кальция и скандия, вообще говоря, выражены слабее обычного.

зВезда класса Ae
A-звезда, в спектре которой имеются эмиссионные линии водорода, наложенные на линии поглощения. Излучение в линии водорода может возникнуть в результате взаимодействия между двумя компонентами близкой двойной системы.

Звезда класса Am
А-звезда, которая имеет в своем спектре необычно сильные линии поглощения некоторых элементов, особенно металлов (например, железа и никеля), и слабые линии кальция и скандия. Эти особенности, как полагают, являются следствием вертикального расслоения, при котором некоторые элементы накапливаются в устойчивых внешних слоях медленно вращающейся звезды. Эти звезды называют также А-звездами с металлическими линиями.

Звезда класса Ap
А-звезда с необычным спектром (буква "p" означает “пекулярный” ), в котором линии поглощения некоторых элементов исключительно сильны. Самые горячие звезды этого вида принадлежат к спектральному классу B и обозначаются как Bp-звезды. Имеется несколько типов Bp- и Ар-звезд с различными характеристиками. В их спектре наблюдаются линии кремния, марганца, ртути, хрома, европия и стронция. Почти все они имеют сильные магнитные поля, а для некоторых характерны изменения в спектрах.

Звезда класса B
Звезда спектрального класса B. B-звезды имеет поверхностные температуры в пределах 11000 - 25000 K и голубовато-белый цвет. Наиболее характерные особенности их спектра линии поглощения нейтрального гелия. Представлены также бальмеровские линии водорода, более интенсивные у более холодных звезд. Примерами B-звезд могут служить Ригель и Спика.

Звезда класса Be
B-звезда, в спектре которой имеются эмиссионные линии водорода, наложенные на линии поглощения. Сверхгиганты, которые могут иметь такие же эмиссионные линии, в эту классификационную группу не входят.

Звезда класса Bp
См: Звезда класса Ap

Звезда класса CH
Гигантская звезда спектрального класса G или K, которая показывает в спектре особенно сильные полосы молекул CH.

Звезда класса CN
Звезда, в спектре которой исключительно сильны полосы молекул циана (CN).

Звезда класса F
Звезда спектрального класса F. F-звезды главной последовательности имеют поверхностные температуры порядка 6000-7400 K. Их спектры характеризуются сильными линиями поглощения ионизированного кальция ( линии H и K), которые выражены сильнее, чем водородные линии. Имеется также много довольно сильных линий поглощения, связанных с железом и другими тяжелыми элементами. Примерами F-звезд являются Процион и Полярная.

Звезда класса G
Звезда спектрального класса G. G-звезды главной последовательности имеют температуру в диапазоне 4900-6000 K и желтый цвет. В их спектрах много линий поглощения нейтральных и ионизированных металлов, а также некоторые молекулярные полосы. Солнце - типичная карликовая G-звезда; Капелла - пример гигантской G-звезды.

Звезда класса J
См: углеродная звезда.

Звезда класса K
Звезда спектрального класса K. K-звезды имеют поверхностные температуры в диапазоне 3500- 4900 K и оранжевый цвет. В их спектре выделяются линии нейтрального и ионизированного кальция; имеются также многочисленные линии нейтральных металлов и молекулярные полосы, лежащие, в частности, в холодном конце диапазона. Примеры K-звезд - Арктур и Альдебаран.

Звезда класса M
Звезда спектрального класса M. M-звезды имеют поверхностные температуры в диапазоне 2400- 3480 K и красный цвет. В их спектрах ясно выражены молекулярные полосы, в частности, полосы окиси титана (TiO). Примерами М-звезд являются самая близкая к Солнечной системе звезда-карлик Проксима Центавра и сверхгигант Антарес.

Звезда класса N
Устаревшее обозначение для звезд, в настоящее время включенных в группу углеродных звезд. Звезды N-типа попадают в классы C6 - C9.

Звезда класса O
Звезда спектрального класса O. O-звезды имеет поверхностные температуры в диапазоне от 28000 до 50000 K и голубовато-белый цвет. Их спектры характеризуются линиями нейтрального и ионизированного гелия; обычно существуют и эмиссионные линии. Четыре самых ярких O-звезды в небе - Дельта (δ) и Дзета (ζ) Ориона, самые восточные звезды пояса Ориона, и две южных звезды, Дзета (ζ) Кормы и Gamma2 (γ2) Парусов.

Звезда класса Of
O-звезда, в спектре которой выражены эмиссионные линии, главным образом гелия и азота.
См: спектральный класс.

зВезда класса R
Спектральный класс в звездной классификации, раньше считавшийся самостоятельным, а теперь включенный в класс углеродных звезд.

Звезда класса S
Холодная гигантская звезда спектрального класса K или M, которая показывает в спектре заметные полосы поглощения молекул окиси циркония (ZrO). S-звезды часто имеют также полосы окиси лантана (LaO), окиси иттрия (YO) и окиси ванадия (VO). В нормальных M-звездах наиболее заметные молекулярные полосы принадлежат окиси титана (TiO). Преобладание ZrO в S-звездах отражает высокое отношение содержания углерода к кислороду и большую распространенность циркония. Цирконий и другие более тяжелые элементы являются продуктами ядерных реакций во внутренних слоях звезды, которые были вынесены на поверхность.

Звезда класса WC
См: звезда Вольфа-Райе.

Звезда класса WN
См: звезда Вольфа-Райе.

Звезда класса А
Звезда спектрального класса A. А-звезды имеют температуру поверхности от 7500 до 11000 K и белый цвет. Для их спектров поглощения наиболее характерны бальмеровские линии водорода. Присутствуют также линии более тяжелых элементов типа железа, особенно в более холодном конце температурного диапазона. Примеры таких звезд Сириус и Вега.

Звезда "перед главной последовательностью"
Звезда в процессе образования, которая прошла стадию протозвезды, но еще не достигла точки, где начинается реакция превращения водорода в гелий и звезда перемещается на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела.
Протозвезда превращается в звезду "перед главной последовательностью", когда ее ядро становится достаточно горячим и плотным, чтобы достичь состояния гидростатического равновесия. На этой стадии главным механизмом передачи энергии внутри звезды становится не излучение, а конвекция. Основным источником энергии теперь является гравитационный коллапс, а сжатие продолжается до тех пор, пока температура и плотность не окажутся достаточно высокими для того, чтобы начала доминировать реакция водородного синтеза. После этого сжатие прекращается.
Звезды в процессе формирования окружены толстыми оболочками затеняющей их пыли, так что обнаружить их можно только в инфракрасном или миллиметровом диапазоне. Но в конечном счете звездный ветер или лучистое давление уносят пыль в межзвездное пространство, где она разрушается, включаясь в состав межзвездной среды или образуя планетарные системы.

Звезда Пласкетта
Спектрально-двойная звезда 6-й звездной величины в созвездии Единорога. В 1922 г. канадский астроном Дж. С. Пласкетт обнаружил, что каждый компонент этой звезды имеет исключительно высокую массу, оцененную в 55 солнечных масс.

зВезда позднего типа
Относительно холодная звезда, напрмер, звезда одного из спектральных классов K и M. Название может ввести в заблуждение, поскольку оно сохранилось с того времени, когда главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела рассматривалась как эволюционный трек. Однако термин все еще достаточно широко используется, и в этом случае горячие звезды по аналогии описываются как "ранние".

Звезда поля
Звезда, которая появляется в том же поле зрения, что и звездное скопление, но не является членом этого скопления. Такое соединение является случайным совпадением, а сама звезда поля находится ближе или дальше, чем скопление.

Звезда Пшибыльского
Чрезвычайно пекулярная A-звезда HD101065, обычно связываемая с именем польского астронома, который первым обратил внимание на ее необычный спектр.

Звезда раннего типа
Устаревшый термин, относящийся к самому горячему и наиболее массивному типу звезд, обычно спектральных классов O, B и A. Название отражает существовавшее ранее мнение (теперь, как известно, отвергнутое), что последовательность спектральных классов от горячих к холодным представляет эволюцию звезд во времени. Несмотря на то, что такой термин может ввести в заблуждение, он все еще используется довольно часто.

Звезда с оболочкой
B-звезда с характерным спектром, в котором на нормальный спектр широких линий поглощения наложены резкие линии поглощения, по бокам которых располагаются эмиссионные "крылья". Характер спектра можно объяснить присутствием кольца околозвездного вещества, возникшего, вероятно, в результате быстрого вращения звезды. Примером такой звезды является Плейона в Плеядах.

Звезда с эмиссионным линейчатым спектром
Любая звезда, которая показывает в спектре эмиссионные линии в дополнение к линиям поглощения или вместо них. Символ "e" в обозначении спектрального класса (например, B5e) отвечает наличию эмиссионных линий.
Звезды Вольфа-Райе, самые горячие из всех звезд, имеют спектры, полностью образованные эмиссионными линиями. Эмиссионные линии появляются в спектрах некоторых O-звезд и B-звезд, а также в более холодном конце спектрального диапазона - у некоторых M-звезд и холодных переменных звезд типа Миры.

Звезда типа AM Геркулеса
См: полары.

Звезда типа BY Дракона
Тип вспыхивающих звезды, в которых имеются небольшие регулярные изменения яркости в течение спокойной фазы между вспышками. Группа названа по имени прототипа - звезды 8-й звездной величины.
Звезды типа BY Дракона - красные карлики, спектрального класса K или M. Среди известных звезд этого типа большая часть определенно относится к в двойным системам. Вариабельность излучения, которая составляет не больше нескольких сотых от максимальной величины и имеет период порядка нескольких дней, как полагают, является следствием того, что на на поверхности вращающейся звезды имеется светящееся пятно.
См: звезда типа UV Кита.

Звезда типа DQ Геркулеса
См: полары.

Звезда типа FU Ориона
Тип переменных звезд, характеризующихся увеличением яркости на пять или шесть величин на время порядка года, после чего следует длинный (в несколько десятков лет) период постоянства или медленного уменьшения яркости. Эти звезды являются сверхгигантами спектральных классов F и G, окруженными пылью и туманностями.

Звезда типа RR Лиры
Категория пульсирующих переменных звезд, принадлежащих к относительно старым звездам населения типа II. Такие звезды найдены, в частности, в шаровых скоплениях, хотя и не только в них. Подобные цефеидам, они тем не менее значительно слабее (с разницей до 7 звездных величин). Все они имеют приблизительно одну и ту же абсолютную звездную величину, равную +0,5. Эта особенность позволяет использовать их при определении космических расстояний, хотя на практике возможность таких измерений ограничена небольшой светимостью таких звезд. Периоды звезд типа RR Лиры лежат в диапазоне от нескольких часов до одних суток при амплитудах порядка 0,2 - 2,0 звездной величины. Их спектральный класс - обычно A или F. У некоторых звезд типа RR Лиры амплитуда и фаза подвержены медленным модулированным изменениям с более длинным периодом (20 - 200 суток). Такие звезды известны как переменные Блажко. Самая яркая среди таких звезд - сама RR Лиры, основной период которой (0,567 суток) модулируется с периодом 41 день.

Звезда типа RS Гончих Псов
Член класса переменных звезд, которые являются как затменными переменными, так и переменными вне затмения. Оба члена таких двойных систем, как правило, представляют собой G-звезды (хотя иногда это могут быть F- или K-звезды), а характер их активности напоминает солнечную активность. Изменение яркости вне затмения, как полагают, вызвано обширными "звездными пятнами", которые при вращении звезды то появляются, то исчезают из вида. У таких звезд обнаружено рентгеновское излучение горячей короны и время от времени наблюдаются мощные вспышки, подобные тем, которые возникают на Солнце .

Звезда типа RV Тельца
Член класса пульсирующих переменных звезд. Звезды типа RV Тельца - сверхгиганты спектральных классов F, G или K, показывающие изменение яркости до четырех звездных величин, но с переменными минимумами, которые выражены то больше, то меньше. Их периоды лежат в диапазоне от 30 до 150 суток. Имеются свидетельства того, что эти звезды быстро теряют массу путем образования "звездного ветра", так что они могут быть предшественниками планетарных туманностей. Они имеют характеристики старых развитых звезд, а некоторые звезды типа RV Тельца находятся в шаровых скоплениях.

Звезда типа S Золотой Рыбы
Альтернативное название звезды типа P Лебедя. Сама звезда S Золотой Рыбы - нерегулярная переменная звезда в Большом Магеллановом Облаке, имеющая в настоящее время 11-ю звездную величину. По своей массе эта звезда примерно в 60 раз превосходит Солнце, а по яркости сравнима с новыми.

Звезда типа SS Лебедя
Тип карликовых новых, длительность вспышек которых составляет несколько суток.

Звезда типа SU Большой Медведицы
Тип карликовых новых, для которых характерны регулярные вспышки длительностью в нескольких дней и случайные вспышки, которые на две звездные величины ярче и в пять раз длительнее регулярных.

Звезда типа UV Кита
См: вспыхивающая звезда.

Звезда типа VV Цефея
Член класса сверхгигантов с эмиссионным линейчатым спектром. Такие звезды представляют собой сверхгиганты спектральных классов G или M и, кроме того, являются горячими B-звездами. Всего их известно менее двадцати.

Звезда типа W Большой Медведицы
Член класса затменных переменных звезд, в которых оба компонента являются звездами спектральных классов F или G примерно одинаковой яркости и находящимися почти в контакте. Первичный и вторичный минимумы световой кривой таких звезд практически равны, а их период обычно составляет несколько часов.

Звезда типа W Девы
См: цефеиды.

Звезда типа YY Ориона
Подкласс звезд, относящихся к классу звезд типа T Тельца и характеризующихся особой формой эмиссионной линии с "крылом поглощения" на красной стороне. Профили линий меняются с периодом в несколько дней. Возможно, что к этому подклассу принадлежит около половины всех звезд типа T Тельца.
Теги: Большой астрономический словарь
Просмотров: 54 | Добавил: creditor | Теги: Большой астрономический словарь | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
avatar
close