13:40 Большой астрономический словарь | |
| Звезда типа ZZ Кита Пульсирующая переменная звезда, белый карлик. Амплитуда изменений яркости звезд типа ZZ Кита лежит в пределах 0,05 - 0,3 звездной величины, а диапазон их периодов охватывает от 30 сек. до получаса. Звезда типа Беты Большого Пса Тип гигантских B-звезд, которые имеют короткопериодические изменения яркости и спектра. Звезды такого типа пульсируют и поэтому являются переменными. Их периоды меньше семи часов, а изменение яркости не более одной десятой. Первая обнаруженная звезда такого типа - Бета Цефея, так что члены этого класса переменных известны также как звезды типа Беты Цефея. Звезда типа Беты Лиры Тип переменных двойных звезд, прототипом которого является Бета Лиры. Оба компонента двойной системы массивны, но один из них расширился, заполнив свою часть полости Роша. Это заставляет вещество перетекать к другой звезде, которая поэтому окружена затеняющим ее аккреционным диском. звезда типа Дельты Дельфина Член группы ярких звезд спектральных классов A и F, характеризующихся слабыми линиями поглощения кальция в спектрах. Дельта Дельфина - самая яркая из этой группы и поэтому считается прототипом. Некоторые звезды этой группы являются переменными с малой амплитудой и коротким периодом изменения блеска, подобно звездам типа Дельты Щита. Они могут относиться также к Am- звездам. Звезда типа Дельты Щита Переменная звезда с короткопериодической пульсацией. Прототипом группы является Дельта Щита, изменение блеска которой было обнаружено в 1935 г. Обычно периоды пульсаций меньше восьми часов, а изменения блеска составляют только несколько сотых, что не воспринимается невооруженным глазом. Звезды этого типа также известны как карликовые цефеиды или звезды типа AI Парусов. Звезда типа Миры Член класса долгопериодических переменных звезд, прототипом которого является Мира. Звезда Тихо Браге Сверхновая в созвездии Кассиопеи, которую в 1572 г. наблюдал Тихо Браге. В период максимальной яркости она соперничала с Венерой и была видна при дневном свете. Остаток сверхновой является сильным рентгеновским и радиоисточником; мощные оптические телескопы позволяют увидеть едва различимую расширяющуюся газовую оболочку. Звезда, видимая невооруженным глазом Звезда, которую, вообще говоря, можно наблюдать без помощи телескопа. В идеальных условиях невооруженным глазом можно наблюдать звезды примерно до шестой звездной величины, но на практике это случается редко (в безлунные ночи при абсолютно чистом небе и вдали от источников искусственного освещения). Звезда-гостья Выражение, используемое в древности китайскими астрономами для появлений новых, сверхновых и комет. зВёздная величина Мера яркости звезды или другого небесного объекта. На шкале звездных величин меньшие числа соответствуют объектам с большей яркостью. Первоначально понятие звездной величины была введено для качественной классификации видимой яркости звезд. Греческий астроном Гиппарх (ок. 120 г. до н.э.) ранжировал звезды на шкале звездных величин от "первой" для самых ярких звезд до "шестой" (для тех, которые едва различимы невооруженным глазом). Это качественное описание в середине XIX в. было формализовано. К этому времени уже появилось понимание того, что каждая ступень на шкале звездных величин соответствует некоторому отношению яркостей. Другими словами, это означает, что шкала звездных величин является логарифмической. В 1856 г. Н.Р. Погсон предложил, чтобы разности звездных величин, равной 5, соответствовало отношение яркостей 100:1, и эта система теперь является общепринятой. Если две звезды отличаются на одну звездную величину, то их яркости относятся как корень пятой степени из 100, т.е. 2,512. Это число называют отношением Погсона. Нулевую точку шкалы установили, присвоив стандартные звездные величины небольшой группе звезд вблизи северного полюса мира, названной Северным полярным рядом. Яркость звезд при наблюдении с Земли, и, следовательно, их видимая звездная величина, зависит как от их собственной светимости, так и от расстояния до них. Абсолютная звездная величина - мера собственной светимости на шкале звездных величин, определяемая как видимая звездная величина, которую имел бы объект, удаленный на расстояние десять парсеков. Звездная величина объекта изменяется при изменении диапазона длин волн, в котором наблюдается его излучение. Визуальная звездная величина соответствует нормальной чувствительности человеческого глаза. Понятие фотографической звездной величины обычно относится к реакции стандартной фотографической эмульсии, которая в основном проявляется в синей и фиолетовой части спектра. Однако различные фотографические материалы могут иметь очень разные цветовые реакции, поэтому указанные звездные величины должны включать информацию о методе измерения. Болометрические звездные величины учитывают все излучение - как в видимом, так и в невидимых диапазонах спектра. Звездная величина, измеренная в определенном диапазоне длин волн, часто описывается как "цвет". Для точного определения "цветовых" звездных величин используется фотометрия. Звёздная диагональ См: диагональ. Звёздное время Время, измеряемое по вращению Земли относительно звезд (а не по вращению относительно Солнца, как при отсчете гражданского времени). Местное звездное время в некотором месте определяется прямым восхождением меридиана. Таким образом, звездное время непосредственно определяет, какой небесный объект с известным прямым восхождением является видимым в данный момент. По этой причине обсерватории обычно пользуются звездными часами. Звёздное население Два обширных класса, на которые в нашей и других галактиках подразделяются звезды и связанные с ними туманности. Эти классы построены в соответствии с целым рядом критериев, касающихся динамических свойств и химического состава объектов и известны как "население типа I и II". Население типа I является более молодым, а его члены расположены в основном в рукавах спиральных галактик. Оно включает яркие горячие звезды главной последовательности, рассеянные звездные скопления и связанные с ними межзвездные облака. Принадлежащие к этому населению объекты относительно богаты металлом и находятся на почти круговых орбитах, лежащих в галактической плоскости. К населению типа I принадлежит Солнце и близкие звезды. Население типа II обладает характеристиками более старого поколения. Обычно к нему принадлежат звезды, нааходящиеся на более поздних стадиях эволюции при низких концентрациях тяжелых элементов. Такие звезды находятся в эллиптических галактиках, а также в центральной части и гало спиральных галактик. К населению типа II относятся также шаровые скопления. Иногда для гипотетического класса объектов, относящегося к самой ранней стадии жизни Галактики (теперь полностью исчезнувшего), употребляется термин "население типа III". Звёздное облако Область неба, в частности, в Млечном Пути, где близко друг к другу расположено большое количество звезд, что создает впечатление облака. Звёздное скопление Группа физически связанных звезд, предположительно имеющих общее происхождение. Различают два основных типа скоплений - рассеянные скопления и шаровые скопления. Очень молодые звезды часто находятся в менее связанных группировках, называемых ассоциациями. Звёздные сутки Период вращения Земли относительно звезд (рассматриваемых в этом случае в качестве системы отсчета), формально определенный как интервал времени между двумя последовательными прохождениями равноденствия каталога (то есть нуля прямого восхождения). Длина звездных суток - 23 часа 56 мин. 4 сек. Звёздный атлас Собрание карт и схем, на которых показано положение звезд и других астрономических объектов на небесный сфере. Звёздный ветер Потеря массы звезды, происходящая в виде непрерывного оттока частиц. Звездный ветер с низкими скоростями оттока наблюдается у большинства холодных сверхгигантов. Такой ветер обнаруживается и в системах двойных звезд, где он порождает линии поглощения в спектре звезды-компаньона. Однако для самых горячих звезд скорость потери массы очень высока, и в течение своей жизни они могут потерять значительную часть первоначальной массы в виде звездного ветра (его скорость в этом случае достигает сотен и даже тысяч километров в секунду). См: солнечный ветер. Звёздный интерферометр Майкельсона Серия интерферометрических приборов, построенных A.A. Майкельсоном (1852-1931) для измерения диаметров звезд, которые не могут быть измерены непосредственно с помощью наземных телескопов. В самом простом варианте объектив телескопа закрывается экраном с двумя отверстиями. Если бы звезда была точечным источником света, то изображение имело бы вид круга, пересеченного темными полосами. Если же источник имеет конечный угловой диаметр a, то при определенном расстоянии между отверстиями полосы исчезнут, и этот факт можно использовать для определения a. При длине волны света l полосы исчезают, когда отверстия разделены расстоянием 1,22l/a. Хотя теоретически все достаточно просто, на практике возникают большие трудности. В самом успешном эксперименте в Маунт-Вилсоновской обсерватории Майкельсон использовал 2,54-метровый Телескоп Хукера, установив на его стойках пару зеркал так, чтобы иметь возможность изменять нужное расстояние. (На самом деле в этом эксперименте размер объектива телескопа не имел значения. Майкельсон использовал Телескоп Хукера только потому, что он был достаточно прочен, чтобы нести вес дополнительной конструкции.) Звездный интерферометр Майкельсона применялся мало в связи с тем, что достаточную яркость имеют лишь несколько звезд. В результате были измерены угловые диаметры шести звезд, в том числе Бетельгейзе. Звёздный интрферометр Брауна-Твисса Интрферометр, разработанный Р. Хенбюри Брауном и Ричардом К. Твиссом для измерения угловых диаметров ярких звезд. Первые результаты были получены в 1956 г. Единственый прибор такого типа - тот, который они создали в Наррабрайской обсерватории в Австралии. Два коллектора потоков, каждый из которых состоит из нескольких сотен маленьких зеркал и имеет 6,5 метров в диаметре, были установлены на вагонетках на круговом пути радиусом 94 м. Интерферометр работал на длине волны 433 нм, а минимальный измеряемый диаметр составил около 0,0005 дуговой секунды. Было обследовано около сотни звезд, причем самая слабая имела звездную величину 2,5. Диаметры оценивались на основе анализа корреляции колебаний интенсивности в двух коллекторах световых потоков по отношению к расстоянию между ними. Звёздный каталог Сводка информации относительно звезд, обычно дающая для идентификации каждого объекта его положение и звездную величину вместе с физическими или наблюдательными данными того или иного вида. Каталоги могут содержать все звезды в диапазоне до некоторого предела звездных величин или звезды, отобранные по некоторому признаку (например, звезды, принадлежащие к двойным системам). "Звёздный каталог SAO" Звездный каталог Смитсоновской астрофизической обсерватории. Этот генеральный каталог содержит 259000 звезд до 9-й звездной величины. Он был издан в 1966 г.; эпоха приведенных положений звезд- 1950.0. Звёздный каталог-путеводитель Каталог 18819291 небесных объектов, созданный для Космического телескопа “Хаббл” в качестве базы данных. Это самый большой из когда-либо составленных каталогов небесных объектов. Он включает 15 миллионов звезд и свыше трех миллионов галактик. Звёздный след Яркий штрих на фотографии ночного неба с длительной экспозицией, сделанной фотокамерой, в которой не предусмотрено отслеживание видимого движения звезд. Эти следы представлябит собой "удлиненные изображения" звезд при вращении Земли. Звездотрясение Внезапный разлом во внешней коре нейтронной звезды, подобный землетрясению. "Звездотрясение" изменяет момент инерции вращающейся звезды, что приводит к резкому изменению ее периода, которое наблюдается как сбой. Звёзды типа T Тельца Тип очень молодых звезд на ранней стадии эволюции, в которых все еще продолжается процесс уплотнения. Сама звезда T Тельца является нерегулярной переменной и лежит в пределах темного облака пыли в созвездии Тельца. Все звезды типа T Тельца изменяется нерегулярно. Их линейчатые cпектры поглощения показывают, что поверхностные температуры находятся в диапазоне 3500-7000 K. Такие звезды обнаружены в плотных межзвездных облаках, обычно недалеко от молодых O- или B-звезд главной последовательности, однако звезды типа T Тельца гораздо ярче звезд главной последовательности той же температуры. В их спектрах присутствуют также сильные эмиссионные линии, обязанные своим происхождением разреженной оболочке вокруг звезды. По сильному инфракрасному излучению, которое характерно для звезд типа T Тельца, было идентифицировано довольно много таких звезд, особенно в пылевом облаке Ро Змееносца. Рассеянные группы звезд типа T Тельца известны как T-ассоциации. У звезд типа T Тельца обнаружены сильные биполярные оттоки со скоростями в несколько сотен километров в секунду. Там, где этот поток сжимает и нагревает межзвездный газ, появляются светящиеся туманности, наблюдаемые как объекты Хербига-Аро. Звёзды типа U Близнецов См: карликовая новая. Зелёный луч Явление, которое может наблюдаться в момент захода Солнца над чистым горизонтом, особенно над морем. В результате преломления света в земной атмосфере последний видимый фрагмент Солнца, погружаясь ниже горизонта, кажется "вырвавшимся на свободу" и перед исчезновением наблюдается в виде мгновенной зеленой вспышки. Явление многократно регистрировалось как визуально, так и фотографически. Земля Третья планета от Солнца. С точки зрения астрономии, Земля принадлежит к группе земных планет, которая включает также Меркурий, Венеру и Марс. Земля часто сравнивается именно с этой группой, а также с Луной, поскольку их происхождение, структура и эволюция одинаковы. Земля занимает промежуточное место по плотности атмосферы между Венерой и Марсом. Она уникальна в том отношении, что обладает обширными запасами жидкой воды. Сложное взаимодействие между океаном, атмосферой и планетарной поверхностью определяет ее энергетический баланс и температурный режим. Облачный покров обычно закрывает около 50% поверхности, и теплота, остающаяся внутри атмосферы ( парниковый эффект), поднимает среднюю температуру более чем на 30 градусов. Состав атмосферы в настоящее время: 77% молекулярного азота, 21% молекулярного кислорода, 1% паров воды воды и 0,9% аргона. Углекислота - наиболее важная следовая компонента атмосферного воздуха. Высокая концентрация кислорода (возникшая примерно 2000 млн. лет назад) является прямым результатом существования растений. Присутствие кислорода позволило сформироваться в верхних слоях атмосферы озонному слою, который экранирует поверхность планеты от солнечного ультрафиолетового излучения, вредного для жизни. Земля - единственая из главных планет, которая достоверно является геологически активной. Крупномасштабные детали ее поверхности возникли в процессе создания, относительного движения, взаимодействия и разрушения небольшого числа (порядка десяти) корковых плит, составляющих литосферу планеты, которые скользят по лежащей ниже менее жесткой астеносфере. Столкновения плит приводят к появлению гор, а по границам плит лежат зоны сейсмической активности. Характер распространения сейсмических волн, возникающих во время землетрясений, позволяет судить о внутренней структуре Земли. В ее середине имеется металлическое ядро, состоящее из расплавленного железа и никеля, возможно с твердым центром. Температура в центре Земли - около 4000°C. Ядро окружено силикатной мантией. Кора имеет толщину около 10 км под океанами и примерно 30 км там, где расположены континенты. По планетарным понятиям поверхность Земли очень молода. Базальтовые породы, формирующие дно океанов, - одни из самых молодых. Докембрийские щиты, которые занимают около 10% поверхности, самые старые и наиболее близкие к покрытой кратерами поверхности других планет. Погодные процессы сгладили на поверхности Земли все следы имевшихся на ней когда-то кратеров, за исключением лишь нескольких. Наличие расплавленного металлического ядра приводит к появлению магнитного поля и магнитосферы Земли. Слой электрически заряженных частиц на высотах между 50 и 600 км представляет собой ионосферу. Перемещение заряженных частиц по магнитным силовым линиям к полярным областям на широтах от 60 до 75° приводит к появлению полярных сияний. Измерения со спутников показали, что Земля является интенсивным источником радиоволн в километровом диапазоне, хотя такие волны генерируются высоко и на уровне земной поверхности не обнаружены. См.: Таблица 5 и Таблица 6. Земля (terra, мн. terrae) Обширный массив на планетарной поверхности. Светлые возвышенные области Луны иногда называются "землями" в отличие от более темных морей. Земля Афродиты (Aphrodite Terra) Возвышенная область на поверхности Венеры, примерно эквивалентная по площади африканскому континенту. Земля Иштар (Ishtar Terra) Одна из главных возвышенных областей на планете Венера, сопоставимая по размерам с Австралийским континентом. В ее состав входят самые высокие горные пики на Венере - горы Максвелла. Земное динамическое время См: динамическое время. Зенит Точка небесной сферы, расположенная непосредственно над головой наблюдателя. Астрономический зенит формально определяется как пересечение отвесной линии с небесной сферой. Геоцентрический зенит - пересечение с небесной сферой линии, идущей от центра Земли через точку положения наблюдателя. Геодезический зенит находится на линии, нормальной к геодезическому эллипсоиду или сфероиду в точке положения наблюдателя. Зенитная труба Телескоп с вертикальным наведением, предназначенный для позиционных измерений звезд, проходящих через зенит или находящихся вблизи него. Зенитная часовая интенсивность (ЗЧИ) Гипотетическая интенсивность данного метеорного потока, с которой метеоры (яркостью выше звездной величины 6,5) наблюдались бы опытным наблюдателем в ясном небе, если бы радиант потока был расположен в зените. Чем ниже угол возвышения радианта, тем ниже наблюдаемая интенсивность. В первом приближении можно считать, что отношение наблюдаемой интенсивности к зенитной равно синусу угла возвышения радианта. Зенитное расстояние Угловое расстояние от зенита до заданной точки на небесной сфере, измеренное по большому кругу. зеркало Элемент оптической системы, предназначенный для отражения света или других типов электромагнитного излучения. Высокая степень точности и отражательной способности, необходимая для астрономических зеркал в оптических телескопах, достигается шлифовкой и полировкой стекла до получения нужной формы. Затем поверхность покрывается тонким слоем алюминия. Раньше вместо алюминия использовалось серебро, но оно оказалось менее стойким и окисляется быстрее, чем алюминий. Если свет падает на границу стекло/воздух, то часть его отражается, часть проходит , а часть поглощается. Зеркала предназначены для того, чтобы отражалась максимально возможная часть падающего потока. Сильное внутреннее отражение может происходить на поверхности стеклянной призмы. Это явление используется, например, в призматических биноклях. Зигена Астероид 386 диаметром 204 км, открытый в 1894 г. Максом Вольфом. Зимнее солнцестояние См: солнцестояние. Змееносец (Ophiuchus) Большое созвездие, расположенное по обе стороны небесного экватора. Входило в перечень 48 созвездий, внесенных Птолемеем (ок. 140 г. н.э.) в его знаменитый список. Мифологическая фигура, держащая змею, иногда отождествляется с врачевателем Эскулапом. Хотя созвездие Змееносца традиционно и не относится к зодиакальным, через его южную часть проходит эклиптика. Созвездие содержит пять звезд второй звездной величины и семь - третьей. В созвездии Змееносеца находится Звезда Барнарда. См.: Таблица 4. Змея (Serpens) Одно из 48 созвездий, внесенных в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Это созвездие уникально в том отношении, что оно разделено на две части, лежащие по обе стороны от созвездия Змееносца. Одна из частей называется Головой Змеи (Serpens Caput), а другая - Хвостом Змеи (Serpens Cauda). В целом созвездие Змеи содержит девять звезд ярче 4-й звездной величины. См.: Таблица 4. Зодиак Пояс из двенадцати созвездий, через который проходит эклиптика - путь Солнца на небесной сфере. В число этих созвездий входят Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей и Рыбы. Хотя раньше эклиптика проходила только через эти двенадцать созвездий, в настоящее время из-за влияния прецессии и в результате уточнения границ созвездий оказалось, что она проходит также через тринадцатое созвездие - Змееносца. Поскольку орбиты всех планет, кроме Плутона, лежат почти в одной плоскости, видимые пути планет всегда остаются в пределах зодиакальных созвездий или близки к ним. В астрологии зодиак традиционно разделяется на двенадцать равных 30-градусных частей, каждая из которых связывается с определенным "знаком Зодиака", однако точного соответствия астрономическим созвездиям, которые имеют неодинаковые размеры, у этих частей нет. Влияние прецессии приводит к дальнейшему увеличению несоответствия между истинным положением Солнца и астрологическими знаками. Зодиакальная полоса См: зодиакальный свет. Зодиакальное пылевое облако Разреженное плоское облако из силикатных пылевых частиц во внутренней части Солнечной системы. Предполагается, что оно образовалось из вещества комет и в результате столкновений космических тел в поясе астероидов. Зодиакальный каталог (ZC) Популярное название каталога 3539 ярких звезд, лежащих не далее 8° от эклиптики. Он был составлен Джеймсом Робертсоном и издан в 1940 г. как Том X, Часть II Астрономических статей, подготовленных для Американского эфемеридного и навигационного альманаха. Каталог включает все звезды ярче звездной величины 7,0 и 313 звезд до звездной величины 8,5. Он используется, в частности, для расчета положений звезд при предсказании и анализе покрытий. Зодиакальный свет Слабый конус света в плоскости эклиптики, видимый в небе в ясные безлунные ночи на западе (после заката) или на востоке (непосредственно перед восходом Солнца). Он вызывается рассеянием солнечного света частицами пыли микронных размеров в зодиакальном пылевом облаке в плоскости Солнечной системы. Очень слабый зодиакальный свет наблюдается вокруг всей эклиптики, так что это явление иногда называют зодиакальной полосой. В направлении, прямо противоположном Солнцу, наблюдается усиление зодиакального света. В этом случае явление называют противосиянием. Золотая Рыба (Dorado) Южное созвездие, введенное, вероятно, мореплавателями XVI в. и включенное Иоганном Байером в его атлас "Уранометрия", изданный в 1603 г. Звезды этого созвездия незаметны, но на его южной границе с созвездием Столовой Горы лежит Большое Магелланово Облако. См.: Таблица 4. Зона избегания Область неба около плоскости Млечного Пути, где поглощение межзвездной пылью настолько велико, что нельзя увидеть ни одной галактики. "Зонд" Одна из серий советских автоматических межпланетных станций, запущенная в 1963-1970 гг. "Зонд-1 и -2" пролетели вблизи Венеры и Марса соответственно, но на Землю данных не передали. "Зонд-3" в 1965 г. сфотографировал обратную сторону Луны. "Зонд-4" потерпел неудачу. "Зонд-5, -6, -7 и -8" совершили облеты Луны с возвращением на Землю. Зонд "Гюйгенс" См: проект "Кассини". "Зонд космического фона" Астрономический спутник "COBE" (COBE - Cosmic Background Explorer), запущенный NASA в 1989 г. В его задачи входило сканирование неба и картирование диффузных источников излучения дальнего инфракрасного и миллиметрового диапазона. С его помощью была измерена температура космического фонового излучения, которая оказалась равной 2,73 K, и было подтверждено, что это излучение по своему происхождению является полностью тепловым излучением в соответствии с теорией "горячего" Большого Взрыва. На основе информации, полученной инфракрасными детекторами зонда, была составлена карта распределения пыли в Млечном Пути. "Зонд крайнего ультрафиолета" Орбитальный космический аппарат (EUVE - Extreme Ultraviolet Explorer), запущенный NASA в 1992 г. с целью картирования всего неба в диапазоне коротких ультрафиолетовых волн (7-76 нм) и выполнения высокочувствительных наблюдений в ограниченных областях неба. См: ультрафиолетовая астрономия. Зоннебергская обсерватория Научно-исследовательский институт в окрестностях немецкого города Зоннеберга в Тюрингии, известный, в частности, проведенными там поисками переменных звезд. Обсерватория была открыта в 1925 г. И Ивар Астероид 1627 диаметром 6,2 км, открытый Эйнаром Герцшпрунгом в 1929 г. Член группы Амура. ИГГ Сокр. "испаряющаяся газообразная глобула". ИГГ - сжатый газовый шар, окружающий звезду в процессе образования; она становится видимой, когда окружающий ее менее плотный газ рассеивается под действием ультрафиолетового излучения. Ида Астероид 243, член семейства Корониды, размерами 58 × 23 км. Крупноплановые изображения Иды были получены АМС "Галилео" 28 августа 1993 г. при полете к Юпитеру. "Галилео" обнаружил, что Ида имеет маленький спутник, впоследствии названный Дактилем, размерами около 1,6 × 1,2 км. Наблюдения орбитального движения Дактиля позволили определить, что плотность Иды составляет 2,2 - 2,9 г/см3. Состав обоих тел не идентичен, из чего следует, что система могла возникнуть в результате столкновения и разлома больших тел, из которых образовалось семейство Корониды. Поверхность обоих тел сплошь покрыта кратерами. Идальго (Гидальго) Астероид 944 диаметром 40-60 км, открытый в 1920 г. Вальтером Бааде. Он движется по сильно вытянутой эллиптической орбите от главного пояса астероидов (2 а.е. от Солнца) за пределы орбиты Сатурна (9,7 а.е.). Орбита наклонена к плоскости Солнечной системы на относительно острый угол , равный 42°. Уникальные особенности его орбиты привели некоторых астрономов к мысли, что Идальго может быть "мертвым" кометным ядром. Иерархическая Вселенная Модель Вселенной, в которой аналогичные объединительные процессы идут на всех уровнях: звезды образуют галактики, галактики образуют скопления, которые в свою очередь образуют сверхскопления, и т. д. Современные наблюдения говорят о том, что объединения галактик реализуются в масштабе порядка 150 млн. световых лет. В более крупном масштабе Вселенная представляется в среднем равномерно населенной. Избыток цвета Разность между наблюдаемым показателем цвета звезды и ее истинным показателем цвета, который соответствует ее спектральному классу. Избыток цвета характеризует величину покраснения, испытываемого светом звезды при прохождении через межзвездную пыль. Такое покраснение происходит из-за того, что голубой свет рассеивается и поглощается в большей степени, чем красный. Изверженная порода Горная порода, образовавшаяся непосредственно из расплавленной массы в результате охлаждения и отвердевания. Извилина (flexus, мн. flexi) Тип изогнутой линейной детали на поверхности Европы. Излучение абсолютно чёрного тела Излучение, испускаемое абсолютно черным телом. Зависимость интенсивности излучения от длины волны определяется только температурой тела. Эта зависимость часто называется функцией Планка (по имени физика Макса Планка, который впервые ее сформулировал). Функции Планка имеют холмообразный вид с хорошо заметным пиком (см. иллюстрацию). Длина волны, на которой возникает пик, уменьшается с увеличением температуры абсолютно черного тела так, что произведение двух величин - длины волны, на которой имеется максимум, и абсолютной температуры - постоянно. Общая сумма энергии, испускаемой абсолютно черным телом, пропорциональна произведению площади его поверхности и четвертой степени температуры (T4). Изображение в условных цветах Визуальное представление изображения, при котором цвета не соответствуют тем, которые были бы восприняты нормальным человеческим глазом в естественных условиях. В астрономии условные цвета используются для усиления контрастности изображения и выявления деталей, которые иначе было бы трудно увидеть. Условные цвета используются также для получения визуального представления результатов наблюдений, проведенных в диапазонах волн, отличающихся от видимого света. Изотропия Сохранение свойств объекта независимо от направления. Жидкая вода обладает изотропией, а снежинка, которая имеет шестиосевую симметрию, - нет. Предполагается, что Вселенная, рассматриваемая в самом большом масштабе, является изотропной. Высокоточные наблюдения показали, что она расширяется изотропно. Кроме того, изотропно и космическое фоновое излучение. Изофота Линия, соединяющая точки с равной световой интенсивностью на карте распределения яркости, например, некоторой области неба. ИК Сокр. инфракрасный. См: электромагнитное излучение, инфракрасная астрономия. Икар Астероид 1566 диаметром 1,4 км, открытый в 1949 г. В. Бааде. Член группы Аполлона, имеет эллиптическую орбиту с самым большим эксцентриситетом и подходит к Солнцу ближе, чем Меркурий. Иммерсия Исчезновение звезды, планеты, луны или другого тела в начале покрытия или затмения. Инвариантная плоскость Плоскость, которая включает центр масс Солнечной системы и расположена под прямым углом к {= >} вектору момента количества движения (т. е. к оси вращения Солнечной системы). Эта плоскость представляет собой основную плоскость в вычислениях, связанных с динамикой Солнечной системы. Индеец (Indus) Малозаметное южное созвездие, представляющее коренного жителя Америки. Было включено в звездный атлас Иоганна Байера 1603 г. Созвездие не содержит звезд ярче 3-й звездной величины. См.: Таблица 4. Индекс активности Любой из показателей, описывающих состояние солнечной активности в данное время. Индексы, используемые для измерения солнечной активности, включают число Вольфа (число солнечных пятен), размер общей площади, покрытой солнечными пятнами на видимом диске, и K- флоккульный индекс, введенный для оценки размера и яркости флоккул. Кроме того, в качестве показателя солнечной активности используется общая интенсивность радио- и рентгеновского излучения Солнца. "Индексный каталог" (IC) Приложение к Новому генеральному каталогу туманностей и звездных скоплений (NGC), составленное и изданное Й. Дрейером в двух частях в 1895 и 1908 гг. Инсоляция Количество энергии, получаемой от Солнца на единицу площади в единицу времени. Институт Герцберга Астрофизическая исследовательская организация Национального исследовательского совета Канады. См: Астрофизическая обсерватория Доминиона. Институт миллиметровой радиоастрономии (IRAM) Совместный проект Франции, Германии и Испании в области миллиметровой астрономии. Институт эксплуатирует 30-метровую параболическую антенну в горах Сьерра-Невада в Испании и четырехантенный интерферометр, расположенный во Франции южнее Гренобля. Интерамния Астероид 704 диаметром 338 км, открытый в 1910 г. В. Черулли. Это шестой по величине из известных астероидов. интерференционный фильтр Фильтр, в котором для селективной передачи света в узком диапазоне длин волн используется явление интерференции в тонкой пленке. См: интерферометр. интерферометр В астрономии - инструмент, в котором электромагнитное излучение от некоторого небесного объекта принимается по двум (или больше) направлениям с различными длинами пути, а затем складывается, образуя интерференционную картину. Любая электромагнитная волна характеризуется амплитудой (т.е. максимальной величиной) и фазой (положением текущей точки волны по отношению к точке максимума). Если два световых луча от одного точечного источника проходят немного различающимися путями и затем складываются, то возникает характерная интерференционная картина. Там, где две серии волн совпадают по фазе, они усиливают друг друга и на картине появляются яркие участки. Там же, где они оказываются в противофазе и гасят друг друга, - темные. В астрономических интерферометрах этот физический принцип используется для увеличения разрешающей способности. Изображение звезды, например, является диском, а не точечным источником. При использовании пары зеркал можно наложить интерференционные картины друг на друга так, что происходит "критическое разрешение". Интерференционная картина исчезает, потому что яркие интерференционные полосы от одного края диска совпадают с темными полосами от другого края. Впервые этот принцип был успешно применен в астрономии в звездном интерферометре Майкельсона. В базовой радиоинтерферометрии телескопы используются парами, а получающиеся в результате интерференционные картины анализируются с применением компьютеров. Используя в интерферометре больше двух элементов (например, зеркал или антенн), карты или изображения с высоким разрешением можно получить на основе метода, называемого синтезом апертур. В течение десятилетий интерферометрия была одной из основных методик наблюдений в радиоастрономии, но сравнительно недавно она стала применяться в инфракрасном и оптическом диапазонах волн. Был введен в действие ряд инструментов для оптической интерферометрии, таких как Кембриджский оптический телескоп синтеза апертур в Великобритании и Оптический интерферометр военно-морского типа в США. Кроме того, в нескольких проектах строительства очень больших телескопов была предусмотрена возможность использования и оптической интерферометрии. Среди них можно указать Обсерваторию Кека, Очень большой телескоп и Большой бинокулярный телескоп. См: радиоинтерферометр, интерферометрия с очень большой базой.  Ссылка на страницу: Большой астрономический словарь Теги: Большой астрономический словарь | |
|
| |
ТОП материалов, отсортированных по комментариям
ТОП материалов, отсортированных по дате добавления
ТОП материалов, отсортированных по рейтингу
ТОП материалов, отсортированных по просмотрам
| Всего комментариев: 0 | |