Главная » Большой астрономический словарь
13:41
Большой астрономический словарь
Квартальные дни
Первоначально дни солнцестояний и равноденствий, которые делили год на четыре квартала. В английской юридической практике квартальные дни были днями сбора арендной платы и других платежей (24 июня, 26 сентября, 25 декабря и 25 марта).

Квинтет Стефана (NGC 7317, 7318a и b, 7319 и 7320)
Группа из пяти галактик, находящихся в небе близко друг к другу, впервые отмеченная М.Э. Стефаном в 1877 г. Выполненные впоследствии измерения скоростей разбегания показали, что галактика NGC 7320 расположена намного ближе других, хотя и лежит на том же луче зрения. Остальные четыре галактики, по-видимому, связаны физически, поскольку имеют одинаковую скорость разбегания (6000 км/сек).

Кельвин
Единица измерения температуры в системе СИ. Формально определяется как 1/273,16 от величины термодинамической температуры тройной точки воды. Один кельвин равен одному градусу шкалы Цельсия. Шкала Кельвина начинается от абсолютного нуля, который соответствует - 273,16° C.

Кеплер (Kepler)
Лунный кратер 32 км в диаметре, расположенный в Океане Бурь. Имеет стенки с террасами и центральный пик. Находится в середине большой и яркой системы лучей.

Кеплеровский телескоп
Простая система устройства телескопа, в которой в качестве как объектива, так и окуляра используются выпуклые линзы. Это дает большее поле зрения и более высокую степень увеличения, чем можно получить в галилеевском телескопе, но изображение в кеплеровском телескопе перевернуто.

Кецалкоатль
Астероид 1915 диаметром 0,4 км, открытый в 1953 г., когда он приблизился к Земле. Член группы Амура.

Кибела
Астероид 65 диаметром 308 км, открытый Э.В. Темпелем в 1861 г.

Килопарсек (кпс)
Единица измерения расстояния, равная тысяче парсеков. Эквивалентна 3261,61 световых лет.

Киль (Carina)
Большое созвездие в южной части Млечного Пути, составлявшее в прошлом часть созвездия Аргонавтов. Содержит вторую по яркости звезду на небе Канопус.
См.: Таблица 4.

Кинематика
Раздел механики, изучающий движение тел без учета их массы и действующих на них сил.

Кит (Cetus)
Большое созвездие в области небесного экватора. Согласно мифам, представляет морское чудовище, которое угрожало Андромеде (хотя латинское название переводится как “кит”). Созвездие было известно еще Птолемею (ок. 140 г. н.э.). Оно находится в довольно малонаселенной области неба и, кроме одной, не имеет звезд ярче третьей звездной величины. Наиболее заметная звезда - переменная Мира.
См.: Таблица 4.

Китт-Пик
Гористая местность около Таскона (штат Аризона, США), где расположена обсерватория, обладающая одним из богатейших в мире наборов астрономических инструментов. Здесь находятся и Национальная солнечная обсерватория США, а также Телескоп WIYN, используемый Национальными оптическими астрономическими обсерваториями США. Возможностями Китт-Пик для проведения астрономических исследований пользуется также ряд университетов и других исследовательских организаций.

Клавий (Clavius)
Большой лунный кратер 225 км в диаметре вблизи южной части лимба Луны.

Класс светимости
См: спектральный класс.

Классификация MK (классификация MKK)
Система классификации спектров звезд.
См: спектральный класс.

Классификация Моргана, Кинана и Кельмана (классификация MKK)
Система классификации спектров звезд.
См.: спектральный класс.

Классификация Трюмплера
Система классификации визуальных характеристик рассеянных скоплений звезд, изданная Робертом Трюмплером в 1930 г. Система основана на степени концентрации звезд в центре скопления (обозначаемой римскими числами от I до IV в порядке уменьшения концентрации и контраста с звездным фоном), диапазоне яркостей звезд скопления (от 1 до 3 в порядке увеличения диапазона яркостей) и видимом количестве членов, или " богатстве". Для обозначения богатства скопления используются буквы p (poor - "бедный " - для скоплений меньше 50 звезд), м (moderate - "умеренный" - для 50-100 звезд), и r (rich - "богатый "- для скоплений с числом звезд больше 100).
классификация Хаббла
Метод классификации галактик по их форме (см. иллюстрацию), прдложенный Эдвином Хабблом (1889-1953). Согласно этой схеме эллиптические галактики располагаются на некоторой шкале, начиная от E0 (круглый диск), E1, E2, и т.д. до E7 в порядке увеличения их вытянутости.
Спирали обозначаются как Sa, Sb или Sc в порядке возрастания открытости рукавов и уменьшения размера балджа ядра (по отношению к размеру всей галактики). Кроме того, имеется и параллельная последовательность для спиралей с перемычкой, которые обозначаются символами SBa, SBb или SBc. Для галактик, которые по форме не относятся ни к эллиптическим, ни к спиральным, вводится обозначение Ir (англ. irregular , т.е. нерегулярный). В 1925 г. Хаббл предположил, что "недостающим звеном" в эволюционной цепи от E0 к открытым спиралям Sc и SBc является переходный тип S0. По современным представлениям классификация Хаббла уже не отражает реальной эволюции галактик, но продолжает широко использоваться как простой способ описания их формы.

Классические цефеиды
См: цефеиды.

Класт
Фрагмент твердой породы, образовавшийся в результате эрозии большего фрагмента и позже включенный в другой фрагмент.

Кластер
Космический проект Европейского космического агентства по запуску четырех спутников для изучения взаимодействия между магнитным полем Земли и солнечным ветром и мелкомасштабных процессов в магнитосфере Земли. Он был прекращен после взрыва первой ракеты-носителя "Ариан-5" 4 июня 1996 г.

Кластерные переменные
Устаревший термин для обозначения переменных звезд, теперь обычно называемых звездами типа RR Лиры.

Клеверный лист
Квазар с красным смещением 2,55, который из-за эффекта гравитационной линзы имеет учетверенное изображение, напоминающее клеверный лист.

"Клементина"
Проект изучения Луны, выполненный Министерством обороны США, в ходе которого был получен большой массив научных данных, а также проведены испытания космической техники. Запущенный 25 января 1994 г., КА "Клементина" работал два месяца на орбите вокруг Луны. Предусматривался также пролет "Клементины" вблизи астероида Географ. Однако эта вторая часть задания была отменена после неполадок на космическом аппарате, возникших 5 мая.
"Клементина" начала выполнение проекта по получению глобального изображения лунной поверхности в цифровой форме с использованием камер ультрафиолетового, видимого и ближнего инфракрасного диапазона. Это гарантирует лучшее качество геологического картирования Луны, чем во всех предыдущих проектах.

Клин Гершеля
Устройство для уменьшения до безопасных пределов интенсивности светового потока, проходящего через телескоп в процессе наблюдения Солнца. Устройство состоит из тонкой призмы с гранями, не покрытыми амальгамой. Первая грань наклонена к оптической оси на 45° и отражает 5% падающего излучения. Чтобы заслонить луч, отраженный от второй поверхности, используется дефлектор. Остающееся излучение, прошедшее через систему, уже безопасно поглощается тепловыми ловушками. В сочетании с клином Гершеля можно также использовать инфракрасный заграждающий фильтр.

Козерог (Capricornus)
Одно из зодиакальный созвездией, отмеченных Птолемеем (ок. 140 г. н.э.). Самые яркие звезды третьей звездной величины.
См.: Таблица 4.

Кокон звезды
Оболочка пыли, окружающая звезду, так что звезда становится источником сильного инфракрасного излучения.

Колесница (Колесница Карла)
В некоторых странах - название астеризма в созвездии Большой Медведицы. Более распространенное название Большой Ковш или Плуг.

Коллапсар
Вырожденная звезда, такая как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра.

Коллектор потока
Телескоп, предназначенный исключительно для "накопления" мощности излучения (с целью измерения его интенсивности или проведения спектрального анализа). Поскольку такие телескопы не предназначены для получения изображений, они допускают более грубую обработку оптических поверхностей по сравнению со стандартными телескопами.

Коллимация
Создание параллельного пучка лучей света или частиц. Термин используется также для процесса выравнивания элементов научных инструментов, особенно оптических (например, обеспечение соосности телескопов).

Кольцевая антенна
Радиотелескоп в форме кольца, например, российский РАТАН 600.

Кольцеобразная галактика
Галактика, по форме напоминающая кольцо. Такие галактики возникают, вероятно, при столкновениях галактик, когда одна из них проходит прямо через другую, вызывая быстрое звездообразование в кольцеобразно расширяющейся ударной волне межзвездного газа. Такие объекты встречаются очень редко.

Кольцеобразное затмение
Солнечное затмение, при котором кольцо фотосферы Солнца остается видимым. Так как орбиты Земли вокруг Солнца и Луны вокруг Земли представляют собой эллипсы, угловые диаметры Солнца и Луны немного меняются при изменения их расстояния от Земли. Солнечное затмение, которое в противном случае было бы полным, становится кольцеобразным, если угловой диаметр Луны во время затмения меньше углового диаметра Солнца.

Кольцо Госсамера
Самое внешнее из трех известных колец Юпитера.
См.: планетарные кольца, Таблица 7.

Кольцо Эйнштейна
Совершенное круговое изображение удаленного точечного источника, когда точечная масса, расположенная по лучу зрения, действует как гравитационная линза. Этот идеализированный эффект гравитационной линзы был описан Эйнштейном и наблюдался в изображении радиоизлучения квазара MG1654+1348 в результате воздействия галактики.

Колюр
Большой круг небесной сферы, проходящий через полюсы мира и либо через точки равноденствий (колюр равноденствий), либо через точки солнцестояний (колюр солнцестояний).

Колюр равноденствий
См: колюр.

Колюр солнцестояний
Большой круг небесный сферы, проходящей через два полюса и точки солнцестояния.

Кома (кометная)
Диффузная газовая оболочка, окружающая ядро кометы. Кома состоит из пыли, а также нейтральных и ионизированных газовых молекул и радикалов. Обычно она достигает своего максимального размера (до миллиона километров в поперечнике) сразу после прохождения кометой перигелия на орбите вокруг Солнца.

Кома (оптическая)
Недостаток изображения в оптической системе, который проявляется в том, что изображение точки выглядит веерообразным. Эффект комы особенно заметен в тех частях изображения, которые отстоят от оптической оси, и усиливается с увеличением расстояния от нее. Этот эффект усугубляется при нарушении соосности оптических элементов телескопа.

Комета
Ледяное небесное тело, движущееся по орбите в Солнечной системе, которое частично испаряется при приближении к Солнцу, в результате чего возникает диффузная оболочка из пыли и газа, а также один или несколько хвостов.
Земные наблюдения многих комет и результаты исследований кометы Галлея с помощью космических аппаратов в 1986 г. подтвердили гипотезу, высказанную впервые Ф. Уипплом в 1949 г. о том, что ядра комет представляют собой что-то вроде “грязных снежков” нескольких километров в поперечнике. По-видимому, они состоят из замерзших воды, двуокиси углерода, метана и аммиака с вмерзшей внутрь пылью и каменистым веществом. При приближении кометы к Солнцу лед под действием солнечного тепла начинает испаряться, а улетучивающийся газ образует вокруг ядра диффузную светящуюся сферу, называемую комой. Кома может достигать в поперечнике миллиона километров. Само по себе ядро слишком мало, чтобы его можно было непосредственно увидеть. Наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне спектра, проведенные с космических аппаратов, показали, что кометы окружены огромными облаками водорода, размером во много миллионов километров. Водород получается в результате разложения молекул воды под действием солнечного излучения. В 1996 г. было обнаружено рентгеновское излучение кометы Хиякутаке, а впоследствии открыли, что и другие кометы являются источниками рентгеновского излучения.
Пыль и газ покидают ядро кометы с выбросами, образующимися на стороне, обращенной к Солнцу, а затем уносятся в направлении от Солнца. Электрически заряженные ионизированные атомы отбрасываются магнитным полем солнечного ветра, образуя прямые ионные хвосты (называемые также хвостами типа I, плазменными или газовыми хвостами). Неравномерность солнечного ветра заставляет ионный хвост структурироваться или даже вызывает его разрыв. Небольшие нейтральные частицы пыли не уносятся солнечным ветром, но мягко "сдуваются" от Солнца лучистым давлением. Пылевые хвосты (также называемые хвостами типа II), как правило, широкие и плоские. У кометы Хейла-Боппа был обнаружен третий хвост, не относящийся к указанным выше типам, состоящий из атомов нейтрального натрия. Всегда направленные в сторону от Солнца, хвосты растут по мере приближения кометы к Солнцу и могут достичь длины ста миллионов километров. Большие частицы пыли разбрасываются вдоль орбиты кометы, образуя метеорные потоки.
Несмотря на свой внушительный вид, кометы содержат очень немного вещества, - возможно, всего одну миллиардную часть массы Земли. Их хвосты настолько неплотны, что за один проход вокруг Солнце теряется лишь пятисотая часть массы ядра.
Некоторые кометы являются короткопериодическими кометами и движутся по эллиптическим орбитам, полный оборот по которым занимает от 6 до 200 лет. Большинство же составляют долгопериодические кометы, орбиты которых настолько вытянуты, что период может измеряться многими тысячами лет. Орбиты короткопериодических комет лежат вблизи плоскости эклиптики, а орбиты длиннопериодических комет обычно не вписываются в основную плоскость Cолнечной системы.
Каждый год открывают с десяток новых комет. Теперь общепринято, что многие кометы рождаются в сферическом облаке, которое окружает солнечную систему на расстоянии, возможно, 50000 а.е. Этот “резервуар” кометных ядер называется облаком Оорта. Другие кометы, по-видимому, происходят из пояса Койпера, расположенного вне орбиты Нептуна. Короткопериодические кометы были захвачены планетарной системой в результате гравитационного нарушения их орбит, что могло быть результатом сближения с Юпитером.
Когда обнаруживается новая комета или вновь появляется потерянная ранее периодическая комета, она получает обозначение, состоящее из цифр года, сопровождаемых прописной буквой. Буква указывает на первую/вторую половину месяца открытия в текущем году, например A = 1-15 января, B = 16-31 января, ... Y= 16-31 декабря. Для короткопериодических комет добавляется префикс P/ , а для долгопериодических - префикс C/. Для периодических комет, которые исчезли или разрушились, используется префикс D/. Новые кометы называются по имени их первооткрывателей (если имеется несколько независимых сообщений об открытии, то разрешается присвоение не более трех имен). Несколько комет были названы по имени ученых, вычисливших их орбиты (например, Галлей и Энке), а также по имени обсерваторий или искусственных спутников, где открытие было по существу результатом усилий группы исследователей. Когда параметры короткопериодической кометы установлены окончательно, ей присваивается номер (например, 1P/Галлея).
Эта система обозначений и наименований комет была введена в 1995 г. До 1995 г. обозначение кометы состояло из года открытия, временно сопровождаемого строчной буквой, указывающей порядковый номер открытия кометы в текущем году. Впоследствии строчная буква заменялась на постоянное обозначение в виде римской цифры, соответствующей порядку прохождения кометой перигелия в соответствующем году.
Полномочия по наименованию комет закреплены за Международным астрономическим союзом. Его центр обобщает сообщения об открытиях и наблюдениях, сообщая информацию подписчикам.

Комета IRAS-Араки-Олкока
См: Инфракрасный астрономический спутник.

Комета Аренда-Ролана (C/1956 R1)
Яркая комета, обнаруженная в 1957 г. Одно время казалось, что у нее образовывается “шип”, направленный к Солнцу. Но это был оптический эффект, вызванный тем, что освещенные пылевые частицы, оставляемые кометой за собой, при пересечении Землей плоскости орбиты кометы становятся видимыми как бы "впереди" кометы..

Комета Беннета (C/1969 Y1)
Красивая комета, обнаруженная 28 декабря 1969 г. Дж. К. Беннетом (Южная Африка). Ее яркость достигла нулевой звездной величины в марте 1970 г., когда комета имела хвост длиной в 30°. Наблюдения, проведенные с Орбитальной геофизической обсерватории ("ОГО-5"), показали наличие обширного водородного облака, окружающего голову и хвост и простирающегося в направлении, параллельном хвосту, на 13 млн. км.

Комета Биелы (3D/Биелы)
Комета девятнадцатого века, известная тем, что перед полным исчезновением разделилась на две части. Комета была открыта в 1772 г. Монтенем из Лиможа. Когда она была вновь обнаружена В. фон Биелой в 1826 г., ее орбита была вычислена достаточно точно, так что удалось идентифицировать два ее предыдущих появления. Период оказался равным 6,6 года. При появлении кометы в 1846 г. она уже была разделена на две части. К 1852 г. две половины находились на расстоянии более двух миллионов километров, но двигались по одной и той же орбите. После этого их никогда не видели.
Отдельные световые явления отмечались как до, так и после разделения кометы. С кометой Биелы связан ноябрьский метеорный дождь ( Андромедиды).
комета Веста (C/1975 V1)
Яркая, видимая невооруженным глазом комета, которая появилась в 1975 г. Ее хвост покрывал большую треугольную область неба, а ядро проявляло признаки необычной активности, распавшись на четыре части вскоре после прохождения перигелия.

Комета Галлея (комета 1P/Галлея)
Самая известная из всех периодических комет, которая движется по удлиненной элиптической орбите вокруг Солнца, возвращаясь к Земле каждые 76 лет. Из исторических записей следует, что комета Галлея наблюдается в течение более 2200 лет.
Эдмунд Галлей (1656-1742), в честь которого названа комета, не был ее открывателем, но он был первым, кто понял связь между кометой, которую он наблюдал в 1682 г., и некоторыми другими зарегистрированными появлениями комет, отделенными друг от друга интервалами в 76 лет. Он вычислил орбиты ряда комет, основываясь на недавно опубликованной теории Исаака Ньютона. Заметив подобие орбит комет, наблюдавшихся в 1531, 1607 и 1682 гг., он предсказал возвращение кометы в 1758-9 гг., которое действительно наблюдалось, но уже после его смерти. Перигелий орбиты кометы Галлея лежит на расстоянии 0,59 а.е. (между орбитами Меркурия и Венеры). Наиболее удаленная точка орбиты находится вне орбиты Нептуна. Орбита наклонена к основной плоскости солнечной системы на 162°, и комета движется по орбите в направлении, противоположном движению планет. Возвращение 1986 г. было очень неблагоприятным для наблюдения с Земли, но космические зонды, запущенные несколькими странами, провели успешные исследования кометы. Ближе всех к комете подошел европейский зонд "Джотто", который 14 марта 1986 г. прошел примерно в 605 км от ее ядра. Советские зонды "Вега-1" и "Вега-2" наблюдали ядро 6 и 9 марта 1986 г. с расстояний 8890 и 8030 км, и собранная ими информация была использована для корректировки курса "Джотто" на последнем участке. Были запущены также два маленьких японских зонда. Результаты наблюдений окончательно подтвердили существование у кометы твердого ядра, вероятно, состоящего из льда и пыли. Оно имеет неправильную удлиненную форму, напоминающую картофелину, размерами 16 x 8 км. Ядро темное, отражающее только 4% падающего солнечного света. Оно медленно вращается, совершая один оборот за 7,1 суток (с 3,7-суточной прецессией). На обращенной к Солнцу стороне измеренная температура достигала 350 K, что достаточно для таяния льда, и там наблюдались выбросы вещества. С кометой Галлея связаны два метеорных потока (Эта-Аквариды и Ориониды).

Комета Де Чезо
Исключительно яркая комета, открытая независимо Клинкенбергом из Гарлема 9 декабря и Де Чезо из Лозанны 13 декабря 1743 г. Она достигла звездной величины -7 и породила веер хвостов. Всего было замечено одиннадцать отдельных хвостов.

Комета Делавана (C/1913 Y1)
Яркая комета, обнаруженная Делаваном из Ла-Платы (Аргентина) в декабре 1913 г. Она оставалась видимой в течение многих месяцев в 1914 г.

Комета Джакобини-Циннера (21P/Джакобини-Циннера)
Периодическая комета, обнаруженная в 1900 г. Период обращения вокруг Солнца - 6,5 лет. С этой кометой связан наблюдаемый иногда в октябре метеорный поток Драконид, образуемый при вхождении в атмосферу Земли мелкими частицами кометы, движущимися по той же самой орбите.
В 1985 г. Американский космический зонд "ISEE-3" (ISEE - Sun–Earth Explorer - Международный солнечно-земной зонд), первоначально запущенный в 1978 г. с другой целью, получил задание пройти через хвост кометы Джакобини-Циннера в рамках проекта "ICE" (ICE - International Cometary Explorer - Международный кометный зонд).

Комета Донати (C1858 L1)
Комета, обнаруженная Дж.Б. Донати из Флоренции в 1858 г. На рисунках того времени она изображена с широким изогнутым пылевым хвостом и двумя узкими прямыми ионными хвостами. Из ее головы в течение нескольких недель регулярно выбрасывались "фонтаноподобные" оболочки.

Комета Икея-Секи (C/1965 S1)
Исключительно яркая комета, открытая 18 сентября 1965 г. двумя японскими астрономами-любителями. Она была особенно заметна в южном полушарии после прохождения перигелия. Принадлежит к группе комет, известных как "задевающие Солнце". У таких комет очень небольшой перигелий, так что фактически они проходят сквозь внешние слои Солнца.

Комета Клинкенберга
См: Комета Де Шезо (Чезо).

Комета Коджиа (C/1874 H1)
Яркая комета, обнаруженная Ж.Э. Коджиа из Марселя в 1874 г. Комета быстро перемещалась к югу, образуя хвост длиной в 40°. Можно было заметить несколько "фонтаноподобных" оболочек, выбрасываемых из активных областей ее вращающегося ядра.

Комета Когоутека (C/1973 E1)
Комета, открытая в 1973 г., задолго до прохождения перигелия, когда она находилась вблизи орбиты Юпитера. Предположения о том, что эта комета должна оказаться достаточно красивой, не оправдались. Тем не менее она стала объектом обширной скоординированной программы профессионального наблюдения, которая включала и наблюдения с борта орбитальной лаборатории "Скайлэб". В ходе этих наблюдений было получено много новой информации о кометах, включая первое прямое доказательство присутствия силикатов в пылевом хвосте кометы.

Комета Лекселя
Комета, открытая Ш. Мессье в 1770 г., но названная по имени Aндрея Ивановича Лекселя (1740-1784), который исследовал ее орбиту. Он показал, что близкий подход кометы к Юпитеру в 1767 г. вызвал большое изменение ее орбиты, в результате чего комета приблизилась к Земле настолько, что стала видимой. Тогда комета прошла на расстоянии около 1,2 млн. км от Земли, что до сих пор остается самым близким зарегистрированным подходом комет к Земле. Однако при следующем приближении к Юпитеру в 1779 г. орбита претерпела столь существенные изменения, что комета никогда больше не наблюдалась.

Комета Морхауза (C/1908 R1)
Комета, открытая в США в 1908 г., которая первой из комет начала активно изучаться с применением фотографии. В структуре хвоста были замечены удивительные изменения. В течение дня 30 сентября 1908 г. эти изменения происходили непрерывно. 1 октября хвост оторвался, и его уже нельзя было наблюдать визуально, хотя фотография, сделанная 2 октября, показывает наличие трех хвостов. Разрыв и последующий рост хвостов происходили неоднократно.
См.: разрыв.

Комета Мркоса (C/1957 P1)
Яркая комета 1957 г., открытая чешским "охотником за кометами" при наблюдении невооруженным глазом.

Комета Теббутта (C/1861 J1)
Яркая комета, видимая невооруженным глазом, была открыта австралийским астрономом-любителем в 1861 г. Земля прошла сквозь хвост кометы 30 июня 1861 г.

Комета Хейла-Боппа (C/1995 O1)
Одна из наиболее ярких комет XX в., выделяющаяся очень большим размером. Открыта Аланом Хейлом и Томасом Боппом (22 июля 1995 г.) и достигла перигелия 1 апреля 1997 г. при максимальной яркости около величины -1. По оценкам, ее ядро имеет в поперечнике 40 км, что вдвое превышает диаметр ядра кометы Галлея.

Комета Хиякутаке (C/1996 B2)
Большая комета, которая по яркости достигла нулевой величины в марте 1996 г. и образовала хвост, протяженность которого оценивается по крайней мере в 7°. Ее видимая яркость в значительной степени объясняется близостью к Земле - комета прошла от нее на расстоянии менее 15 млн. км.

Комета Швассмана-Вахмана 1 (29P/Швассмана-Вахмана 1)
Периодическая комета, открытая наблюдателями из Гамбурга в 1927 г. Она вращается по почти круговой орбите, проходящей между орбитами Юпитера и Сатурна, с периодом 16,1 года. Комету можно видеть каждый год во время противостояния. Имея обычно 18-ю звездную величину, комета в течение нескольких дней может увеличить свою яркость на 4-8 звездных величин. Такие вспышки сопровождаются изменениями в ядре и коме.

Комета Шумейкер-Леви (D/1993 F2)
Комета, которая врезалась в планету Юпитер в июле 1994 г. Когда эта комета была впервые обнаружена на фотографиях 25 марта 1993 г. Каролин и Юджином Шумейкерами и Дэвидом Леви, она находилась на удлиненной орбите вокруг Юпитера с 2-летним периодом обращения и представляла собой цепочку, состоящую примерно из 20 отдельных фрагментов. Расчеты показали, что она вращалась вокруг Юпитера в течение нескольких десятилетий, но разделилась под действием приливных сил при близком подходе к Юпитеру в июле 1992 г. Эта встреча обусловила и изменение движения фрагментов, вызвав их столкновение с планетой. Они друг за другом ударились о поверхность Юпитера между 16 и 22 июля 1994 г. В результате ударов в атмосфере Юпитера появились большие темные облака, причем в инфракрасном свете были заметны и яркие вспышки. Темные облака наблюдались в течение нескольких месяцев, пока не были рассеяны ветрами и турбулентными движениями.

Комета Энке (2P/Энке)
Периодическая комета, впервые замеченная французским астрономом П. Мешеном (1744-1804) в 1786 г. Она была повторно зафиксирована Каролиной Гершель в 1795 г., Понсом и другими в 1805 г. и снова Понсом в 1818 г. И.Ф. Энке (1791-1865) вычислил орбиту кометы, замеченной в 1818 г., и установил связь с ее предыдущими появлениями. Сделанное им предсказание следующего появления этой кометы в 1822 г. успешно подтвердилось. Период обращения кометы по эллиптической орбите составляет 3,3 года и является самым коротким из известных.
В дальнейшем комета при каждом обороте достигала своего перигелия примерно на 2 часа раньше предсказанного времени; однако, с тех пор этот эффект постоянно уменьшается. Его можно объяснить “ракетным эффектом”, т.е. ускорением, получаемым ядром кометы из-за испарения газов под влиянием солнечного излучения, а также результотом вращения и прецессии ядра.
С кометой 2P/Энке связан метеорный дождь Таурид.

Комета Хьюмасона (C/1961 R1)
Гигантская комета, открытая в 1961 г. Ее хвосты, несмотря на столь большое удаление от Солнца, все еще простираются в длину на 5 а.е., что является примером необычно высокой активности.

Кометарная глобула
Небольшое межзвездное облако, по форме отдаленно напоминающее комету. Кометарная глобула - остаток относительно плотной конденсации внутри облака межзвездного газа и пыли после того, как более разреженный газ вокруг него был выдут сильным ультрафиолетовым излучением близлежащих звезд. Уплотнение становится головой глобулы, а некоторое количество вещества первоначального облака в "тени" этого уплотнения оказывается защищенным от ультрафиолетового света, в результате чего образуется структура, подобная хвостам комет.
Кометарные глобулы возникают в областях звездообразования, и, как полагают, через какое-то время они, развиваясь, становятся глобулами Бока. В Туманности Гама их известно около сорока. Туманность "Конская голова" - кометарная глобула, находящаяся в процессе формирования.

Кометная группа
Класс комет, имеющих орбиты со сходными характеристиками. Члены группы (или семейства) комет не обязательно близки друг другу в пространстве. Наиболее известные примеры - группа короткопериодических комет, которые попали в сферу притяжения Юпитера (обычно имеют период обращения 6 - 8 лет), и группа так называемых "задевающих Солнце" долгопериодических комет, которые также имеют сходство орбит и в перигелии практически скользят по внешним слоям Солнца.

Компактный массив
См: Телескоп "Австралия".

Компактный объект
Любой астрономический объект, который существенно плотнее или компактнее (обычно на два порядка) большинство объектов в классе. Точного определения этот довольно общеупотребительный термин не имеет.
Белые карлики, например, являются компактными по сравнению с большинством звезд, потому что они в миллион раз плотнее звезд главной последовательности. Необычно яркое галактическое ядро также может быть названо компактным объектом, если свет исходит из области, размеры которой намного меньше обычно наблюдаемых светящихся объектов. Швейцарско-американский астроном Фриц Цвикки составил важный каталог компактных галактик (1971 г.), которые, как полагали в то время, являются промежуточным звеном между обычными галактиками и квазарами.

Компаратор
Инструмент для сравнения двух аналогичных фотографий с целью выявления любых небольших различий между ними. К типичным приложениям относится сравнение двух фотографий одного и того же участка неба, сделанных в следующие друг за другом ночи, в поиске малых планет или комет при их движении на фоне неподвижных звезд. С помощью компаратора можно идентифицировать переменные звезды, поскольку их размер на фотографических изображениях при изменении яркости меняется. Наибольшее распространение получил блинк-компаратор.

Компас (Pyxis)
Незначительное южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII столетия. Содержит только одну звезду ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4.

Комптонизация
Изменение энергии, вызванное эффектом Комптона, в частности, когда в результате соударений с фотонами рентгеновского и гамма-излучения электроны ускоряются до скоростей, сравнимых со скоростью света.

Конвективная зона
Слой звезды, в котором конвекционные потоки являются основным механизмом переноса энергии за пределы слоя. Этот перенос энергии поддерживается благодаря тому, что между ядром и поверхностью звезды имеется устойчивая разница температур. Существуют два возможных механизма: излучение и конвекция. Там, где градиент температуры достаточно велик, преобладает механизм конвекции. Это происходит при достаточно низких температурах, когда атомные ядра и электроны могут объединяться в атомы и отрицательные ионы. В результате газ становится непрозрачным, что препятствует прохождению излучения.
В конвективной зоне потоки горячего газа поднимаются, а после того, как их температура понизится, снова опускаются. Конвективная зона Солнца простирается на одну пятую часть его радиуса, начинаясь непосредственно под фотосферой. В звездах главной последовательности, более холодных и менее массивных, чем Солнце, значение конвективной зоны увеличивается с уменьшением массы. В звездах, которые горячее звезд спектрального класса F5, внешние конвективные зоны незначительны.

Конвекция
Процесс переноса теплоты в газовой среде посредством перемещения массы самого газа. Конвекция происходит эффективно, когда имеется существенное уменьшение температуры с высотой, например, внутри некоторых слоев в звездах. Пузырек газа, более теплого по сравнению с окружающей средой, расширяется и поднимается. Когда пузырек охладится, отдав среде избыточное тепло, он снова погружается вниз.

Коническое сечение
Общий термин для круга, эллипса, параболы и гиперболы. Все эти математически определенные кривые могут быть получены как разные сечения твердого конуса (см. иллюстрацию).

Контакт
Существенная фаза солнечного затмения, когда лимбы Солнца и Луны кажутся только соприкасающимися. Первый контакт происходит, когда восточный лимб Луны касается западного края Солнца, второй контакт, когда соприкасаются западные лимбы, и третий контакт, когда соприкасаются восточные лимбы. Второй и третий контакт означают начало и конец полной фазы затмения. Четвертый контакт соответствует моменту, когда Луна окончательно покидает солнечный диск.

Контактная двойная
Пара звезд, находящихся в физическом контакте или окруженных общей оболочкой вещества. В ходе эволюции звезды расширяются. Если две расширяющихся звезды находятся в двойной системе близко друг к другу, то масса каждой из них под действием взаимных гравитационных сил притягивается к компаньону, пока не достигается контакт. После этого между звездами может происходить передача массы, и ядра обеих звезд по мере продолжения расширения могут оказаться в общей оболочке.
В системе близких двойных звезд часто происходят затмения, когда одна звезда проходит перед другой. Размытую форму световой кривой звездных систем типа W Большой Медведицы можно объяснить, если предположить, что две звезды образуют контактную систему.
См: полость Роша.

Континентальный дрейф
Медленное, но постоянное движение континентов Земли относительно полюсов и друг друга, вызванное внутренними силами.

Коорбитальный спутник
Спутник, орбита которого почти совпадает с орбитой другого спутника. Пример коорбитальных спутников - луны Сатурна Эпиметей и Янус.

Коперник (кратер)
Большой и заметный кратер на Луне диаметром 93 км, находящийся в центре системы лучей, которая простирается на 600 км. Стенки кратера изрезаны террасами, и он имеет множество центральных пиков.

Коперник (обсерватория)
Имя, данное третьей Орбитальной астрономической обсерватории ("OAO-3").

Коперниковская система
Модель солнечной системы, в который планеты вращаются вокруг центрального Солнца, предложенная Николаем Коперником и описанная им в книге "Об обращении небесных сфер" ("De revolutionibus”), изданной в 1543 г. Вначале эта теория не получила признания, так как не давала возможности предсказывать положение планет более точно, чем птолемеевская система, которая использовалась в течение сотен лет. Кроме того, она лишала Землю статуса центра Вселенной, что многие посчитали недопустимым с религиозной точки зрения. В коперниковской гелиоцентрической модели орбиты основных планет были круговыми, и, чтобы воспроизвести наблюдаемые движения планет, ему потребовалось воспользоваться понятием эпициклов. Тем не менее идеи Коперника произвели переворот в науке и стимулировали развитие работ, которые позже привели к разработке Иоганном Кеплером более точной гелиоцентрической модели, в которой планетарные орбиты были не круговыми, а эллиптическими.

Кора
Внешний твердый слой планеты или спутника, обычно состоящий из твердых пород, льда или их смеси.

Корделия
Небольшой спутник Урана, открытый во время встречи “Вояджера-2" с планетой в 1986 г. Корделия - один из двух спутников, которые играют роль “пастухов” эпсилон-кольца планеты (другим является Офелия).
См.: Таблица 6.

Кордовский каталог (CD, Cordoba Durchmusterung)
Каталог, содержащий 578802 южных звезд до 10-й величины, который был составлен в 1892-1914 гг. коллективом Кордовской обсерватории под руководством Х.М.Томе (1843-1908). Диапазон склонений (от -2° до -22°) был выбран так, чтобы дополнить Боннский каталог (Bonner Durchmusterung).
кориолисова сила
Сила, действующая на движущийся объект, который наблюдается во вращающейся системе координат. Например, снаряд, выпущенный точно на север из некоторой точки северного полушария, приземлится немного восточнее своей цели.

Коричневый карлик
Очень холодная звезда, масса которой недостаточна для поддержания ядерных реакций. Обнаружено несколько объектов, которые, возможно, являются такими звездами. На одном из них, Глизе 229 B, как было показано, имеется вода, метан и аммиак, молекулы которых были бы разрушены в горячей атмосфере настоящей звезды.

Корма (Puppis)
Большое южное созвездие, лежащее в богатой звездами части Млечного Пути. Это самая большая из трех частей, на которые в середине XVIII в. Никола Л. Лакайль разделил прежнее созвездие Аргонавтов. Созвездие содержит десять звезд 2-й и 3-й звездной величины.
См.: Таблица 4.

Королевская Гринвичская обсерватория (RGO)
Основная астрономическая организация Великобритании, с государственным финансированием. Организована в 1675 г. королем Карлом II и вначале размещалась в Гринвиче около Лондона. В настоящее время расположена в Кембридже.
В семнадцатом столетии главной проблемой морской навигации было определение долготы в открытом море. В принципе долготу можно было определить на основании наблюдений положения Луны, и Карл II в декабре 1674 г. основал Королевскую комиссию для рассмотрения этой идеи. Комиссия обсудила письмо астронома Джона Флемстида, который указал на практические трудности решения этой задачи. Тогда король поручил решение проблемы Флемстиду, назначив его первым Королевским астрономом,. Место для новой Королевской обсерватории в Гринвичском парке было предложено Кристофером Реном.
На протяжении всей истории астрономии Гринвичская обсерватория играла важную роль. Вашингтонская конференция 1884 г. приняла меридиан, проходящий через Гринвич, за точку отсчета географической долготы.
В XX столетии направление работ обсерватории изменилось: больше внимания стало уделяться астрофизике. Трудности наблюдения неба в ярко освещенном Лондоне привели к тому, что в 1948 г. обсерваторию перевели в Замок Хeрстмонсо в графстве Сассекс. К началу 1970-х гг. стало ясно, что в Англии вообще нет мест, где можно было бы проводить современные наблюдения, и было принято решение перенести всю наблюдательную работу в Ла-Пальма на Канарских Островах. В 1990 г. администрация обсерватории была перемещена в Кембридж.
См: Обсерватория дель Рок де лос Мучачос.

Королевская Эдинбургская обсерватория (ROE)
Национальная астрономическая организация Великобритании, расположенная в Эдинбурге. Ее роль состоит в разработке астрономического оборудования в Великобритании, в частности, совершенствования наблюдательных инструментов. ROE была основана в 1811 г. группой граждан Эдинбурга под названием "Астрономическое Учреждение". Прошение об организации обсерватории было подано королю Георгу IV при его посещении Эдинбурга в августе 1822 г., после чего учреждение стало называться Королевской обсерваторией, а статус ROE был приравнен к статусу Королевской Гринвичской обсерватории (хотя она никогда не получала финансирования на том же уровне). В 1834 г. Эдинбургский университет согласился принять обсерваторию под свое управление при условии, что правительство оплатит жалованье профессора, которому будет присвоено звание Королевского астронома Шотландии. В 1995 г. это почетное звание было отделено от поста Директора ROE. Обсерватория до сих пор сохраняет тесные связи с Эдинбургским университетом.

Королевский астроном
В прошлом - титул руководителя Королевской Гринвичской обсерватории в Великобритании. Начиная с 1972 г., почетное звание, присуждаемое выдающемуся астроному, не обязательно руководителю Королевской обсерватории.
-Королевские астрономы
Джон Флемстид 1675-1719
Эдмунд Галлей 1720-1742
Джеймс Брэдли 1742-1762
Натаниель Блисс 1762-1764
Невил Маскелайн 1765-1811
Джон Понд 1811-1835
Сэр Джордж Бидделл Эйри 1835-1881
Сэр Уильям Кристи 1881-1910
Сэр Фрэнк Уотсон Дайсон 1910-1933
Сэр Гаролд Спенсер Джонс 1933-1955
Сэр Ричард Вули 1956-1971
Сэр Мартин Райл 1972-1982
Сэр Франсис Грэхем-Смит 1982-1990
Сэр Арнолд Вулфендейл 1991-1995
Сэр Мартин Рис 1995-

"Королевское Астрономическое общество" (RAS)
Британская организация со штаб-квартирой в Лондоне, объединяющая профессиональных астрономов и геофизиков. Основана в 1820 г. Джоном Гершелем и другими видными астрономами и учеными того времени под названием "Астрономическое общество Лондона". В 1831 г. Общество получило Королевскую Хартию. В течение XIX в. членами Общества были и многие известные астрономы-любители, но теперь ситуация в значительной степени изменилась. RAS организует встречи и конференции и издает научные журналы.
Теги: Большой астрономический словарь
Просмотров: 11 | Добавил: creditor | Теги: Большой астрономический словарь | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
avatar
close