СЛОВАРИ

Краткий словарь

  


    Словарики:

Англо - русский словарь

Античный военный словарь

Архитектурно-строительный словарь

Афганский лексикон

Библейский словарь Геллея

Библейский словарь Нюстрема

Большая энциклопедия массажа

Большой астрономический словарь

Большой бухгалтерский словарь

Большой компьютерный словарь

Большой кулинарный словарь

Большой толковый словарь

Географический словарь

Компьютерный словарь

Краткие исторические термины

Краткий словарь по НЛП

Краткий словарь политолога

Краткий словарь символов

Критический словарь психоанализа

Латинский словарь

Латинско-Русский мед. словарь

Малый словарь по психиатрии

Музыкальный словарь

Немецкий словарь

Новые слова и выражения

Орфографический словарь

Орфоэпический словарь

Основные понятия соционики

Педагогический словарь

Психоаналитические термины

Психологический словарь

Русские фразеологизмы

Русско-английский разговорник

Русско-латинский мед. словарь

Словарь RTFM

Словарь авиасленга

Словарь автолюбителя

Словарь американского сленга

Словарь антонимов

Словарь астрологических терминов

Словарь библиотечных терминов

Словарь Брокгауза и Ефрона

Словарь брокера

Словарь геодезиста

Словарь грицаизмов

Словарь древнерусских слов

Словарь значений символов

Слова в иностранной литературе

Словарь игрового сленга

Словарь имен

Словарь иностранных слов

Словарь компьютерных терминов

Словарь копирайтера

Словарь ламера

Словарь литературоведа

Словарь металлургических терминов

Словарь мифических змеев

Словарь морских терминов

Словарь омонимов

Словарь отделочных материалов

Словарь паронимов

Словарь пейнтбольных терминов

Словарь по генетике

Словарь по компьютерному железу

Словарь по магии

Словарь по хостингу

Словарь по экономической теории

Словарь политолога

Словарь радиолюбителя

Словарь рифм

Словарь русского биржевого жаргона

Словарь садовода

Словарь синонимов

Словарь славянских духов и нежити

Словарь славянской мифологии

Словарь смайлов

Словарь сокращений

Словарь сокращений IT

Словарь по обществознанию

Словарь по самоуправлению

Словарь теософских понятий

Словарь терминов боевых искусств

Словарь венчурного инвестора

Словарь по рекламе, маркетингу и PR

Словарь по коммуникациям

Словарь терминов по соционике

Словарь терминов телевидения

Словарь терминов Photoshop

Словарь толерантности

Словарь трансформеров

Словарь трейдера

Словарь туриста

Словарь ударений русского языка

Словарь фантастики

Словарь фразеолог. расширения

Словарь франчайзинга

Словарь церковных терминов

Словарь экспериментатора

Словарь энергетика

Словарь юного хакера

Словарь рукопашных терминов

Словарь html - терминов

Словарь java - терминов

Словарь CSS - терминов

Социокультурный словарь

Справочник педиатра

Справочник по фразеологии

Толковый биржевой словарь

Толковый словарь Даля

Толковый словарь Ожегова

Толковый словарь психиатра

Украинский словарь

Философский словарь

Финансово-экономический словарь

Фразеологический словарь

Хакерский сленг

Экологический словарь

Экономический словарь

Энциклопедический словарь

Энц. словарь медицинских терминов

Энц. словарь PR и рекламы

Энц. словарь экономики и права

Энциклопедия афоризмов

Энциклопедия мировых сражений

Энциклопедия НЛП

Этимологический словарь

Юридический словарь

Другие словари

Новые словари

Скачать словари

    Счеты:

Rambler's Top100


Большой астрономический словарь


Автор: Ханна Ньюкасл (1997 г.)

Количество терминов: ~2500

Данная редакция: Роман Мандрик (2010 г.)

                                                                                   А

а.е. 
Сокр. астрономическая единица. 

Аберрация (оптическая) 
Несовершенство линзы или зеркала, приводящее к искажению получаемого изображения. Основные типы аберрации хроматическая аберрация, сферическая аберрация, кома, астигматизм, искривление поля и дисторсия. 

Аберрация (звёздная) 
Наблюдаемое смещение положения звезды относительно истинного. Аберрация появляется в результате конечности скорости света, идущего от звезды, движения наблюдателя на Земле относительно звезд и т.д. Аберрация, возникающая в результате движения Земли вокруг Солнца, называется годичной аберрацией. Намного меньшая компонента такого смещения, возникающая из-за дневного вращения Земли, называется суточной аберрацией. 

Абляция 
Разрушение поверхности, вызываемое процессами типа испарения или трения. Например, когда метеорное тело вторгается в атмосферу планеты, абляция возникает из-за трения между поверхностью тела и газовыми молекулами атмосферы. 

Абсолютная звёздная величина 
Звездная величина, которую имела бы данная звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии 10 парсеков (пс). Обозначается символом M. Абсолютные величины - метод сравнения истинной светимости звезд, находящихся на разных расстояниях. Для астероидов и комет абсолютная величина - видимая величина, которую имело бы это тело при нулевом фазовом угле, когда объект находится на расстоянии 1 а.е. как от Солнца, так и от Земли. 

Абсолютная светимость 
Показатель, характеризующий реальную величину излучения энергии звездой или другим небесным объектом (в противоположность видимой светимости, которая зависит от расстояния до объекта). 

Абсолютно чёрное тело 
Тело, которое поглощает все падающее на него излучение. Такой объект - теоретически идеальное понятие, а наиболее близкий аналог его, который можно получить в лабораторных условиях, представляет собой маленькое отверстие в некотором большом объеме, где поддерживается постоянная температура. Интенсивность излучения, испускаемого абсолютно черным телом, и характер его изменения в зависимости от длины волны зависит только от температуры тела, что может быть предсказано в соответствии c квантовой теорией. 

Абсолютный нуль 
Температура, при которой молекулярное движение прекращается; теоретически это самая низкая возможная температура (нулевая температура по шкале Кельвина, используемой в научных исследованиях). По шкале Цельсия эквивалентна -273,16°. 

Авроральная зона 
Зоны на земной поверхности, где наблюдается максимальное количество ночных полярных сияний. Эти зоны размещаются около 67° северной и южной широты и занимают по широте около 6°. 

Авроральный овал 
Область на Земле, состоящая из двух овальных поясов, в которых происходят полярные сияния. Овалы расположены асимметрично вокруг геомагнитных полюсов. В течение дня они расположены примерно на широте 15° от полюсов, а ночью это расстояние увеличивается до 23°. Положение и ширина авроральной области изменяется в зависимости от геомагнитной активности. 

Автогид 
Электронное устройство, которое автоматически обеспечивает точное управление телескопом в процессе наблюдений. Даже в том случае, когда движение телескопа при слежении за звездами осуществляется электрическими двигателями, при продолжительных наблюдениях необходимы небольшие дополнительные коррекции, предотвращающие дрейф изображения. Автогид использует фотоэлектрическое устройство для обнаружения такого дрейфа и включает двигатели, позволяющие его компенсировать. 

Автоматическая измерительная система для фотопластинок 
Разработанная в Великобритании система (APM - Automatic Plate Measuring Machine), находящаяся в Кембриджском институте астрономии, которая может измерять и анализировать изображения на астрономических фотографиях. Регистрируются данные о положении, яркости и форме объектов. За шесть часов можно обработать до полумиллиона объектов, находящихся на 35- сантиметровой квадратной фотопластинке. 

Автоматический фотометрический телескоп 
Телескоп с компьютерным управлением, обеспечивающий полную автоматизацию процесса последовательных наблюдений величин переменных звезд. На основе имеющейся информации, компьютер, управляющий таким телескопом, может принять решение о выборе объекта наблюдения из заранее введенного списка и о начале наблюдений. После запуска программы наблюдений весь процесс выполняется автоматически. Он предусматривает наведение на звезды и их центрирование в поле изображения, проведение измерений и запись их результатов, а также прекращение наблюдения, если небо закрывают облака. С помощью телескопов такого типа проводят долгосрочные серии наблюдений переменных звезд, а их результаты представляются в виде графиков светимости. 

Агена 
Другое название звезды Гадар. 

Адаптивная оптика 
Метод улучшения качества изображения, получаемого астрономическими телескопами, в котором оптическая система автоматически компенсирует постоянно возникающие изменения качества видимости, вызываемого рефракцией в атмосфере Земли. Такие искажения исправляются посредством быстрых изгибов маленького и очень тонкого зеркала, помещенного на небольшом расстоянии перед фокусом. Для эффективной работы системе необходимы датчик изображения, микропроцессор и приводные головки, которые передают усилие этому зеркалу. Все они должны иметь время срабатывания меньше одной сотой секунды. 

Адара (Эпсилон Большого Пса; ε CMa) 
Вторая по яркости (после Сириуса) звезда в созвездии Большого Пса, гигантская B-звезда звездной величины 1,5 . Имеет звезду-компаньон 8-й звездной величины. Арабское название звезды означает “девственница”. 

Адонис 
Астероид 2101 диаметром 2 км, открытый Э. Дельпортом в 1936 г. Принадлежит к астероидной группе Аполлона. В 1937 г. приблизился к Земле на расстояние меньше 2 млн. км, но затем был потерян до 1977 г., когда его орбита была вычислена заново. 

Адрастея 
Mаленький спутник Юпитера (номер XV), открытый Дэвидом Джуиттом в 1979 г. 

Адронная стадия 
Период от 10-35 до 10-6 сек после Большого Взрыва. В течение этого интервала во Вселенной преобладали сильные взаимодействия - силы, управляющие взаимодействиями между нестабильными элементарными частицами, называемыми адронами (более массивными, чем протоны и нейтроны).

Азимут
Угловое расстояние от точки севера в направлении к востоку до пересечения горизонта с вертикалом, проходящим через объект. Угол возвышения и азимут - две координаты, используемые в горизонтальной системе координат. 

Аквариды 
Каждый из двух метеорных потоков. Между 24 апреля и 20 мая (чаще 4 - 5 мая) наблюдаются Эта-Аквариды, прекрасный южный метеорный ливень, связанный с кометой Галлея. Его радиант расположен в точке с RA 22h 20m, Dec. -1°.
Дельта-Аквариды наблюдаются между 15 июля и 20 августа, с пиками 29 июля и 7 августа. Имеют двойной радиант, компоненты которого находятся в точках с RA 22h 36m, Dec. -17° и RA 23h 04m, Dec. +2°. 

Аккреционный диск 
Структура в форме диска, которая формируется вокруг вращающегося объекта, например звезды или черной дыры, когда вещество выпадает на этот объект c объекта-компаньона, например, в тесных двойных звездах. По мере развития звезд они переходят в фазу гигантов, когда их размер резко увеличивается. В двойной системе гравитационное тяготение звезды-компаньона, действующее на раздутую оболочку гиганта, может оказаться сильнее, чем сила, удерживающая оболочку у звезды. При этих обстоятельствах вещество начинает перетекать от одной звезды к другой. Присутствие затемняющего аккреционного диска может привести к тому, что звезда станет переменной, как звезды типа Бета Лиры (что может быть обнаружено по особенностям ее спектра). Если звезда-компаньон быстро вращается, как в случае сколлапсировавшей звезды ( белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра), то образуется вращающийся аккреционный диск, на который начинает перетекать вещество. Кинетическая энергия перетекающего вещества превращается в теплоту с образованием рентгеновского излучения. Механизмы такого рода, как полагают, ответственны за рентгеновское излучение в объектах типа Лебедь X-1.
См.: полость Роша, SS433. 

Аккреция 
Процесс, при которым маленькие частицы вещества присоединяются к большим массам (или поглощаются ими) под действием взаимной гравитации или при случайных столкновениях, в результате чего постепенно образуются большие небесные тела. 

Акронические наблюдения 
Проводимые сразу после заката Солнца наблюдения звезд, которые только появляются над горизонтом или вскоре скрываются за ним. Такие наблюдения ярких звезд (например, Сириуса) использовались еще в древнем мире для определения смены времен года.
См.: гелиакальный восход. 

Акрукс (Альфа Южного Креста; α Cru) 
Самая яркая звезда в созвездии Южного Креста. При наблюдении невооруженным глазом выглядит как белая звезда звездной величины 0,9. Представляет собой визуально- двойную звезду, оба компонента которой B-звезды звездной величины 1,4 и 1,9. Расстояние между ними составляет 4,4 дуговых секунды. 

Аксион 
Гипотетическая элементарная частица, существование которой было предложено для объяснения темного вещества во Вселенной. 

Активная область 
Область во внешних слоях Солнца, где возникает солнечная активность. Активные области образуются там, где из подповерхностных слоев Солнца появляются сильные магнитные поля. Солнечная активность наблюдаются в фотосфере, хромосфере и короне. В активной области имеют место явления типа солнечных пятен, флоккул и вспышек. Возникающее излучение занимает весь спектр, от рентгеновского диапазона до радиоволн, хотя в солнечных пятнах видимая яркость несколько меньше из-за пониженной температуры. По размерам и продолжительности существования активные области сильно различаются - они могут наблюдаться от нескольких часов до нескольких месяцев. Электрически заряженные частицы, как и ультрафиолетовое и рентгеновское излучение активных областей, воздействуют на межпланетную среду и верхние слои атмосферы Земли. 

Активная оптика 
Метод поддержания высокоточной оптической поверхности в отражательных телескопах с помощью компьютерной системы обратной связи, которая непрерывно контролирует качество изображения и использует получаемую информацию для того, чтобы корректировать эту поверхность с помощью расположенной под зеркалом механической поддерживающей системы. Разработка этого метода привела к тому, что зеркала стали делать из более тонкого и менее массивного материала, так что для их установки можно использовать более легкие структуры. Если зеркало достаточно гибко, то искажения типа сферической аберрации и астигматизма можно в значительной мере уменьшить путем приложения постоянных сил в большом числе точек под поверхностью зеркала (таких точек может быть, например, пятьдесят или больше). Изменение сил, действующих на зеркало (например, из-за прогибов при движении телескопа), можно исправить буквально за несколько минут. Термин "активная оптика" использовался ранее и для описания другого метода, который теперь чаще называется адаптивной оптикой. 

Активное галактическое ядро (AGN) 
Центральная область активной галактики, где генерируется исключительно большое количество энергии, источник которой отличается от обычного (т.е. от излучения отдельных звезд). Термин используется для общей характеристики различных типов объектов, которые классифицируются по-разному в зависимости от внешнего вида и характера излучения. Квазары, сейфертовские галактики, радиогалактики, N-галактики и блазары - все они являются разными проявлениями одного и того же феномена. Во всех случаях источник энергии находится внутри ядра; единственный известный механизм, который мог бы объяснить выделение огромного количества энергии - присутствие сверхмассивных черных дыр, на которые падает вещество, высвобождая энергию гравитации. Изменение мощности за относительно короткое время говорит о том, что источник должен занимать в пространстве очень небольшую область. Доказательством протекания таких высокоэнергетических процессов служит как исключительно высокая светимость некоторых отдаленных объектов (например, квазаров), так и существование выбросов вещества из ядер. Гигантская эллиптическая галактика M87, которая одновременно является сильным радио- и рентгеновским источником, имеет очень заметный выброс, состоящий из ряда узлов горячего газа. В случае радиогалактик большая часть энергии излучается двумя гигантскими облаками ионизированного газа, расположенными по одному с каждой стороны галактики, из которой, по-видимому, они и были выброшены. 

Активное Солнце 
Солнце в периоды солнечной активности. 

Актинометр 
Прибор для измерения интенсивности солнечного излучения. Такие приборы теперь обычно называются пиргелиометрами. 

Акустические волны 
Волны давления в жидкостях и газовых средах, которые могут распространяться в газообразных слоях звезд (включая Солнце). Акустические волны возникают там, где нарушенное равновесие восстанавливается в основном за счет давления, а перемещения вещества незначительны. 

Алауда 
Астероид 702 диаметром 202 км, открытый Й. Гельфрихом в 1910 г. 

Алголь (Звезда Демона; Бета Персея; β Per) 
Вероятно, самая известная переменная звезда с звездной величиной, изменяющейся от 2,2 до 3,5 с периодом в 2,87 суток. Изменение яркости происходит потому, что Алголь затменная двойная система, в которой две звезды для наблюдателя с Земли регулярно проходят друг перед другом. Алголь считается прототипом затменных двойных систем. Более яркий из компонентов Алголя - B-звезда, а более слабый G-звезда. Снижение яркости, когда G-звезда затемняет свет более яркого компаньона, длится четыре часа, а минимум продолжается двадцать минут. Вторичное затмение, когда затмевается более слабая звезда, что вызывает падение яркости Алголя на 0,06 звездной величины, невооруженным глазом не обнаруживается. Изменения в спектре с периодом 1,862 года свидетельствуют о присутствии в системе третьей звезды. В спектре можно обнаружить и доказательства того, что между двумя близкими компаньонами имеет место передача массы. Это подтверждается и тем, что Алголь является радиозвездой, которая спорадически вспыхивает, излучая в двадцать раз больше, чем обычно. Радиоизлучение приписывают газу, падающему на первичную звезду. 

Алгонкинская обсерватория 
Астрономическая радиообсерватория в провинции Онтарио (Канада). Основной прибор - 46-метровый телескоп с полностью управляемой антенной. 

Алидада 
Подвижная линейка астролябии, используемая при наблюдениях небесных объектов для определения их угла возвышения и азимута. 

Алинда 
Астероид 887 диаметром 4 км. Был открыт в 1918 г. М. Вольфом, когда астероид приблизился к Земле. Член астероидной группы Амура. 

Алиот (Эпсилон Большой медведицы; ε UMa) 
Самая яркая звезда в созвездии Большой Медведицы. Греческие буква в данном случае закреплены за звездами в порядке их положения, а не яркости. Алиот - А-звезда звездной величины 1,8. 

Альциона (Эта Тельца; η Tau) 
Самый яркий член звездного скопления Плеяд в созвездии созвездии Тельца. Это имя ("Зимородок") в греческой мифологии принадлежит дочери Атланта и Плейоны. Алциона - B-звезда звездной величины 2,9. 

Аллановы холмы 
Область в Антарктиде, где было найдено много метеоритов. Метеориты скапливались в этой области в результате естественного движения ледяного покрова, и на фоне льда они хорошо заметны. 

Аллегейнская обсерватория 
Научно-исследовательская обсерватория Питтсбургского университета в штате Пенсильвания (США). Современные здания обсерватории построены в 1912г., но работы по ее созданию были начаты в 1858 г. несколькими питтсбургскими бизнесменами. Воодушевленные зрелищем кометы Донати, явившейся в том году, они сформировали Ассоциацию Аллегейнского телескопа и приобрели 33-сантиметровый рефрактор. В 1867 г. и телескоп, и обсерватория были переданы Западному университету штата Пенсильвания, предшественнику Питтсбургского университета. Первым штатным руководителем стал Сэмюэл Пьерпонт Лэнгли, которого сменил Джеймс Э. Килер, один из основателей Астрофизического журнала, а впоследствии - руководитель Обсерватории Лика. 
В 1912 г. в здании обсерватории было установлено три телескопа. Самый первый 33-сантиметровый рефрактор используется сейчас прежде всего для образовательных целей и для тестирования. Два других (76- сантиметровый рефрактор Тау и 79-сантиметровый Мемориальный рефлектор Килера) продолжают использоваться для научных исследований. 

Аль Велорум 
См: Звезда Дельта Щита. 

Альбедо 
Отношение потока света, отраженного телом или поверхностью, к полному падающему потоку. Альбедо может быть выражено числом между 0 (полностью поглощающее тело) и 1 (полностью отражающее) или как аналогичное обозначение в процентах.
См.:альбедо Бонда, геометрическое альбедо, полусферическое альбедо. 

Альбедо Бонда 
Доля всего падающего света, отраженная сферическим телом планеты. Альбедо Бонда обычно меньше, чем коэффициент отражения по нормали. 

Альберт 
Астероид 719 диаметром 2,6 км. Был открыт астрономом Ж. Пализа при близком подходе к Земле в 1911 г., однако позже был потерян. 

Альбирео (Бета Лебедя; β Cyg) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Лебедя. Наблюдатели считают ее одной из наиболее красивых двойных звезд. Первая из них - желто-оранжевая K-звезда, гигант звездной величины 3,2. Вторая - голубоватая B-звезда звездной величины 5,4. Компаньоны разделены расстоянием в 35 дуговых секунд. 

Альгеба (Гамма Льва; γ Leo) 
Визуально-двойная звезда, состоящая из двух желтых гигантов, отстоящих на 4 дуговых секунды. Их звездные величины составляют 2,3 и 3,5; они вращаются относительно друг друга с периодом 620 лет. 

Альгениб (Гамма Пегаса; γ Peg) 
B-звезда звездной величины 2,8, являющаяся одним из углов Квадрата Пегаса. Арабское название означает “сторона”. Это название иногда используют для звезды Альфа Персея, чаще называемой Мирфак. 

Альдебаран (Альфа Тельца; α Tau) 
Самая яркая звезда в созвездии Тельца. Арабское название означает “следующий” (т.е. идущий вслед за Плеядами). Альдебаран - гигантская K-звезда звездной величины 0,9. Хотя в небе звезда выглядит частью скопления Гиад, фактически она не является его членом, находясь вдвое ближе к Земле. 

Альдерамин (Альфа Цефея; α Cep) 
Самая яркая звезда в созвездии Цефея, А-звезда звездной величины 2,7. Название имеет арабское происхождение, означающее “правая рука”. 

Алькаид (Эта Большой Медведицы; η UMa) 
Звезда в созвездии Большой Медведицы, расположенная в конце “хвоста” ; B-звезда звездной величины 1,9. Арабское название означает “руководитель плакальщиков” (для арабов созвездие виделось как катафалк , а не медведь). 

Алькор (Дзета-2 Большой Медведицы; ζ2 UMa) 
А-звезда 4-й звездной величины, которая вместе с Мицаром образует видимую невооруженным глазом двойную звезду в “хвосте медведицы”. Звезды разделены расстоянием в 11,5 дуговых минут на небе и в 10 световых лет в пространстве. 

Альмагест 
Большой астрономический трактат, написанный греческим астрономом Птолемеем (Claudius Ptolemaeus), который работал в Александрии примерно между 127 и 151 годами н.э. Название трактата - искаженный арабский перевод греческого заголовка "Великое построение", хотя первоначальный заголовок у Птолемея был "Математическое собрание". Трактат занимает одно из важнейших мест среди всех когда-либо написанных работ по астрономии. Он включал каталог звезд и в нем описывалось движение Луны и планет. Правила вычисления будущего положения планет (созданные на основе геоцентрической теории Вселенной) использовались в течение столетий. 

Альманах 
Книга, в которой содержатся таблицы будущих положений Луны, планет и других небесных объектов, часто сопровождаемые дополнительной информацией практического назначения. Альманах обычно издается на один календарный год. 

Альмукантар 
Прибор для измерения угла возвышения и азимута. 

Альмукантарат 
Круг на небесной сфере, параллельный горизонту. 

Альнилам (Эпсилон Ориона; ε Ori) 
Одна из трех ярких звезд, образующих пояс Ориона. Арабское название переводится как "нитка жемчуга". Альнилам - сверхгигант, В-звезда звездной величины 1,7. 

Альнитак (Дзета Ориона; ζ Ori) 
Одна из трех ярких звезд, образующих пояс Ориона. Арабское название переводится как "пояс". Альнилам - сверхгигант, О-звезда звездной величины 1,8. 

Альпийская долина (Vallis Alpes) 
Долина с плоской поверхностью, длиной около 150 км, пересекающая лунные Альпы и соединяющая море Холода с морем Дождей. 

Альпы (Montes Alpes) 
Горный район на Луне, находящийся между морем Холода и морем Дождей. 

Альтазимутальная установка 
Установка телескопа, при которой две независимых оси вращения позволяют прибору двигаться по углу возвышения и по азимуту. Самый простой, но не самый удобный тип установки телескопа, т.к. для отслеживания движения небесных объектов необходимо поворачиватьтелескоп одновременно вокруг обеих осей. По этой причине такая установка не подходит для маленьких телескопов с приводом. Однако компьютеризация управления большими телескопами в последние годы привела к тому, что при разработке новых профессиональных приборов альтазимутальные установки снова пользуются популярностью. 

Альтаир (Альфа Орла; α Aql) 
Самая яркая звезда в созвездии Орла. Арабское слово "альтаир" означает "летящий орел". Альтаир - А-звезда, имеющая звездную величину 0,8. Это одна из ближайших среди наиболее ярких звезд (находящаяся на расстоянии 17 световых лет). 

Альтиметрия 
Измерение высоты, включая определение высоты планетарных образований радиолокационными методами. 

Альфа Центавра (α Cen) 
Самая яркая звезда в созвездии Центавра и самая близкая к Солнцу яркая звезда, находящаяся на расстоянии 4,34 светового года. Визуально-двойная звезда с периодом обращения 80 лет. Ее компоненты принадлежат к спектральным классам G и K и имеют интегральную звездную величину -0,27. Полагают, что звезда 11-й звездной величины Проксима Центавра, хотя и удалена на два угловых градуса от этой системы звезд, все же связана с ней, поскольку обладает аналогичным пространственным движением. Проксима Центавра, тусклая M-звезда, является самой близкой звездой к Солнцу, находясь от него на расстоянии 4,24 светового года. Альфа Центавра называется также арабским именем "Ригиль Кентаурус" (иногда просто "Ригель", или сокращенно "Ригиль-Кент"), что означает “нога Кентавра”. Используется и другое ее название - Толиман. 

"альфа-лес" Лаймана 
В спектре квазаров с большим красным смещением - большое количество ("лес") близко расположенных линий поглощения, возникающих в водородных газовых облаках, лежащих по лучу зрения. Основные линии поглощения - водородные альфа-линии Лаймана в диапазоне красных смещений, соответствующих скоростям находящихся по лучу зрения облаков. 

Альфа-частица 
Ядро атома гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов. Альфа-частицы испускаются многими радиоактивными изотопами. Играют важную роль в происходящих в звездах процессах ядерного синтеза. 

Альфард (Альфа Гидры; α Hya) 
Самая яркая звезда в созвездии Гидры. Имя арабского происхождения означает “уединившаяся змея”. Альфард - K-звезда звездной величины 2,0. 

Альфекка (Гемма; Альфа Северной Короны; α CrB) 
Самая яркая звезда в созвездии Северной Короны, А- звезда звездной величины 2,2. Арабское название означает “яркий” . Эта звезда иногда называется латинским словом "гемма", т.е. драгоценный камень в короне. 

Альферац (Сирра; Альфа Андромеды; α And) 
Самая яркая звезда в созвездии Андромеды, отмечающая один из углов Квадрата Пегаса. Ранее относилась именно к этому созвездию и обозначалась как Дельта Пегаса. Альферац - А-звезда звездной величины 2,1. 

Альфонс (Alphonsus) 
Лунный кратер 118 км в диаметре. Кратер пересекает хорошо заметная гряда, идущая почти прямо по линии север-юг через центральный пик высотой около одного километра. В 1958 и 1959 гг. в кратере эпизодически наблюдались красноватые облака, возможно, из-за выбросов газа из твердых пород. 

"Альфонсины" 
Таблицы, дающие положение Солнца, Луны и планет, изданные в 1252 г. под покровительством короля Кастилии Альфонсо X. Они были разработаны группой астрономов, использующих принципы, изложенные Птолемеем в "Альмагесте", но на основе более поздних наблюдений. Таблицы использовались в Европе в течение почти 400 лет, пока их не заменили работы Иоганна Кеплера, но и в его время эти таблицы находили наибольшее применение. 

Алюминирование 
Процесс, при котором на оптическую стеклянную поверхность зеркала телескопа накладывается тонкий отражающий слой алюминия. 

Амальтея 
Маленький спутник Юпитера (номер V), открытый Э.Э. Барнардом в 1892 г. Изображения, полученные "Вояджером-1", показали Амальтею как красноватый объект, формой напоминающий картофелину. Поверхность покрыта кратерами, а самая большая впадина, "Пэн" (сковорода), имеет диаметр в 90 км. Красный цвет, как полагают, объясняется наличием соединений серы, унесенных со спутника Ио. 

Амплитуда 
Максимальное значение переменной величины или смещения при колебательном или волнообразном движении. В астрономии термин используется в особом смысле для обозначения диапазона изменений величины переменной звезды. 

Амур 
Астероид 1221 диаметром 1 км, открытый Э. Дельпортом в 1932 г. Прототип группы Амура, в которую входят близкие к Земле астероиды с перигелиями от 1,0 до 1,3 а.е., находящиеся внутри главного пояса астероидов. 

Амфитрита 
Астероид 29 диаметром 200 км, открытый A. Мартом в 1854 г. 

Аналемма 
Фигура в форме восьмерки, которая получится, если регистрировать положение Солнца на небе в течение года в одно и то же время дня. Положение Солнца изменяется из-за того, что ось вращения Земли не перпендикулярна к ее орбите вокруг Солнца, а орбита Земли не круговая, а эллиптическая. 

Ананке 
Маленький спутник Юпитера (номер XII), открытый в 1951 г. С.Б. Николсоном. 

Ангелина 
Астероид 64 диаметром 60 км, открытый Э.В.Темпелем в 1861 г. Один из астероидов, наиболее сильно отражающих свет (альбедо около 34%). 

Английская установка 
Вид экваториальной установки телескопа. 

аНгстрем (обозначается символом A) 
Единица длины, используемая, в частности, для измерения световых волн, эквивалентна 10-10 м или 0,1 нм. Ранее считалась основной единицей измерения длины световых волн, но в системе единиц СИ теперь рекомендуется измерать длину волн в нанометрах. 

Андромеда 
Северное созвездие, находившееся среди 48 созвездий, известных Птолемею (ок. 140 г. н.э.). Андромеда в классической мифологии - дочь эфиопской царицы Кассиопеи, предназначавшаяся в жертву морскому чудовищу. Рисунок, традиционно связанный с созвездием Андромеды, - женщина с цепью. Три самых ярких звезды, Альфа (Альферац или Сирра), Бета (Мирах) и Гамма (Аламак) представляют ее голову, бедра и ноги. Андромеда - большое, но не очень заметное созвездие, известное главным образом из-за Туманности Андромеды. 

Андромедиды 
Метеорный поток, связанный с кометой Биелы, не наблюдавшейся после 1940 г. Первое зарегистрированное появление потока, радиант которого находился вблизи звезды Гамма Андромеды, датировано 1741 г. Зрелищные метеорные потоки наблюдались в ноябре 1872 г. и 1885 г., когда по ночам на небе в течение часа можно было увидеть несколько тысяч метеоров. Этот поток известен также как Биелиды. 

Анизотропия 
Отсутствие изотропии. Свойства анизотропного объекта или системы зависят от направления.

Анихито 
Самый большой метеорит из находящихся в музях мира. Этот железный метеорит был найден Робертом Пири в Гренландии в 1897 г. Вес - 31 тонна. Экспонируется в Хейденском планетарии в Нью-Йорке. 

Аномалистический год 
Промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Земли через перигелий. Продолжительномть аномалистическиого года - 365,25964 суток, что больше продолжительности тропического года примерно на 27 минут из-за постепенного изменения положения перигелия. 

Аномалистический месяц 
Промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через перигей при ее движении вокруг Земли. Равен 27,554550 суток. 

Аномалия 
Угол, используемый для описании движения тела по эллиптической орбите. Истинная аномалия v представляет собой угол между линией, соединяющей тело B с центром эллипса F, и линией, соединяющей F с периапсисом - точкой на орбите, самой близкой к F (см. иллюстрацию). Средняя аномалия M - это угол между линией PF и линией, соединяющей F с воображаемым телом, которое равномерно движется по круговой орбите с периодом, равным периоду реального тела. Эксцентрическая аномалия E - полезный параметр, используемый для выражения переменной длины радиус-вектора r. Уравнение, связывающее эти величины, имеет вид r = a (1 - e cos E), где a - большая полуось, а e - экцентриситет эллиптической орбиты. Уравнение связи между M и E, записываемое в виде M = E - e sin E, известно как уравнение Кеплера. 

Анортозит 
Вулканическая порода, состоящая в основном из силикатного минерала плагиоклаза. Эта порода часто встречается в горных районах Луны. 

Антиапекс 
Точка на небесной сфере, диаметрально противоположная солнечному апексу. Относительно близких звезд Солнечная система в целом движется по направлению от антапекса к апексу. Антапекс находится в созвездии Голубя (в окрестности точки RA 6h, Dec. -30°). 

Антарес (Альфа Скорпиона; α Sco) 
Самая яркая звезда в созвездии Скорпиона. Красный сверхгигант, M-звезда звездной величины 1,0. Название имеет греческое происхождение и означает “конкурент Марса”, что напоминает о замечательном цвете этой звезды. Антарес- полуправильная переменная звезда, яркость которой изменяется между звездными величинами 0,9 и 1,1 с пятилетним периодом. Имеет голубую звезду- компаньона 6-й звездной величины, удаленную всего на 3 дуговых секунды. 

Антенна 
Любое устройство, предназначенное для получения или передачи радиосигналов. Тип антенны зависит от длины волны и силы сигнала. Самая простая форма - прямой штырь (диполь); в радиоастрономии наиболее часто используется антенна в форме параболоида. В простых телескопах может использоваться одиночная антенна. Радиоинтерферометры состоят из множества отдельных антенн. 

Антенна Яги 
Антенна для приема радиоволн, состоящая из нескольких параллельных диполей. К такому типу принадлежат самые распространенные домашние телевизионные антенны. Массивы антенн Яги используются в радиоастрономии для построения недорогих радиотелескопов синтеза апертур, предназначенных для обзора неба. 

Антивещество 
Вещество, состоящее из элементарных частиц, у которых масса и спин такие же, что и у частиц обычного вещества, но многие другие свойства, например, электрический заряд, противоположны. Хотя некоторые античастицы наблюдаются в природе, а другие получены в лабораторных экспериментах, никаких доказательств существования больших количеств антивещества в природных условиях, например, в форме "антиводорода" не имеется. Если бы обычное вещество и антивещество встретились, они бы взаимно уничтожились с выделением энергии. 

Антиной 
Астероид 1863 диаметром 3 км. Был открыт А. Виртаненом в 1948 г. при близком подходе к Земле. Был заново обнаружен в 1972 г. 

Антихвост 
Часть пылевого хвоста кометы, который кажется направленным от ее головы в сторону Солнца, иногда подобно шипу. Возникает в результате перспективы, когда относительное положение Земли и кометы таковы, что изгибающийся пылевой хвост виден из-за головы кометы как бы впереди ее. 

Антициклон 
Область в планетарной атмосфере, где давление по направлению к центру увеличивается. 

Апекс (Солнечной системы) 
Точка небесной сферы в созвездии Геркулеса (с координатами RA 18h, Dec. +30°), к которой направлено видимое движение Солнечной системы в целом относительно других близких к Солнцу звезд

Апекс (Земли) 
В любой данный момент времени - точка на небесной сфере, к которой направлено видимое движение Земли при ее перемещении по орбите вокруг Солнца. 

Апеннины (Montes Apenninus) 
Горное образование на Луне, составляющее часть восточной границы моря Дождей. 

Апертура (D) 
Диаметр главного собирающего элемента в телескопе. Для оптического телескопа апертура определяется диаметром линзы объектива или зеркала; для радиотелескопа это физический размер антенны. Апертура является одной из самых важных характеристик телескопа, поскольку возможность улавливать излучение и разрешающая способность с увеличением апертуры возрастают. 

Апоастр 
Точка орбиты одного из компонентов двойной звезды, самая далекая от другого компонента. 

Апогей 
Точка орбиты Луны или искусственного спутника Земли, наиболее удаленная от Земли. 

Аподизация 
Использование специального экрана, расположеного над апертурой телескопа, который прогрессивно уменьшает (от центра апертуры к ее краям) количество света, поступающего в инструмент. Цель аподизации состоит в том, чтобы уменьшить эффект дифракции, размывающей тонкие детали на изображении планет. Практически такой экран состоит из трех или четырех кольцеобразных частей. 

Аполлон (1) 
Астероид 1862 диаметром 1,4 км, открытый К. Рейнмутом в 1932 г. Представляет собой прототип астероидной группы Аполлона, чьи орбиты пересекают орбиту Земли. 

"Аполлон" (2) 
Американская космическая программа, главной целью которой была высадка человека на Луну, успешно осуществленная в 1969 г. Программа включала 17 полетов. Первые 6 полетов были беспилотными, а полет "Аполлона-13" был прерван после взрыва на борту, хотя астронавты смогли вернуться на Землю. Между 20 июля 1969 г. и 11 декабря 1972 г. состоялось шесть полетов с посадкой на Луну. Астронавты собрали образцы лунных пород и грунта, весящие в сумме почти 400 кг, и сделали много фотографий как с поверхности Луны, так и с лунной орбиты. На поверхности Луны был выполнен ряд научных экспериментов, включая обнаружение космических лучей и солнечного ветра. Корабль "Аполлон" состоял из двух блоков: основного блока с отсеком экипажа и лунной кабины. Основной блок оставался на лунной орбите с одним астронавтом на борту, в то время как другие два астронавта в лунной кабине совершали посадку на поверхость Луны. Астронавты возвращались на лунную орбиту, используя взлетную ступень лунной кабины и стыкуясь с основным блоком. Посадочная ступень лунной кабины оставалась на Луне. Двигательный отсек основного блока отделялся незадолго до вхождения в атмосферу Земли.

Apollo

Астронавты

Дата Посадки

Место Посадки

11

 Армстронг, Олдрин, Коллинз

 20 июля 1969 г.

 Море Спокойствия

12

 Конрад, Бин, Гордон

 19 ноября 1969 г.

 Океан Бурь

14

 Шепард, Митчелл, Руса

 5 февраля 1971 г.

 Фра Мауро

15

 Скотт, Ирвин, Уорден

 30 июля 1971 г.

 борозда Хэдли

16

 Янг, Дьюк, Мэттингли

 21 апреля 1972 г.

 кратер Декарт

17

 Сернан, Шмитт, Эванс

 11 декабря 1972 г.

 кратер Литтров

Апохромат 
Сложная линза, сделанная из трех (или более) частей с различными коэффициентами преломления. Используется для уменьшения хроматической аберрации.
См.: ахроматическая линза. 

Апоцентр 
Точка орбиты компонента двойной звезды, которая наиболее удалена от центра масс системы

Аппаратура звездного отслеживания 
Небольшое устройство экваториальной установки с автоматическим приводом, обеспечивающим компенсацию вращения Земли. К такому устройству может быть присоединена фотокамера. 

Аппульс (полутеневое затмение) 
Приближение одного небесного объекта к другому, при котором наблюдателю кажется, что они касаются друг друга, но без фактического покрытия (например, когда планета проходит рядом со звездой). 

Апрельские Лириды 
См.: Лириды. 

Апсиды 
Две точки на эллиптической орбите, самая дальняя и самая близкая к центру масс. Соединяющая их линия, совпадающая по направлению с главной осью орбитального эллипса, называется линией апсид. 

Арахноиды 
Неофициальный термин для обозначения вулканических образований на Венере, обнаруженных "Магелланом", которые похожи на пауков, соединенных паутиной трещин.

Аргонавты (Argo Navis) 
Большое созвездие южного неба, включенное в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.) и представляющее судно Язона и аргонавтов. Чрезмерный размер созвездия создавал определенные затруднения, и теперь его официально не признают. Звезды, которые прежде составляли созвездие Аргонавтов, отнесены к трем отдельным созвездиям: Киль, Корма и Паруса. 

Аргумент (обозначение ω) 
Один из углов, входящих в группу элементов орбиты, используемых для задания эллиптической орбиты. Аргумент задает ориентацию орбиты в своей плоскости. Аргумент перигелия для орбит комет или планет вокруг Солнца представляет собой угол "точка перигелия - Солнце - восходящий узел", измеряемый в плоскости орбиты в направлении движения. 

Ареография 
Изучение и картирование поверхности Марса. 

Ареология 
Геология планеты Марс. 

Аретуза 
Астероид 95 диаметром 228 км. Обладает особенно темной поверхностью (альбедо 1,9%). 

Аризонский метеоритный кратер (Кратер Метеор; Кратер Берринджера; Енотовый холм) 
Самый сохранившийся и наиболее известный из метеоритных кратеров на Земле, 1200 м в диаметре и глубиной в 183 м. Окружен цирком высотой от 30 до 45 м. Находится между Флэгстаффом и Уинслоу в штате Аризона, США. Был обнаружен в 1891 г. Возраст кратера оценивают в 50000 лет. Поблизости было найдено много метеоритного железа, так что метеорит, по всей видимости, был железного типа и весил больше 10000 тонн, но при падении был разрушен. Многие фрагменты рассеянные вокруг этого кратера, называемого еще Каньоном Дьябло, в сумме весили около 18 тонн. 

Аристарх (Aristarchus) 
Очень яркий лунный кратер, центр характерной лучевой системы. Имеет 45 км в поперечнике и множестро террас на внутренних стенках. Иногда сообщалось о наблюдении появляющихся время от времени красноватых светлых пятен, возможно, связанных с выделением газов из поверхностных пород.
См.: нестационарные явления на Луне. 

Ариэль (ИСЗ) 
Серия из шести ИСЗ, запущенных между 1962 и 1979 гг., первые четыре из которых несли аппаратуру для изучения ионосферы, а последние два - аппаратуру рентгеновской астрономии. Полет "Ариэля-5", запущенного 15 октября 1974 г., был особенно успешным и дал возможность провести важные рентгеновские наблюдения. Было составлено несколько каталогов рентгеновских источников. Первые пять спутников эксплуатировались совместно США и Великобританией. ”Ариэль-6" был полностью британским проектом, но из- за технических проблем его полет не принес больших результатов. 

Ариэль 
Один из больших спутников Урана, открытый У. Ласселлом в 1851 г. Изображения, полученные "Вояджером-2" в 1986 г., показали, что его поверхность покрыта кратерами и пересечена сбросовыми обрывами и долинами. Вид спутника говорит о том, что в прошлом имелась значительная геологическая активность. 

Арктур (Альфа Волопаса, αBoo) 
Самая яркая звезда в созвездии Волопаса, оранжевый гигант, K-звезда звездной величины -0,04, четвертая по яркости звезда в небе. Название имеет греческое происхождение и означает “сторож медведя”. 

Армаская обсерватория 
Обсерватория в г. Арма в Северной Ирландии, основанная в 1790 г. Обсерватория и связанный с нею планетарий, который открылся в 1968 г., в настоящее время финансируется правительством как образовательное учреждение и не имеет никаких исследовательских инструментов. Обсерватория известна составлением Нового генеральный каталога туманностей и звездных скоплений (NGC). Составителем каталога был Йохан Л.Э. Дрейер, директор обсерватории с 1882 по 1916 г. 

Армиллярная сфера 
Тип небесного глобуса, в котором небо представлено конструкцией из пересекающихся колец, в центре которых находится Земля. Каждое из колец соответствует одной из основных плоскостей небесной сферы, таких как небесный экватор и эклиптика. Некоторые из колец могут перемещаться, воспроизводя вид неба в разное время и в различных широтах. На некоторых армиллярных сферах были небольшие указатели, прикрепленные к кольцам, которые показывали положение наиболее ярких звезд. Применение армиллярных сфер для наблюдений и демонстраций известно по меньшей мере с III в. до н.э. 

Археоастрономия 
Изучение занятий астрономией в древних цивилизациях и в доисторическом обществе. Чаще всего археоастрономия имеет дело не с письменными источниками, а с археологическими свидетельствами астрономических знаний древних. Археоастрономия изучает памятники каменного века, оставленные цивилизациями в Западной Европе, древней Центральной Америке и в классическом Средиземноморье. 

Асимптотическая ветвь гигантов 
Часть диаграммы Герцшпрунга-Рессела, на которой лежат точки, представляющие звезды, первоначальная масса которых не превышала десяти солнечных масс, и которые в настоящее время находятся на последней стадии эволюции. Во второй раз с тех пор, как они они перестали быть звездами главной последовательности, их сильное расширение закончилось тем, что они приобрели высокую яркость при низкой температуре, из-за чего их помещают среди самых холодных красных гигантов. Эту стадию эволюции звезд проходят все звезды с массой меньше десяти солнечных масс. Звезды AВГ исчерпали находившийся в их недрах водород и гелий - источники ядерного топлива. Их внутреннее ядро превратилось в очень горячий белый карлик, состоящий из углерода и кислорода. Тонкая оболочка гелия и углерода, покрывающая ядро, подвержена периодическим гелиевым "вспышкам". Между этими эпизодами продолжается горение водорода во внешних слоях оболочки. Все вместе окружено огромной оболочкой, образовавшейся из вещества внешних слоев звезды, радиус которой превышает размеры Солнца от нескольких сот до тысячи раз. Внутренняя структура таких звезд нестабильна, и они составляют группу долгопериодических переменных. В конечном счете оболочка отделяется от ядра и выбрасывается в пространство, образуя планетарную туманность. Звезда, первоначально имевшая массу, равную десяти солнечным, выбрасывает в пространство все вещество, кроме остающихся 1,4 солнечных масс. 

Аспект (положение) 
Положение планеты или Луны относительно Солнца при наблюдении с Земли. 

Аспект (угол) 
Угол между осью вращения тела в Солнечной системе и радиус-вектором между этим телом и Землей. 

Ассоциация звёздная
Разреженная группа молодых звезд, обычно с числом звезд от десятка до сотни. Звездные ассоциации обнаружены вдоль спиральных рукавов Галактики; всего их известно около семидесяти. Все они относительно молоды по астрономическим стандартам. Звезды не очень связаны силами взаимной гравитации, а различие их скоростей приводит к тому, что за несколько миллионов лет ассоциации рассеиваются в пространстве. Это означает, что все члены ассоциации должны были образоваться одновременно, относительно недавно и из одного и того же облака. Ассоциации всегда обнаруживаются вместе с межзвездным веществом, из которого, как можно предполагать, они образовались. Различают два типа ассоциаций. O- или OB-ассоциации состоят из массивных и ярких O-звезд и B-звезд, разбросанных в области пространства до нескольких сотен световых лет в поперечнике. Т- ассоциации содержат многочисленные молодые звезды с малой массой, такие как звезды типа T Тельца.

Астеносфера 
Слой мантии Земли на глубинах от 100 до 250 км , по которому перемещаются твердые плиты литосферы. 

Астеризм 
Заметная конфигурация звезд на небе, обычно с каким-либо популярным именем, которая тем не менее не составляет полного созвездия. Общеизвестные примеры астеризма - Большой Ковш в созвездии Большой Медведицы и Серп в созвездии Льва. 

Астероид 
Небольшое планетоподобное тело Солнечной системы (малая планета). Самый большой из них Церера, имеющий около 1000 км в поперечнике. Астероиды по размерам сильно различаются, самые маленькие из них не отличаются от частиц пыли. Несколько тысяч астероидов известно под собственными именами. Полагают, что насчитывается до полумиллиона астероидов с диаметром более полутора километров. Однако общая масса всех астероидов меньше одной тысячной массы Земли. Большинство орбит астероидов сконцентрировано в поясе астероидов между орбитами Марса и Юпитера на расстояниях от 2,0 до 3,3 а.е. от Солнца. Имеются, однако, и астероиды, чьи орбиты лежат ближе к Солнцу, типа группы Амура, группы Аполлона и группы Атена. Кроме того, имеются и более далекие от Солнца, типа центавров. На орбите Юпитера находятся троянцы. Астероиды могут быть классифицированы по спектру отраженного солнечного света: 75% из них очень темные углистые астероиды типа С, 15% - сероватые кремнистые астероиды типа S, а оставшиеся 10% включают астероиды типа М (металлические) и ряд других редких типов. Классы астероидов связаны с известными типами метеоритов. Имеется много доказательств, что астероиды и метеориты имеют сходный состав, так что астероиды могут быть теми телами, из которых образуются метеориты. Самые темные астероиды отражают 3 - 4% падающего на них солнечного света, а самые яркие - до 40%. Многие астероиды регулярно меняют яркость при вращении. Вообще говоря, астероиды имеют неправильную форму. Самые маленькие астероиды вращаются наиболее быстро и очень сильно различаются по форме. Космический аппарат “Галилео” при полете к Юпитеру прошел мимо двух астероидов, Гаспра (29 октября 1991 г.) и Ида (28 августа 1993 г.). Полученные детальные изображения позволили увидеть их твердую поверхность, изъеденную многочисленными кратерами, а также то, что Ида имеет небольшой спутник. С Земли можно получить информацию о трехмерной структуре астероидов с помощью большого радиолокатора Аресибской обсерватории. Астероиды, как полагают, являются остатками вещества, из которого сформировалась Солнечная система. Это предположение подкреплено тем, что преобладающий тип астероидов внутри пояса астероидов меняется с увеличением расстояния от Солнца. Столкновения астероидов, происходящие на больших скоростях, постепенно приводят к тому, что они разбиваются на мелкие части. 

Астероид типа А 
Редкий тип астероида, характеризуемый умеренно высоким альбедо и интенсивным красном цветом. Сильное поглощение в ближнем инфракрасном диапазоне интерпретируется как свидетельство присутствия оливина. 

Астероид типа B 
Подкласс астероидов типа С, отличающихся более высоким альбедо. 

Астероид типа С 
Категория темносерых астероидов с альбедо около 5%. "C" - означает “углистый”, поскольку они, как полагают, состоят из вещества того же типа, что и углистые хондриты. Астероиды типа С распространены во внешней части главного пояса. 

Астероид типа D 
Тип астероидов красноватого цвета, редко встречающихся в главном поясе, но обнаруживаемых все чаще на больших расстояниях от Солнца. 

Астероид типа Е 
Редкий тип астероидов с высоким альбедо. По химическому составу они могут обнаруживать сходство с метеоритами, известными как энстатитовые ахондриты. 

Астероид типа F 
Подкласс астероидов типа C, отличающийся слабым ультрафиолетовым поглощением в спектрах или полным его отсутствием. 

Астероид типа G 
Подкласс астероидов типа C, отличающихся сильным ультрафиолетовым поглощением в спектре. 

Астероид типа М 
Распространенный тип астероидов с умеренным альбедо, предположительно имеющих металлический состав, подобный составу железных метеоритов. 

Астероид типа P 
Астероид с низким альбедо. Астероиды типа P наиболее часто встречаются во внешней части главного пояса. 

Астероид типа Q 
Редкий тип астероидов, похожих по своим свойствам на метеориты, относящиеся к хондритам. К этому классу астероидов принадлежит Аполлон и несколько других приближающихся к Земле астероидов. 

Астероид типа R 
Редкий тип астероида с умеренно высоким альбедо, примером которого является астероид Дембовска(349). 

Астероид типа S 
Категория астероидов с промежуточным значением альбедо, которые, как предполагают, подобно каменным метеоритам, состоят из кремнистого вещества. Астероиды типа S во внутренней части пояса астероидов встречаются относительно часто. 

Астероид типа T 
Тип астероидов, характеризующихся очень низким альбедо. 

Астероид типа V 
Класс астероидов, единственным известным членом которого является Веста. 

Астероиды типа Хильды 
Группа астероидов у внешнего края главного пояса астероидов на расстоянии 4,0 а.е. от Солнца. Названы по имени астероида 153 Хильда диаметром 180 км, открытого Ж. Пализа в 1875 г. Их орбитальные периоды соизмеримы с периодом обращения Юпитера в отношении 3:2. От остальной части пояса астероидов они отделены пробелом Кирквуда.
См.: соизмеримость. 

Астигматизм 
Аберрация оптической системы (объектива или зеркала), возникающая в том случае, когда объект расположен далеко от оптической оси. Так, изображение точки может превратиться в линию или эллипс. 

Астрация 
Циклический процесс, при котором межзвездное вещество вовлекается в состав недавно сформировавшихся звезд, где подвергается ядерной переработке. Обогащенное более тяжелыми элементами, вещество вновь выбрасывается в межзвездную среду, где войдет в состав следующего поколения звезд. Таким образом, астрация приводит к устойчивому увеличению в галактике доли тяжелых элементов. 

Астрея 
Астероид 5 диаметром 120 км, открытый в 1845 г. К.Л. Хенке. 

"Астро-1" 
Астрономическая обсерватория, предназначенная для работы на борту орбитального шаттла. Обсерватория состоит из четырех телескопов. Три из них работают в ультрафиолетовом диапазоне (проводя съемку небесных объектов и проводя спектроскопические и поляриметрические исследования соответственно). Четвертый - широкополосный рентгеновский телескоп. С приборами ультрафиолетового диапазона работают астронавты-исследователи на шаттле, а рентгеновский телескоп управляется с Земли персоналом Годдардовского центра космических полетов. Обсерватория "Астро-1" успешно функционирует с декабря 1990 г. 

"Астро-B" 
Японский рентгеновский астрономический спутник, запущенный 20 февраля 1983 г. После запуска был переименован, получив название "Тенма" ("Пегас”).

"Астро-C" 
См: "Гинга". 

Астроблема 
Древний и сильно разрушенный ударный кратер. 

Астрограф 
Астрономический телескоп, разработанный специально для получения широкоугольных фотографий неба, которые используются при определении положения небесных объектов. Обычно термин применяется к рефракторам, разработанным для проекта "Карта Неба". При постройке таких телескопов в значительной степени ориентировались на 330-миллиметровый телескоп Парижской обсерватории, пущенный в 1886 г. Астрографические телескопы теперь заменены другим типом телескопа - камерой Шмидта. 

Астрографический каталог 
Каталог звезд до 12-й величины, составленный как часть проекта "Карта Неба". 

Астродинамика 
Наука, рассматривающая все аспекты движения спутников, ракет и космических аппаратов. 

Астрология 
Традиционное учение и род деятельности, в которых предполагается связь черт характера и судьбы человека с положением Солнца, Луны и планет относительно звезд. Никакой общепринятой теории, которая подводила бы научную основу под астрологические построения, никогда не было. Сообщения об исторических происшествиях, косвенные свидетельства и интересные совпадения продолжают привлекать последователей астрологии, хотя большинство ученых считают ее суеверием. В прошлом, когда между астрологией и астрономией различий было меньше, в астрологических целях было проведено много полезных астрономический наблюдений. 

Астролябия 
Старинный прибор для определения положения Солнца и ярких звезд в разное время суток в течение всего года. Изобретение астролябии приписывается греческим астрономам, работавшим во II в. до н.э. Обычная астролябия состоит из круглой звездной карты ("планшета” или “тимпана” ), над которой находится циркуль ("рэт”). Они соединены так, что рэт может вращаться над планшетом. Обычно астролябии изготовлялись из меди. Различные гравировки шкал давали возможность определять положение звезд и Солнца в разное время суток на протяжении всего года. Иногда имелись и дополнительные шкалы, дающие разнообразную информацию. Чаще всего астролябии изготовлялись в виде ручного инструмента, чтобы его можно было использовать для определения угла возвышения звезд, (например, в целях навигации). Однако, любая астролябии годится только для тех широт, для которых она изготовлялась. 

Астролябия (2) 
Любой прибор для определения точных положенией небесных объектов.
См.: призматическая астролябия. 

Астролябия Данжона 
См: призматическая астролябия. 

Астрометрическая двойная 
Двойная звезда, в которой присутствие ненаблюдаемого компаньона подтверждается циклическими изменениями положения более яркой звезды. 

Астрометрия 
Раздел астрономии, посвященный измерениям положений и видимых движений небесных тел и выяснению факторов, которые могут на них воздействовать. 

Астронавтика (Космонавтика)
Наука, рассматривающая все аспекты путешествий в космическом пространстве. 

аСтрономическая единица (а.е.) 
Единица измерения, используемая главным образом для расстояний в пределах Солнечной системы. Представляет собой среднее расстояние между Землей и Солнцем, хотя имеет и формальное определение, не связанное с земной орбитой. Ее значение равно 149597870 км, что несколько меньше большой полуоси земной орбиты. Световой год равен примерно 63240 а.е. 

Астрономические сумерки 
Период времени, в течение которого Солнце находится от 102° до 108° ниже зенита.
См.: сумерки. 

Астрономические часы 
Часы, которые в дополнение к нормальному времени дня отображают астрономическую информацию, например, фазы Луны и звездное время. 

"Астрономические эфемериды" 
Информационные издания с обзором астрономических данных, выпускавшиеся ежегодно Королевской Гринвичской обсерваторией в Великобритании. С 1981 г. заменены Астрономическим альманахом. 

"Астрономический альманах" 
Альманах, предназначенный в первую очередь для профессиональных астрономов, издаваемый, начиная с 1981 г., совместно Военно-морской обсерваторией США (Вашингтон, округ Колумбия) и Королевской Гринвичской обсерваторией в Великобритании. Альманах заменил Американский эфемеридный и навигационный альманах и Астрономические эфемериды. Альманах содержит данные о фазах Луны, восходе и закате Солнца, о затмениях, положении Солнца, Луны и планет, а также информацию относительно ярких звезд, о расположении обсерваторий и астрономические постоянные. 

Астрономический треугольник 
Сферический треугольник на небесной сфере, три вершины которого представляют собой небесный объект, зенит наблюдателя и северный или южный полюс мира. 

Астрономия 
Изучение Вселенной и ее объектов, находящихся вне пределов атмосферы Земли. До XX в. термин относился исключительно к изучению движения и положения небесних объектов. 
См.: астрофизика. 

Астросейсмология 
Изучение распространения колебаний в звездах. Вообще говоря, такие исследования могут дать информацию о структуре звезд точно так же, как сейсмическое изучение Земли позволяет выяснить детали ее строения. 

Астрофизика 
Физическая теория астрономических объектов и явлений. Термин появился в XIX в. в связи с необходимостью провести границу между физическими методами интерпретации наблюдений и обычной фиксацией небесных явлений, а также положений и движений небесных объектов, что было характерно для ранних этапов развития астрономии. Таким образом, астрофизика охватывает такие области, как строение и устойчивость звезд, распространение электромагнитного излучения в пространстве и образование спектров, ядерные процессы в звездах и применение теории гравитации. Хотя сегодня термин "астрофизика" сохраняет свое первоначальное значение, все же считается, что все аспекты изучения Вселенной, включая и астрофизические, входят в понятие "астрономия". Научный подход, используемый в настоящее время, требует, чтобы все астрономические исследования проводились на основе современных достижений физики. 

"Астрофизическая обсерватория высоких энергий" 
Общее наименование трех орбитальных обсерваторий NASA (High Energy Astrophysical Observatory - HEAO), запущенных в 1977-1979 гг., две из которых были предназначены для рентгеновской астрономии, а третья - для гамма-астрономии. "HEAO-1", запущенная в сентябре 1977 г., провела полный обзор рентгеновских источников, в результате чего был составлен наиболее полный для того времени каталог. " HEAO-2" получила известность как Обсерватория "Эйнштейн". " HEAO-3" была запущена в сентябре 1979 г. и несла на борту гамма- спектрометр и два инструмента для изучения космических лучей. 

Астрофотография 
Область деятельности, связанная с фотографической фиксацией небесных объектов. 

Астрохимия 
Изучение химических реакций между атомами, молекулами и зернами пыли в межзвездной среде, включая фазы образования звезд и планет. 

Атаксит 
Тип железного метеорита с высоким содержанием никеля, не имеющий выраженной структуры. Наблюдающиеся у других типов метеоритов структуры, называемые видманштеттеновыми фигурами, у атакситов отсутствуют или выражены очень слабо. 

Атен 
Астероид 2062 диаметром 0,8 км, открытый в 1976 г. Э. Хелином. Прототип группы Атена, включающей близкие к Земле астероиды, орбиты которых находятся главным образом внутри земной орбиты. Большие полуоси их орбит меньше 1 а.е., а их афелий превышает 0,938 а.е. 

Атлант 
Самый внутренний небольшой спутник Сатурна, открытый в 1980 г. Ричардом Террилом во время полета "Вояджера-1". 

Атлас 
Звезда 3-й звездной величины в скоплении Плеяд. 

Атмосфера 
Самые внешние газообразные слои планеты, естественного спутника или звезды. Так как газ имеет естественную тенденцию расширяться в пространство, сохранять атмосферу могут только тела, которые имеют достаточно сильную гравитацию. Меркурий и Луна, например, недостаточно массивны, чтобы удержать атмосферные газы. Земля, Венера, Марс и Титан - примеры твердых тел с существенной атмосферой. Гигантские газообразные планеты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун) не имеют четкой границы между атмосферой и поверхностью; для них термин “атмосфера” используется при описании внешней газовой оболочки . Внешние слои звезд, где протекают процессы, определяющие их спектр, называются звездной атмосферой. 

Атмосферная дисперсия 
Размывание изображения звезды при прохождении луча света через земную атмосферу, проявляющееся в виде небольшого спектрального пятнышка. Действие атмосферы напоминает в этом случае эффект стеклянной призмы: путь, который проходит свет, зависит от длины его волны. В результате синий свет от звезд приходит чуть ближе к зениту, чем красный.
См.: дисперсия. 

Атмосферная рефракция 
Небольшое изменение направления световых лучей от астрономических объектов при прохождении земной атмосферы, в результате чего объекты кажутся ближе к зениту по сравнению с их действительным положением. Влияние атмосферной рефракции увеличивается при приближении к горизонту

Атмосферная экстинкция 
Уменьшение интенсивности света от астрономического объекта из-за поглощения и рассеивания в атмосфере Земли. Экстинкция увеличивается по мере приближения объекта к горизонту из-за большей толщины атмосферы, через которую должен пройти свет. Эффект сказывается тем сильнее, чем короче длина световой волны. В результате синий цвет по сравнению с красным поглощается значительно больше, что приводит к видимому покраснению объектов, находящихся у горизонта. 

Атмосферное окно 
Область электромагнитного спектра, в которой волны проходят через земную атмосферу с относительно небольшим ослаблением из-за поглощения, рассеяния или отражения. Имеются два основных окна: оптическое и радиоокно. В оптической (или видимой) области спектра через атмосферу хорошо проходит свет с длинами волн между 300 и 900 нм. Этот диапазон включает ближний ультрафиолет и инфракрасное излучение, невидимое для человеческого глаза. Радиоокно охватывает диапазон длин волн от нескольких миллиметров до 30 метров, что эквивалентно частотам от 100 Ггц до 10 Mгц. Кроме того, имеется ряд узких полос в инфракрасной (длины волн порядка микронов) и субмиллиметровой областях, где атмосфера умеренно прозрачна для излучения, особенно в тех географических областях, где атмосфера сухая, так как основной причиной поглощения на этих длинах волн являются молекулы воды. 

Атмосферный диск 
Наименьшее изображение точечного источника (например, звезды), которое можно получить с помощью телескопа. Дифракция, возникающая при прохождении света через апертуру телескопа, приводит к тому, что изображение даже точечного источника имеет конечный размер. Диаметр атмосферного диска у больших апертур меньше. На практике редко удается достичь изображений хотя бы таких размеров, поскольку турбулентность земной атмосферы искажает принимаемые изображения, еще больше увеличивая их. 

Атмосферный ливень 
Внезапное усиление потока вторичных космических лучей в атмосфере, вызываемое столкновениями космических лучей с атомными ядрами. Первое столкновение порождает множество вторичных частиц, которые обладают энергией, достаточной для того, чтобы излучение возникало и при последующих столкновениях 

Атом 
Самая маленькая устойчивая частица химического элемента. Атом обычно имеет размеры около 0,1 нм. Почти вся его масса сконцентрирована в положительно заряженном ядре, которое примерно в тысячу раз меньше всего атома. В нейтральном атоме ядро окружено облаком электронов, число которых соответствует положительному заряду ядра и называется атомным номером. Каждый элемент имеет свой атомный номер, начиная с 1 (водород), 2 (гелий), и т.д. Электроны в атоме могут находиться на любом из дискретных энергетических уровней. Набор таких энергетических уровней у каждого элемента свой. Если электроны совершают переход из одного энергетического состояния в другое, происходит поглощение или испускание электромагнитной энергии. Такие переходы приводят к появлению линейчатых cпектров поглощения или линейчатых эмиссионных cпектров. Если атом поглощает достаточное количество энергии, то один или несколько электронов могут полностью от него оторваться. Такой процесс называется ионизацией. Энергию для ионизации атом может получить от электромагнитного излучения или в виде тепловой энергии горячего газа. Ионизированный атом несет положительный электрический заряд. Любой ион, образовавшийся в результате потери одного или большего количества электронов, имеет собственные энергетичские уровни, и его спектр отличается от спектра исходного атома. 

Атомные часы 
Высокоточные часы, в которых используется регулярная частота какого-либо атомного или молекулярного процесса. Работа аммиачных часов основана на процессе инверсии молекул аммиака, которые происходят с частотой 23,870 гц. Цезиевые часы используют частоту, соответствующую разнице двух энергетических состояний атома цезия. Точность таких часов составляет менее 10-13. Цезиевый стандарт используется для определения величины секунды в системе СИ. Эта величина является основой международного атомного времени (TAI). 

Афелий 
Точка орбиты тела Солнечной системы, например, планеты или кометы, наиболее удаленная от Солнца. 

Ахернар (Альфа Эридана; α Eri) 
Самая яркая звезда в созвездии Эридана. Название имеет арабское происхождение, означающее "конец реки”. Звезда расположена на южном краю созвездия со склонением - 57°. Ахернар - B-звезда звездной величины 0,5. 

Ахиллес 
Астероид 588 диаметром 116 км. Открытый M. Вольфом в 1906 г., астероид был первым из троянцев, получившим собственное имя. 

Ахондриты 
Тип каменных метеоритов, которые образовались путем кристаллизации расплавленных каменных масс. Название указывает на отсутствие хондр у этого типа метеоритов, в отличие от хондритов. По сравнению с хондритами, для них характерно большее содержание богатых кальцием минералов. В то же время в них намного меньше металлов и сульфидных минералов. 

Ахроматическая линза (ахромат) 
Сложная линза, сделанная из двух частей с различными коэффициентами преломления. Используется для уменьшения хроматической аберрации.
См.: апохромат. 

Ацидалийская равнина (Acidalia Planitia) 
Темное плато в северном полушарии Марса, ранее известное как Ацидалийское море (Mare Acidalia). 

Аэрозоль 
Взвесь частиц в газе, например, туман в атмосфере 

Аэролит 
Устаревшее название каменного метеорита. 

Аэрономия 
Изучение физических и химических процессов в верхней атмосфере Земли и других планет. 

Аэрообъектив 
Фотографический объектив, разработанный и изготовленный специально для аэрофотосъемок

 

 

                                                                           Б


Бабочки Маундера 
Бабочки Маундера. Распределение солнечных пятен по долготе с изменением времени. 
Диаграмма, представляющая изменения гелиографической широты, на которой появляются солнечные пятна в течении солнечного цикла. Впервые диаграмма была построена в 1922 г. Э. В. Маундером. На графике в качестве вертикальной оси взята гелиографическая широта, а в качестве горизонтальной оси - время (в годах). Далее для каждой группы солнечных пятен, относящихся к некоторой широте, и каррингтоновского номера строятся вертикальные линии, покрывающие один градус широты. Получаемая картина (см. иллюстрацию) напоминает крылья бабочки, что и дало диаграмме это популярное название. 

Базальт 
Вулканическая порода, состоящая в основном из кремниевых минералов пироксена и плагиоклаза. 

Базальтовый ахондрит 
Тип метеоритов, включающий эукриты и говардиты, которые подобны земному базальту. 
См.: ахондриты. 

"Байконур" 
Космодром и центр космических полетов, расположенный к северо-востоку от Аральского моря. Создан Советским Союзом, в настоящее время находится в Казахстане. 

Бальмеровские линии (серия Бальмера) 
Ряд спектральных линий в спектре атомарного водорода. Линии названы H альфа, H бета, H гамма, и так далее, начиная с линии самой большой длины волны (656,3 нм). С уменьшением длины волны линии располагаются все теснее, приближаясь к предельной точке 365 нм.
См.: бальмеровский декремент. 

Бальмеровский декремент 
Заметное снижение интенсивности на длине волны около 365 нм в непрерывном спектре звезды (или другого астрономического объекта), в котором происходит поглощение водородом. Отдельные бальмеровские линии атома водорода с уменьшением длины волны сближаются до тех пор, пока не сольются. Длина волны 365 нм соответствует энергии, необходимой для ионизиации атома водорода, когда электрон исходно находится на втором энергетическом уровне. На более коротких длинах волн (при более высоких энергиях) водород эффективно поглощает энергию в непрерывном спектре. 

Бамберга 
Астероид 324 диаметром 252 км, открытый Ж. Пализа в 1892 г. 

Бар 
Единица измерения давления, в частности, давления планетарной атмосферы. Один бар примерно соответствует среднему давлению атмосферы Земли на уровне моря и равен 10^5 паскалям (ньютон на квадратный метр). Атмосферное давление часто измеряется в миллибарах (1000 мбар = 1 бар). 

Бариевая звезда 
Гигант спектральных классов от G2 до K4, который имеет в спектре необычно сильные линии поглощения химического элемента бария

Барионы 
Общее название тяжелых элементарных частиц, включая протоны и нейтроны (вместе называемые нуклонами) и ряд короткоживущих частиц, которые при распаде порождают протон. 

Барицентр 
Центр масс системы объектов, перемещающихся под влиянием взаимного тяготения. Барицентр Солнечной системы, например, постоянно перемещается из-за изменения относительного расположения планет (особенно главных). Расположен приблизительно в миллионе километров от центра Солнца. 

Барицентрические координаты 
Координаты, определяющие положение тела в Солнечной системе по отношению к барицентру, который берется в качестве начала координат. 

Барицентрическое динамическое время 
См.: динамическое время. 

Барстер 
См.: гамма-барстер, рентгеновский барстер. 

Бассейн 
Обширная мелкая круглая деталь на поверхности планеты, возникшая при ударе большого метеорита. Бассейны могут иметь концентрические кольца; некоторые в ходе последующих вулканических процессов были заполнены лавой.
См.: кратер. 

Бассейн Дождей 
Самая большая и молодая из больших круглых ударных структур на Луне. Впоследствии была заполнена лавой, в результате чего образовалась темная область, имеющая 1300 км в диаметре, названная морем Дождей. Бассейн Дождей окружен тремя концентрическими горными кольцами, хотя достаточно четко выражено только внешнее кольцо, образованное Карпатами, Апеннинами и Кавказскими горами. Часть второго кольца представлена Альпами. 

Бейли (Baily) 
Большой и сильно разрушенный лунный кратер, 298 км в диаметре. 

Белая дыра 
Никогда не наблюдавшийся гипотетический объект, свойства которого в математическом выражении обратны к свойствам черной дыры и который был бы местом спонтанного появления вещества 

Белинда 
Один из небольших спутников Урана, обнаруженный во время пролета "Вояджера-2" вблизи этой планеты в 1986 г. 
См.: Таблица 6. 

Беллатрикс (Гамма Ориона; γ Ori) 
Гигант, B-звезда звездной величины 1,6. Название имеет латинское происхождение и означает “женщина-воительница”.
См.: Таблица 3. 

Белый карлик 
Звезда на поздней стадии эволюции звезд, состоящая из вырожденного вещества. Белый карлик возникает тогда, когда все возможные источники топлива для термоядерного синтеза исчерпаны. Тогда звезда коллапсирует под собственной тяжестью, сжимая вещество до вырожденного состояния, в котором плотно упакованы атомные ядра и полностью оторванные от атомов электроны. Процесс сжатия останавливается только тогда, когда возникает квантовый механический эффект. Электроны уже не могут уплотняться дальше, и появляется сопротивление сжатию, называемое давлением вырождения. С. Чандрасекхар теоретически доказал, что верхний предел массы белых карликов в 1,4 раза превышает массу Солнца. Если масса коллапсирующей звезды больше, она должна стать нейтронной звездой или черной дырой. Первым обнаруженным белым карликом стала звезда 40 Эридана B, наблюдавшаяся в 1910 г. Было показано, что ее поверхностная температура равна 17000 K, но общая светимость была настолько низкой, что по диаметру звезда должна была быть меньше Земли. Среди других самых известных белых карликов - звезда ван Маанена и Сириус B. Звезда Сириус B, впервые наблюдавшаяся в 1862 г. при диаметре, равном всего пяти диаметрам Земли, имеет массу Солнца, а ее светимость в10000 раз меньше Сириуса A, который является нормальной А-звездой. Известно всего несколько сотен белых карликов, но они могут составлять до 10% всего звездного населения. Небольшая светимость сильно затрудняет их обнаружение. Хотя название таких звезд и включает слово "белый", поверхностная температура карликовых вырожденных звезд меняется от 100000 K у самых горячих (которые и на самом деле являются белыми) до 4000 K у наиболее холодных, которые фактически имеют красный цвет. Не располагая внутренними источниками энергии, белые карлики находятся в долгом процессе постепенного охлаждения, в течение которого их температура снижается. В конце концов белый карлик становится черным карликом - мертвой несветящейся звездой. Спектры белых карликов очень разнообразны, что отражает вариации их температурного диапазона и состава. Их спектр часто показывает широкие линии поглощения, хотя некоторые белые карлики вообще не имеют в своих спектрах линий. Слой, в котором происходит формирование линий, имеет в толщину только несколько сотен метров. Некоторые белые карлики показывают только водородные линии (возможно потому, что под действием большой силы тяготения гелий и более тяжелые элементы погрузились к основанию "атмосферы"). В других звездах, напротив, присутствует гелий или металлы, но нет водорода. В 1983 г. Э.М. Сионом и его сотрудниками была предложена новая система классификации белых карликов. Обозначения состоят из трех заглавных букв, первой из которых является D, что означает "degenerate - вырожденный". Вторая буква указывает на тип основного спектра: A (только водород H); B (нейтральный гелий He без H или металла); C (непрерывный); O (ионизированный He с нейтральным He или H); Z (только металлические линии без H или He); Q (присутствие углерода C). Третья буква обозначает вторичные спектральные характеристики: P (магнитный с поляризацией света); H (магнитный без поляризации света); X (пекулярный или неклассифицируемый); V (переменный). Старая система классификации была основана на обычной последовательности спектральных классов (O, B, A, F, G, K, M) с префиксом D. 

"Беппо-САКС" 
Итальянско-голландский гамма- и рентгеновский спутник, запущенный 30 апреля 1996 г. Наблюдения, проведенные с его помощью в 1997 г., привели к первой оптической идентификации гамма-барстера.

Бесселев год 
Понятие, используемое для выражения времени в динамических вычислениях. Длина бесселева года была первоначально определена как период, необходимый Солнцу для того, чтобы его прямое восхождение увеличилось на 24 часа, и почти равна длине тропического года. В 1976 г. было решено приравнять величину бесселева года длине тропического года в 1900 г. Считается, что бесселев год начинается в момент, когда средняя долгота Солнца равна 280°. Практически это совпадает с началом календарного года. В настоящее время предпочитают более простой юлианский год. 

Бета Живописца (β Pic) 
А-звезда 4-й звездной величины, которая окружена диском вещества. Внимание на нее обратили тогда, когда было обнаружено сильное излучение в инфракрасном диапазоне. Оптические наблюдения подтвердили наличие у звезды диска с диаметром, приблизительно равным десятикратному размеру орбиты Плутона вокруг Солнца. Предполагается, что из таких дисков вещества вокруг звезд могут сформироваться планетарные системы, похожие на нашу Солнечную систему. 

Бета Цефея (β Cep) 
См.: звезда типа Беты Большого Пса. 

Бета-распад 
Распад радиоактивного изотопа, связанный с испусканием из атомного ядра электрона и антинейтрино (или позитрона и нейтрино). 

Бетельгейзе (Альфа Ориона; α Ori) 
Красный сверхгигант, M-звезда, одна из самых больших известных звезд. Посредством точечной интерферометрии и другими интерференционными методами удалось измерить ее диаметр, который оказался равным примерно 1000 диаметров Солнца. Было обнаружено и присутствие больших ярких “звездных пятен”. Наблюдения в ультрафиолете, проведенные с помощью Космического телескопа Хаббла, показали, что Бетельгейзе окружена обширной хромосферой, масса которой составляет приблизительно двадцать солнечных. Яркость нерегулярно изменяется между величинами 0,4 и 0,9 с периодом около пяти лет.
См.: Таблица 3

Беттина 
Астероид 250 диаметром 128 км, открытый в 1885 г. Ж. Пализа. 

Бетулия 
Астероид 1580 диаметром 60 км, открытый в 1950 г. при его приближении к Земле. 

Бианка 
Один из небольшоих спутников Урана, открытый "Вояджером-2" при встрече с планетой в 1986 г. 
См.: Таблица 6. 

Биг-Бирская солнечная обсерватория 
Солнечная обсерватория, размещенная на высоте 2000 м на острове посреди озера Биг-Бир в Калифорнии. Место выбрано так, чтобы не сказывались искажения, вызываемые турбулентностью над нагретой солнцем землей. Раньше обсерватория принадлежала Калифорнийскому технологическому институту, а в 1997 г. передана Технологическому институту штата Нью-Джерси. Обсерватория имеет три основных телескопа: 65-сантиметровый рефлектор, а также 25-сантиметровый и 15-сантиметровый рефракторы. Самый маленький телескоп используется для полномасштабных наблюдений Солнца, а 25-сантиметровый телескоп оборудован магнитографом. Кроме того, имеется спектрограф, на который поступает световой сигнал с 65-сантиметрового телескопа. Дополнительный прибор специально предназначен для гелиосейсмологии. 

Биелиды 
См.: Андромедиды. 

Бинокль 
Оптический прибор, состоящий фактически из двух маленьких телескопов, установленных рядом, по одному для каждого глаза. Небольшой размер бинокля достигается за счет использования призм, в которых происходит внутреннее отражение света. В то же время использование призм позволяет получить прямое изображение, (а не перевернутое, как в астрономическом телескопе). Размеры и увеличение бинокля обычно записывают в форме Аx B, где А - линейное увеличение, а B - диаметр каждой линзы объектива в миллиметрах (например 10 x 40). Бинокль - популярный инструмент наблюдения у астрономов-любителей. Особенно полезен бинокль при таких наблюдениях, как охота за кометами. 

Биполярная туманность 
Светящаяся туманность, состоящая из двух лепестков излучения, что связано, по всей видимости, с оттоком вещества в двух противоположных направлениях. Термин может применяться к любому типу туманности, обладающей биполярной структурой, но в основном он связан с группой туманностей, которые являются интенсивными источниками инфракрасного излучения. Полагают, что такая туманность имеет в центре яркую звезду, полностью скрытую плотным кольцом пыли и газа. Пыль нагрета излучением звезды до температуры в несколько сот градусов, в результате чего она излучает в инфракрасном диапазоне. Видимый свет идет в противоположных направлениях, освещая более разреженные части туманности вокруг звезды. 
См.: биполярный отток. 

Биполярный отток 
Газ, вытекающий из недавно образовавшейся звезды в двух противоположных направлениях. Поток возникает из центра аккреционного диска звезды и направлен вдоль оси вращения. Звездный ветер (при типичных скоростях 200 км/сек) несет перед собой звездное вещество, создавая двухлепестковую структуру оболочки, которая расширяется за пределы звезды на расстояния порядка светового года. Биполярные оттоки были обнаружены благодаря радиоизлучению содержащихся в них молекул. 

Блазар 
Термин, используемый для обозначения объектов типа BL Ящерицы и квазаров, для которых характерны сильные изменения видимой оптической яркости. 

Ближний космос 
Область космического пространства вокруг Земли, включающая магнитосферу и ионосферу Земли. 

Близнецы (Gemini) 
Одно из двенадцати зодиакальных созвездий в списке, составленном Птолемеем (ок. 140 г. н.э.). Две самые яркие звезды в Близнецах, обе 1-й звездной величины, носят имена близнецов классической мифологии, Кастора и Поллукса. Поллуксу, хотя он и является в этой паре более яркой звездой, Иоганн Байер дал обозначение β (Бета).
См.: Таблица 4. 

Блинк-компаратор 
Прибор для сравнения двух фотографий области неба, обычно пары, полученной в разное время. Цель сравнения состоит в том, чтобы на двух фотографиях обнаружить любые объекты, различающиеся по положению или яркости. Это достигается посредством оптической системы, которая приводит в точное соответствие изображения двух поочередно освещаемых фотографий. Объект, яркость которого на двух фотографиях различна, мигает, а объект, положение которого изменилось, переходит с одной позиции на другую 

БМО (1) 
Сокр. Большое Магелланово Облако. 

Боковое зрение 
Способ, используемый при визуальных наблюдениях, основанный на том, что внешний край ретины более чувствителен к свету, чем центр глаза. Наблюдатель преднамеренно смотрит не непосредственно на слабый объект, а несколько в сторону от него, но так, что изображение объекта попадает на периферийное поле зрения. 

Боковой лепесток 
Нежелательная часть диаграммы направленности антенны радиотелескопа, лежащая вне ее главного лепестка . Из-за этого фундаментального недостатка могут возникать проблемы при интерпретации карт радиоисточников, однако при компьютерной обработке данных его можно минимизировать. 

Болид 
Особенно яркий метеор. Точного определения границы яркости для болида не существует: в разных источниках называются различные значения (-3, -4 или -5) яркости метеора, при которой его можно причислить к болидам. Появление болида означает, что с некоторой вероятностью может произойти падение метеорита.
Болид - метеор, появление которого сопровождается звуком, напоминающим взрыв. 

Болометр 
Прибор для измерения суммарной энергии, полученной от источника электромагнитного излучения во всем диапазоне длин волн.

Болометрическая звездная величина 
Звездная величина объекта, полученная в условиях, когда учитывается полная энергия излучения во всем диапазоне длин волн. Например, для объекта, который сильно излучает в ультрафиолетовом или инфракрасном диапазонах, болометрическая величина может значительно отличиться от визуальной величины.
См.: звездная величина. 

Болометрическая поправка 
Разность между болометрической звездной величиной и визуальной (или фотовизуальной) звездной величиной. 

Болото (palus) 
Термин, используемый в названиях некоторых темных деталей на Луне. Его происхождение относится к тому времени, когда предполагалось, что более темные участки на Луне покрыты жидкой водой, что, как известно, не соответствует действительности. С учетом того, что этот термин использовался в течение длительного времени, он был сохранен в некоторых официальных названиях лунных деталей. 
См.: море. 

Большая Медведица (Ursa Major) 
Одно из наиболее известных созвездий северного неба и третье в небе по величине. Оно содержит девятнадцать звезд ярче 4-й звездной величины. Семь главных звезд созвездия образуют астеризм, который в разных странах носит разные названия - Большой Ковш, Плуг и Колесница Карла. Две звезды в Большом Ковше (Мерак и Дубхе) известны как Указатели, поскольку соединящая их линия фактически указывает на Полярную звезду. Большая Медведица - одно из созвездий древнего мира, внесенных в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Это созвездие содержит группу галактик, принадлежащих к Местному сверхскоплению галактик, включая относительно яркую спиральную галактику M81.
См.: Таблица 4. 

Большая планета 
Любая из девяти планет - Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун или Плутон. Термин "малая планета" используется исключительно в отношении астероидов. 

Большая полуось (a) 
Половина максимального размера эллипса. 
См.:элементы орбиты. 

Большая туманность в Орионе 
См.: Туманность Ориона. 

Большое красное пятно 
Большая красная овальная деталь на Юпитере, 24000 км в длину и 11000 км ширину. Наблюдается с 1664 г., когда о ней впервые сообщил Роберт Гук, причем за это время ее видимый размер и цвет заметно изменились. Пятно вращается подобно гигантскому антициклону, с западным ветром у северного края и восточным ветром на юге. Причины возникновения Большого красного пятна неизвестны. 

Большое Магелланово Облако (БМО) 
См.: Магеллановы Облака. 

Большое Сдавливание 
Гипотетический тотальный коллапс Вселенной. Если бы нынешнее расширение Вселенной достаточно замедлилось, Вселенная могла бы войти в фазу сокращения, которая закончится так называемым Большим Сдавливанием. 
См.: Большой Взрыв, пульсирующая Вселенная. 

Большое тёмное пятно 
Овальная деталь на планете Нептун, обнаруженная на изображениях, полученных АМС "Вояджер-2" в 1989 г. Это была грозовая система в облачных слоях Нептуна, подобная Большому красному пятну на Юпитере, но она просуществовала не так долго: в 1994 г., когда была проведена следующая серия наблюдений Нептуна с использованием Космического телескопа “Хаббл”, это пятно исчезло. Наибольший размер пятна почти равнялся диаметру Земли (около 12000 км), достигая почти половины размера Большого красного пятна. 

Большой азимутальный телескоп 
См.: Специальная астрофизическая обсерватория. 

Большой Аттрактор (Великий Аттрактор)
Объединение галактик, содержащее, возможно, 5 ? 1016 солнечных масс вещества, находящееся на расстоянии примерно 150-350 млн. световых лет от нашей Галактики в направлении созвездий Гидры и Центавра. Измерение реальных скоростей галактик (до расстояний около 300 млн. световых лет) показывает, что их отличие от скорости разбегания Хаббла достигает 500 км/сек. Кроме того, и наша Галактика также перемещается относительно космического фонового излучения. Предполагают, что эти явления частично обусловлены гравитационным притяжением Большого Аттрактора. 

Большой бинокулярный телескоп 
Телескоп, состоящий из двух 8,4-метровых зеркал на одном креплении, который должен быть построен в Маунт-Грэхемской международной обсерватории в Аризоне. Это совместный проект Аризонского университета и Арчетрийской астрофизической обсерватории во Флоренции (Италия). Бинокулярное устройство сделает телескоп эквивалентным (по мощности принимаемого светового потока) телескопу с 11,8-метровым зеркалом, а по разрешающей способности - с 23-метровым. 

Большой Взрыв 
Модель эволюционной истории Вселенной, согласно которой она возникла в бесконечно плотном состоянии и с тех пор расширяется. Это событие произошло от 13 до 20 миллиардов лет назад и известно как "Большой Взрыв". Теория Большого Взрыва теперь общепринята, так как она объясняет оба наиболее значительных факта космологии: расширяющуюся Вселенную и существование космического фонового излучения. Можно воспользоваться известными законами физики и просчитать в обратном направлении все состояния, в которых находилась Вселенная, начиная с 10-43 секунд после Большого Взрыва. В течение первого миллиона лет вещество и энергия во Вселенной сформировали непрозрачную плазму, иногда называемую первичным огненным шаром. К концу этого периода расширение Вселенной заставило температуру опуститься ниже 3000 K, так что протоны и электроны смогли объединяться, образуя атомы водорода. На этой стадии Вселенная стала прозрачной для излучения. Плотность вещества теперь стала выше плотности излучения, хотя раньше ситуация была обратной, что и определяло скорость расширения Вселенной. Фоновое микроволновое излучение - все, что осталось от сильно охлажденного излучения ранней Вселенной. Первые галактики начали формироваться из первичных облаков водорода и гелия только через один или два миллиарда лет. Термин "Большой Взрыв" может применяться к любой модели расширяющейся Вселенной, которая в прошлом была горячей и плотной. 
См.: теория стационарной Вселенной. 

Большой Ковш (Плуг) 
Астеризм, образованный звездами Альфа (α), Бэта (β), Гамма (γ), Дельта (δ), Эпсилон (ε), Дзета (ζ) и Эта (η) в созвездии Большой Медведицы. 

Большой круг 
Любой круг на поверхности сферы, который делит сферу на два равных полушария. 

Большой Пес (Canis Major) 
Небольшое созвездие, расположенное к югу от небесного экватора и рядом с Орионом, включающее самую яркую звезду неба Сириус. Считается, что оно напоминает одну из собак, сопровождавших охотника Ориона. Созвездие было известно еще Птолемею (ок. 140 г. н.э.).
См.: Таблица 4. 

Большой провал 
Видимый промежуток в той части Млечного Пути, где он проходит через созвездия Лебедя и Стрельца. Объясняется присутствием больших темных поглощающих туманностей. 

Большой телескоп на Канарских островах 
Испанский национальный телескоп в Обсерватории дель Рок де лос Мучачос на Канарских Островах, завершение строительства которого запланировано на начало XXI в. Согласно проекту, телескоп должен представлять собой оптико-инфракрасный рефлектор с сегментированным зеркалом, состоящим из 36 гексагональных фрагментов, эквивалентным 10-метровому цельному зеркалу (подобный телескопам Обсерватории Кека). 

Боннский каталог 
Каталог звезд (Bonner Durchmusterung; BD; буквально “ Боннское обозрение"), подготовленный Ф. В. А. Аргеландером (1799-1875) в Боннской обсерватории в 1852-1868 гг. и дополненный Э. Шенфельдом (1828-1891) в 1886 г. Первоначально каталог содержал положения и величины 324198 звезд (до величины 9,5), находящихся между северным астрономическим полюсом и склонением -2°. Шенфельд расширил охватываемую каталогом область до склонения -22° и добавил еще 133659 звезд. 
См.: Кордовский каталог. 

Борозда (fossa, мн. fossae) 
Длинная, узкая и мелкая депрессия на планетарной поверхности. 

Борозда Хэдли (Hadley Rille) 
Извилистый канал на Луне, идущий поперек Гнилого болота (Palus Putredinis). Вблизи нее находится место посадки "Аполлона-15". Предполагается, что борозда Хэдли является разрушенной лавовой трубкой. 
См.:"Аполлон", борозда. 

Бортовая обсерватория "Койпер" 
0,915-метровый кассегреновский отражательный телескоп, установленный на борту реактивного транспортного самолета Локхид C141 "Старлифтер", который использовался NASA в 1975-1996 гг. как национальное средство США (Kuiper Airborne Observatory - KAO). Обсерватория была создана в Эймсовском исследовательском центре NASA (Маунтэйн-Вью, Калифорния). Среди важных открытий, сделанных этой обсерваторией, система колец планеты Уран. Планируется заменить эту обсерваторию более совершенной системой "SOFIA", которая вступит в строй в 2001 г. 

Бочкообразная дисторсия 
См.: дисторсия 

Брекчия 
Порода, представляющая собой крупные фрагменты, скрепленные более мелкозернистым материалом. Возникает обычно в результате ударных воздействий. 

"Британская астрономическая ассоциация" (BAA) 
Организация, основанная в Лондоне в 1890 г. с целью поддержки и поощрения интереса к астрономии и, в частности, практической работы астрономов-любителей. Издает журнал, выходящий дважды в месяц, и ежегодное руководство, организует встречи и имеет ряд секций, координирующих наблюдения, которые выполняют ее члены. Автономный филиал ассоциации имеется в штате Новый Южный Уэльс (Австралия). 

Британский инфракрасный телескоп 
3,8-метровый инфракрасный телескоп, расположенный в Обсерваториях Мауна-Кеа на Гавайях. Он управляется из Объединенного астрономического центра в Хило, Гавайи, и используется Советом по физике частиц и астрономическим исследованиям Великобритании. Это самый большой телескоп, работающий только в инфракрасном диапазоне (в полосе длин волн от 1 до 30 мкм). 

Британский телескоп Шмидта 
1,2-метровая камера Шмидта, расположенная в Англо- Австралийской обсерватории и в настоящее время управляемая администрацией Англо-Австралийского телескопа. Телескоп был введен в действие в 1973 г. и в течение некоторого времени находился в ведении Королевской Эдинбургской обсерватории. 

"Британское межпланетное общество" (BIS) 
Организация, образованная в 1933 г. с целью поддержки общественного интереса к исследованию и использованию космического пространства. Работа общества состоит в публикации материалов и проведении конференций. 

Будроса 
Астероид 338 диаметром 80 км, относящийся к редкому металлическому типу. Является прототипом семейства Будросы необычных астероидов, к которому относятся шесть известных астероидов. Они сгруппированы на расстоянии в 2,9 а.е. от Солнца на орбитах с наклонением 6° к плоскости Солнечной системы. 

Быстродвижущаяся звезда 
Звезда, движущаяся с исключительно высокой скоростью (т.е. больше 65 км/сек) относительно Солнца. Быстродвижущиеся звезды - очень старые звезды, которые не обращаются, подобно Солнцу и большинству звезд в солнечной окрестности, по круговым орбитам вокруг центра Галактики. Скорее всего, они движутся по эллиптическим орбитам, которые часто выводят их из галактической плоскости. Хотя их абсолютные орбитальные скорости в Галактике могут быть не больше, чем у Солнца, различие траекторий приводит к высоким относительным скоростям. 

Быстродвижущееся облако 
Облако нейтрального водорода в нашей Галактике, движущееся с более высокой скоростью (до 460 км/сек), чем можно было бы ожидать при учете только скорости вращения самой Галактики (220 км/сек). Быстродвижущиеся облака возникают главным образом в северном полушарии, и предполагается, что они могут быть облаками межгалактического водорода, падающими по направлению к Млечному Пути. 

Бюракан 
Местность, в которой расположена Астрофизическая обсерватории Армянской Академии наук. Находится в 40 км к северу от Еревана на высоте 1500 м. Основана в 1946 г. по инициативе В. Амбарцумяна. Основной инструмент обсерватории - 2,6-метровый рефлектор

                                                                                 В


Вакуумный башенный телескоп 
Конструкция телескопа для наблюдений Солнца. Типичным примером такого телескопа является башенный телескоп в Обсерватории Сакраменто-Пик. В этом инструменте солнечный свет попадает в башню на высоте 41 м над землей. Еще 67 м свет луч света идет в телескопе под землей. Практически весь оптический путь лежит в безвоздушном пространстве, что позволяет устранить дисторсию солнечного изображения, которая возникает из-за присутствия горячего воздуха. Получаемое изображение Солнца имеет в диаметре 51 см, а разрешение лучше четверти дуговой секунды. Солнечный свет может быть направлен в спектрографы или другие инструменты, для чего наклон первичного зеркала на дне центральной трубы сделан переменным. На вершине башни оптическая система "подвешена" на плавающих ртутных подшипниках. 

Вальхалла (Valhalla) 
Крупная кольцевая деталь на Каллисто, состоящая из пятнадцати концентрических колец. Радиус внешнего кольца - 1500 км. Эта деталь возникла в результате ударного воздействия, но не имеет выраженного рельефа из-за того, что в момент ударного воздействия кора спутника была еще достаточно пластична. Таким образом, кольцевая структура по сути представляет собой "рябь" на поверхности спутника. 

Вариация 
Нерегулярность в орбитальном движении 

Вариация (Луны) 
В математическом выражении для эклиптический долготы Луны, - составляющая, которая изменяется с периодом, равным половине синодического месяца, и имеет максимальную величину 40 дуговых минут. Ее появление связано с изменением гравитационного притяжения Луны Солнцем в течение синодического месяца, наибольшее значение которого достигается в новолуние, а наименьшее - в полнолуние.

"Вега" 
Название двух советских космических аппаратов, запущенных в декабре 1984 г. с целью доставки зондов в атмосферу Венеры (1985 г.) и встречи с кометой Галлея (1986 г.). 

Вега (Альфа Лиры; α Lyr) 
Самая яркая звезда в созвездии Лиры и пятая по яркости звезда в небе. Это A-звезда звездной величины 0,03.
См.: Таблица 3. 

Ведущая звезда 
Звезда, на которую настраивается ручная или автоматическая система управления телескопа, чтобы гарантировать, что наблюдаемый более слабый объект будет правильно сопровождается в ходе вращении Земли. 

Вековое ускорение 
Систематическое увеличение скорости движения Луны по орбите вокруг Земли в результате приливного взаимодействия с Землей и гравитационного притяжения других планет. 

Вековой 
Продолжающийся или непериодически измененяющийся в течение длительного периода времени. 

Вековой параллакс 
Изменение со временем углового положения звезды, вызванное движением Солнца в пространстве относительно местного стандарта покоя. Измерение векового параллакса позволяет определять расстояния до близлежащих групп звезд при условии, что движения отдельных звезд в такой группе случайны (с равным нулю средним значением). Относительная скорость Солнца, участвующая в таких вычислениях, равна 19,5 км/сек, что составляет 4,11 а.е. в год. 

Величина затмения 
См: затмение. 

"Венера" 
Серия советских АМС, предназначенных для исследования планеты Венера. Первой станцией, успешно опустившейся на поверхность Венеры в 1970 г., была "Венера-7". Позже состоялось еще девять полетов, в ходе которых на Землю были переданы изображения поверхности Венеры и данные об атмосфере и составе коры планеты. 

Венера (планета) 
Вторая от Солнца большая планета Солнечной системы. Одна из планет земной группы, по своей природе подобная Земле, но меньше по размеру. Как и Земля, она окружена достаточно плотной атмосферой. Венера подходит к Земле ближе любой другой планеты и представляет собой самый яркий небесный объект (если не считать Солнца и Луны). Орбита Венеры лежит внутри земной орбиты, поэтому на небе эта планета никогда не отклоняется от Солнца больше, чем на 47°, и ее можно видеть только вечером на западном небосклоне, или утром - на восточном. Поэтому иногда ее называют "вечерней (или утренней) звездой". Еще одним следствием нахождения Венеры внутри орбиты Земли является такая же, как у Луны, смена фаз. Во время наибольшего сближения, когда Венера становится особенно яркой, даже в небольшой телескоп можно увидеть, что планета имеет вид серпа. Поверхность Венеры постоянно закрыта плотными слоями облаков, из-за которых в видимом свете поверхностных деталей почти не видно, хотя фотографии в ультрафиолете показывают полосчатую структуру, в том числе характерную Y-образную деталь. Облака состоят из капелек раствора серной кислоты, возникших под действием солнечного света из присутствующих в атмосфере углекислоты, а также водяного пара и соединений серы. Поверхностное давление атмосферы, почти полностью состоящей из углекислоты, в 90 раз превышает давление у поверхности Земли. Из-за парникового эффекта поверхностная температура планеты исключительно высока и равна 730 K (450° C). Для изучения Венеры в 1970-1980-х гг. был запущен ряд советских и американских космических аппаратов, в том числе советские АМС серии "Венера" и "Вега" и американские зонды серии "Пионер-Венера". Высокая температура и давление на планете создают для космических аппаратов дополнительные трудности, так что некоторые из них функционировали очень недолго, а другие вышли из строя еще до начала передачи данных на Землю. Тем не менее удалось провести анализ химического состава некоторых поверхностных пород и передать несколько панорамных изображений пустынных скалистых ландшафтов. Первые радиолокационные карты, составленные одним из орбитальных космических аппаратов, показали, что большая часть поверхности Венеры занята обширными равнинами, над которыми возвышаются большие плато высотой в несколько километров. Две главные возвышенности - земля Иштар в северном полушарии и земля Афродиты вблизи экватора. Выше всех (на 11 км выше среднего уровня поверхности) поднимаются горы Максвелла. В 1990 г. космический зонд США "Магеллан" вышел на орбиту вокруг Венеры и начал программу картирования поверхности с применением сложных радиолокационных методов и со степенью детализации, намного превышающей достигнутый к тому времени уровень. На Землю было передано множество изображений, свидетельствующих как об образовании ударных структур, так и о наличии в относительно недавнем прошлом вулканической деятельности. По стандартам Солнечной системы поверхность Венеры достаточно молода: самые старые кратеры, по-видимому, появились около 800 млн. лет назад. Однако доказательств современной вулканической активности не обнаружено. Из-за мощной атмосферы и высокой температуры ударные кратеры на Венере по форме довольно сильно отличаются от кратеров на других планетах и лунах. Небольшие метеориты, как правило, сгорают в атмосфере Венеры, поэтому на ее поверхности маленьких кратеров нет. Что касается ударных воздействий больших метеоритов, то выброшенное вещество при ударе не раскидывалось по большой площади, а в расплавленном виде растекалось вокруг образовавшихся кратеров. Было обнаружено множество различных деталей вулканического происхождения: потоки лавы, небольшие купола 2-3 км в поперечнике, большие вулканические конусы, имеющие в поперечнике сотни километров, "венцы" и паутинообразные структуры - так называемые "арахноиды". Венцы Венеры - круглые или овальные вулканические образования, окруженные хребтами, углублениями и радиальными линиями. Они отличаются от любых деталей, найденных на других планетах или спутниках и, возможно, представляют собой сколлапсировавшие вулканические купола. Арахноиды, получившие свое "паучье" название из-за внешнего сходства с пауками, по форме напоминают венцы, но имеют меньшие размеры. Согласно одной из теорий, арахноиды предшествовали венцам. Яркие линии, простирающиеся от центра на многие километры, возможно, соответствуют разломам поверхности, возникшим, когда магма вырывалась из недр планеты.
См.: Таблица 5. 

Венец (corona, мн. coronae) 
Овоидальная деталь на планетарной поверхности, в частности, на Венере и Миранде. 

Вероятность перехода 
Величина, характеризующая вероятность изменения энергетического уровня атома. Вероятности перехода - важный фактор, влияющий на силу спектральных линий. По спектру небесных объектов можно определить содержание в них тех или других элементов, но для этого надо знать вероятности переходов, которые находятся в результате лабораторных исследований. 

Верхнее соединение 
Точка орбиты Меркурия или Венеры, когда планета при наблюдении с Земли лежит за Солнцем. 

Верхние планеты 
Большие планеты, орбиты которых лежат вне орбиты Земли - Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. 

Весеннее равноденствие 
См: равноденствие. 

Веста 
Астероид 4 диаметром 576 км, открытый Г.В.М. Ольберсом в 1802 г. Веста - третий по величине из известных астероидов и самый яркий среди них. При оптимальных условиях наблюдения он становится виден невооруженным глазом, достигая 6-й визуальной звездной величины. Яркость Весты объясняется высоким альбедо, составляющим 25%. Веста вращается вокруг своей оси с периодом 5,43 часа, а наблюдающиеся регулярные изменения цвета и спектра доказывают, что поверхность астероида неоднородна. Веста, по-видимому, является не фрагментом большого тела, а истинной мини-планетой, которая сохранилась почти неизменной со времени формирования Солнечной системы. На изображениях, полученных космическим телескопом "Хаббл", видны детали до 80 км в поперечнике, включая ударные кратеры. В одном большом кратере, кажется, полностью оторвался кусок коры и обнажилась лежащая ниже мантия. Имеются и следы древних потоков лавы, вытекавших 4 млрд. лет назад, когда астероид имел горячее расплавленное ядро. Возможно, Веста является родительским телом метеоритов типа эвкритов. 

Вестерборкская обсерватория 
Голландская национальная радиоастрономическая обсерватория, которая является частью Нидерландского фонда астрономических исследований. Администрация Вестерборкской обсерватории находится в Обсерватории Двинглоо. Главный инструмент Вестерборкской обсерватории, называемый Вестерборкским радиотелескопом синтеза апертур и содержащий четырнадцать элементов, был введен в действие в 1970 г. При модернизации телескопа, проведенной в 1980 г., его база была увеличена с 1500 до 3000 м. 

Весы (Libra) 
Одно из двенадцати зодиакальных созвездий, внесенных в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.), хотя звезды этого созвездия ранее относились к Скорпиону, который по Зодиаку идет следом за Весами. Созвездие Весов - одно из наименее заметных созвездий Зодиака, лишь пять его звезд ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Ветвь гигантов 
Область диаграммы Герцшпрунга-Рессела, соответствующая звездам, которые эволюционировали в красных гигантов.
См.: эволюция звезд. 

Вечерняя звезда 
Название планеты Венера (а иногда и Меркурия), когда они видны в западной части неба в сумерки или ранним вечером. 

Взаимодействующая двойная 
Двойная звезда, в которой происходит передача массы между компонентами.
См.: контактная двойная, карликовая новая, полость Роша. 

Взаимодействующие галактики 
Галактики, которые достаточно близки для взаимного гравитационного притяжения, вызывающего искажение их формы и структуры. Большинство галактик входят в скопления, поэтому между парами галактик нередко происходят гравитационные или приливные взаимодействия. В результате появляются длинные пучки или волокна, образующие мосты между ними. Компьютерное моделирование подтвердило, что взаимодействия действительно могут привести к наблюдаемым искажениям. 

Взрывная переменная 
Звезда, яркость которой внезапно сильно увеличивается в результате взрыва. Термин относится, в часности, к новым и сверхновым.
См.: вспыхивающая звезда, карликовая новая. 

Видимая звёздная величина (m) 
Мера относительной яркости звезды (или другого астрономическиого объекта) для наблюдателя на Земле. Видимая звездная величина зависит от абсолютного количества излучаемой (или отраженной) световой энергии и расстояния до объекта. Меньшие числа соответствуют большей яркости. Чтобы включить очень яркие объекты, шкала видимых звездных величин расширена на отрицательные числа. Например, видимая звездная величина полной Луны равна -12,6, а Венеры в самый яркий период -4,7. Термин "видимая звездная величина", используемый без дальнейших уточнений, обычно относится к среднему значению видимой визуальной величины, т.е. относительной яркости в видимой части спектра.
См.: звездная величина, абсолютная звездная величина, фотометрия. 

Видимая светимость 
Светимость звезды или другого астрономического объекта для наблюдателя на Земле. Видимая светимость зависит как от абсолютной светимости объекта, так и от расстояния до него. 

Видимое место 
Точка небесной сферы, в которой находился бы объект, если бы он наблюдался из центра Земли. Видимое место можно вычислить, скорректировав наблюдаемое положение с учетом таких эффектов, как атмосферная рефракция, суточная аберрация и суточный параллакс. 

Видимость атмосферная (качество) 
Влияние случайных турбулентных движений в атмосфере на качество изображения астрономического объекта. В условиях хорошей видимости изображения получаются четкими и устойчивыми; при плохой видимости они размазаны и стерты; кроме того, кажется, что они непрерывно смещаются. Астрономы-любители иногда пользуются шкалой качества видимости, обозначаемого римскими цифрами. I - превосходные условия видимости, II–III - обычные, IV - плохие и V - чрезвычайно плохие. Эта шкала была предложена Эженом Антониади (1870-1944). Видимость можно описать также количественно, выразив ее в дуговых секундах.
См.: шкала Антониади. 

Видимость (период) 
Период времени, в течение которого можно наблюдать небесный объект (например, планету или комету), который появляется на небе лишь один раз или время от времени. 

Видимый 
Прилагательное, используемое с астрофизическими величинами (например, “видимая звездная величина” ) для обозначения того, как наблюдатель на Земле или в каком-либо другом месте пространства воспринимает эту величину. Чтобы узнать истинное (абсолютное) значение этой величины, может потребоваться коррекция или специальные вычисления. 

Видманштеттеновы фигуры 
Характерный геометрический рисунок, проявляющийся на шлифах некоторых типов железных метеоритов после полировки и обработки раствором кислоты. Эти фигуры возникли в результате взаимного прорастания кристаллов двух различных форм железо-никелевого сплава - камасита и тэнита. 
См.: октаэдрит. 

Визуальная звёздная величина 
Звездная величина небесного объекта, измеренная в полосе длин волн, соответствующей чувствительности человеческого глаза (V). 

Визуально-двойная 
Двойная звезда, в которой при использовании телескопа соответствующего размера компоненты могут быть разрешены (т.е. дать два отдельных изображения).

"Викинг" 
Два идентичных американских зонда, посланных к планете Марс в 1975 г. Оба зонда "Викинг-1 и -2" состояли из орбитального аппарата, который оставался на околопланетной орбите, и спускаемого аппарата для мягкой посадки. "Викинг-1" был запущен 9 сентября 1975 г. и вышел на орбиту вокруг Марса 19 июня 1976 г. На Землю были переданы изображения поверхности, позволившие выбрать подходящее для посадки место, и 20 июля 1976 г. спускаемый аппарат опустился на равнине Хриса. Кроме того, траектория орбитального аппарата несколько раз корректировалась, чтобы обеспечить получение крупноплановых изображений спутников Марса (Деймоса и Фобоса) и наблюдение различных деталей марсианской поверхности. "Викинг-2" был запущен 20 августа 1975 г. и достиг Марса 7 августа 1976 г. 3 сентября 1976 г. его спускаемый аппарат совершил посадку на равнине Утопия. Каждый орбитальный аппарат был оборудован двумя телевизионными камерами, инфракрасным спектрометром для составления карты распределения водяного пара и радиометром для измерения распределения температур. Спускаемые аппараты взяли образцы верхних слоев атмосферы, провели метеорологические измерения и выполнили ряд экспериментов с образцами марсианской почвы. Одной из главных целей проводимых исследований была проверка гипотезы о наличии органического вещества, что могло бы указать на существование жизни. Однако неопровержимых доказательств этого найдено не было. И орбитальные, и спускаемые аппараты передали на Землю тысячи изображений. Была составлена карта всей марсианской поверхности с разрешением 150-300 м. Орбитальный аппарат "Викинга-1" работал до 7 августа 1980 г., а "Викинга-2" - до 25 июля 1978 г. Спускаемые аппараты прекратили работу в ноябре 1982 г. и феврале 1980 г. соответственно. Осуществление проекта было расценено как очень успешное, причем предполагаемое время работы было значительно превышено. 

Вилочная монтировка 
Один из способов экваториальной установки. 

Винчестер 
Астероид 747 диаметром 204 км, открытый в 1913 г. Дж. Меткалфом. 

Виньетирование 
Неровное освещение плоскости изображения в оптическом инструменте (например, в телескопе). Виньетирование возникает, в частности, когда прохождению света мешают детали самого инструмента 

Високосная секунда 
См: всемирное время. 

Високосный год 
Год, содержащий 366 дней вместо обычных 365. Високосные годы - элемент юлианского календаря и григорианского календаря. Они были введены для того, чтобы сохранить соответствие календарного года с сезоными изменениями. 

Внегалактический 
Находящийся вне пределов нашей Галактики (Млечного Пути). 

Внеземной разум (ETI) 
Формы разумной жизни, которые, возможно, существуют (или не существуют) в другом месте Вселенной, отличные от форм жизни, известных на Земле. Деятельность человека по обнаружению ETI сосредотачивается на поиске радиосигналов, биологически значимых космических молекул и возможных планетарных систем вокруг звезд

Внесолнечная планета (экзопланета)
Планета, вращающаяся вокруг любой другой звезды, кроме Солнца. Применение методов, позволяющих обнаружить небольшие периодические изменения скоростей звезд на основе доплеровского эффекта, позволило получить в 1995 и 1996 гг. аргументы в пользу существования внесолнечных планет у нормальных звезд. Так, наличие планет было установлено у следующих звезд: 51 Пегаса, 47 Большой Медведицы, Rho1 Рака, Тау Волопаса, Ипсилон Андромеды, 70 Девы, HD 114762 и 16 Лебедя B.

Внешние планеты 
Планеты, лежащие вне пояса астероидов, а именно Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. 

Внутренние планеты 
Планеты Меркурий, Венера, Земля и Марс. Их также называют планетами земной группы. 

Водолей (Aquarius) 
Одно из двенадцати зодиакальных созвездий, включенных в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Водолей является одним из самых больших созвездией, но очень ярких звезд в нем нет.
См.: Таблица 4. 

Военно-морская обсерватория Соединенных Штатов 
Американская государственная обсерватория в Вашингтоне, округ Колумбия, главной целью которой является обеспечение астрономических данных, необходимых для деятельности Военно-морских сил и других оборонных ведомств. В сферу ее обязанностей входит астрометрия, подготовка альманахов, измерение времени и поддержка Эталонного времени для США. Обсерватории принадлежат астрографические телескопы, расположенные в горах Андерсон, около Флэгстаффа, штат Аризона, в Блэк Берч, Новая Зеландия, и в Вашингтоне. Обсерватория была основана в 1830 г. и получила свое нынешнее название в 1844 г. В течение пятидесяти лет она была расположена в том месте, где теперь находится Мемориал Линкольна. В 1893 г. обсерватория была перемещена в нынешнее место расположения (рядом с официальной резиденцией Вице-президента). Самый большой телескоп, размещенный здесь, - 66-сантиметровый рефрактор, работающий с 1873 г., с помощью которого в 1877 г. Асаф Холл открыл спутники Марса Фобос и Деймос. В число других инструментов входит 30-сантиметровый Рефрактор Элвана Кларка, два 61-сантиметровых рефлектора и 15-сантиметровый меридианный круг. Самый большой телескоп, принадлежащий обсерватории, - 1,5-метровый астрометрический рефлектор во Флэгстаффе. Используя этот инструмент, Джеймс Кристи в 1978 г. открыл спутник Плутона Харон. В своем филиале в Аризоне обсерватория имеет оптический интерферометр, (Опытный морской оптический интерферометр), который в 1995 г. при вводе в действие был самым большим телескопом такого типа. В Военно-морской обсерватории США находится одна из наиболее богатых астрономических библиотек мира. 

Возмущение 
Временное или локальное нарушение равномерного движения тела под действием устойчивой гравитационной силы. Например, движение кометы, которое в основном определяется гравитационной силой Солнца, претерпевает возмущения при приближении к планете, если сила притяжения этой планеты оказывается заметной по сравнению с силой притяжения Солнца. Так, встреча с массивным Юпитером может вызвать настолько большое возмущение движения кометы, что она будет "захвачена" и перейдет с параболической орбиты на короткопериодическую эллиптическую орбиту. 

Возничий (Auriga) 
Большое и хорошо видимое северное созвездие, известное с древнейших времен как образ колесничего, и входившее в список созвездий Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Самая яркая звезда Капелла, названная так по имени козы Амальтеи из греческой мифологии, воспитавшей младенца Зевса. Близлежащий треугольник, образованный более слабыми звездами Эпсилон, Дзета и Эта, называется "Козлята". Звезда Эльнат, которая прежде называлась Гамма Возничего и была общей звездой с соседним созвездием Тельца, теперь официально считается звездой Бета Тельца.
См.: Таблица 4. 

Волк (Lupus) 
Одно из южных созвездий, включенных в список 48 созвездий Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Оно лежит между созвездиями Скорпиона и Центавра и содержит восемь звезд ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Волна (unda, мн. undae) 
Термин для обозначения деталей на поверхности Марса, напоминающих дюны. 

Волна 
Тип солнечных протуберанцев, имеющих вид прямого или слегка изогнутого выброса вещества из небольшого светящегося возвышения. Выброс длится около 10 или 20 минут и либо исчезает, либо спадает таким же образом, как поднимался. 

Волна плотности 
Движение области сжатия в материальной среде, когда частицы вещества сами по себе совершают сравнительно малые перемещение относительно своих средних положений. Самым известным примером волны плотности служит звуковая волна. Теория волн плотности была предложена для объяснения структуры спиральных галактик. Согласно этой теории, спиральные рукава - не постоянные структуры, а области, где при прохождении волны плотности происходит концентрация звезд и межзвездного вещества.

Волны Альвена 
Магнитные волны, которые могут распространяться в электропроводной газовой среде (например, в ионизированном газе, находящемся в магнитном поле). 

Волокно 
Характерная деталь, наблюдаемая в изображениях активных областей Солнца, сделанных в линии альфа водорода. Волокна имеют вид темных полос шириной 725-2200 км и средней длиной 11000 км. Время жизни отдельного волокна составляет 10-20 мин., хотя общий рисунок области волокон мало меняется в течение нескольких часов. В центральных зонах активных областей Солнца волокна соединяют пятна и флоккулы противоположной полярности. Регулярные пятна окружены радиальным узором волокон, называемым сверхполутенью. Они представляют собой вещество, втекающее в пятно со скоростью около 20 км/сек. 

Волоконная оптика 
Использование тонких стеклянных волокон для передачи световых сигналов. Эти волокна, обычно имеющие в диаметре меньше 1 мм, изготовляются из стекла с большим коэффициентом преломления и покрываются веществом с более низким коэффициентом преломления. Поступивший в волокно световой сигнал подвергается последовательным внутренним отражениям в основном волокне, которое тем самым выполняет роль проводника света. Такой способ передачи света работает и тогда, когда волокно сильно изогнуто. По жгуту тонких волокон изображения могут передаваться к любому фиксированному приемнику. Волоконная оптика широко применяется в астрономической аппаратуре.

Волопас (Bootes) 
Cозвездие северного неба, в котором доминирует яркая оранжевая звезда Арктур. Одно из древних созвездий, перечисленных в списке Птолемея (ок. 140 г. н.э.), представлявшееся в виде поводыря, ведущего медведя (т.е. созвездие Большой Медведицы).
См.: Таблица 4. 

Волосы Вероники (Coma Berenices) 
Небольшое и слабое созвездие, соседствующее с Волопасом. Введено Тихо Браге около 1602 г. По преданию, оно представляет локоны египетской царицы Вероники, которая отрезала свои волосы и принесла их в дар богам в благодарность за благополучное возвращение мужа после сражения. Созвездие известно благодаря тому, что содержит большое количество галактик, которые принадлежат одновременно скоплениям галактик в Волосах Вероники и в Деве.
См.: Таблица 4. 

Ворон (Corvus) 
Небольшое созвездие у южной границы созвездия Девы, четыре основных звезды которого имеют 3-ю величину и своим расположением отдаленно напоминают бумажный змей. Это созвездие входило в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.).
См.: Таблица 4. 

Воронкообразная антенна 
Радиотелескоп в форме воронки, специально предназначенный для приема микроволн и наблюдения космического фонового излучения. Конструкция антенны препятствует поступлению даже очень слабого излучения вне основного луча, поэтому уровень шумов антенны очень низок. 

Восточный бассейн 
Обширная ударная структура на крайнем западном лимбе Луны, видимая с Земли только во время благоприятных либраций. Фотографии, сделанные с лунной орбиты космическими аппаратами, свидетельствуют о наличии у бассейна по крайней мере трех концентрических колец. В отличие от многих других ударных бассейнов на Луне, этот бассейн не заполнен темным веществом, характерным для морей.

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

Восходящий узел 
Точка, где движущийся по орбите объект пересекает основную (для своей орбиты) плоскость в направлении с юга на север. Противоположная точка на орбите, где объект пересекает эту плоскость с севера на юг, называется нисходящим узлом. Для планет или комет Солнечной системы основная плоскость - плоскость эклиптики. 

"Вояджер-1" 
Первый из пары почти идентичных планетарных зондов, запущенных США в 1977 г. Другой - "Вояджер-2". Проекты "Вояджер" удалось реализовать лишь по счастливому стечению обстоятельств - благоприятное для такого полета выравнивание внешних планет (Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна) случается реже одного раза в сто лет. Таким образом, оба космических аппарата получили возможность исследовать сразу все четыре планеты, их окрестности и системы спутников. Для ускорения аппаратов при каждой встрече с очередной планетой был использован метод "гравитационной поддержки". Полет обоих аппаратов оказался весьма успешным - было открыто множество небесных тел, а на Землю переданы большие объемы информации и много визуальных изображений. Инструменты на "Вояджерах" состояли из двух групп. Одна из них была предназначена для анализа окружающей аппарат среды и работала все время полета, в том числе и при перелете от одной планеты к другой. С помощью этого набора измерялось магнитное поле, фиксировались заряженные частицы низкой энергии и космические лучи, а также определялись локальные характеристики плазмы. Другая группа инструментов включала широкоугольную фотокамеру (3°), фотокамеру для получения крупноплановых изображений (0,4°), интерферометр Майкельсона для анализа инфракрасного излучения атмосфер планет, ультрафиолетовый спектрометр, фотополяриметр для измерения интенсивности и поляризации света, а также детектор радиоизлучения планетарных магнитосфер. Главная передающая антенна "Вояджеров" с ядерным источником питания на плутонии-238 имела диаметр 3,7 м. "Вояджер-1" был запущен 5 сентября 1977 г. Самое близкое расстояние до Юпитера (350000 км) было достигнуто 5 марта 1979 г., а до Сатурна (124000 км) - 12 ноября 1980 г.в. Космический аппарат прошел в юпитерианской системе вблизи Ио и Каллисто, а в системе Сатурна - около Титана, Реи и Мимаса. После встречи с Сатурном "Вояджер-1" покинул Солнечную систему, уйдя в межзвездное пространство. 
См.: межзвездный полет "Вояджеров". 

"Вояджер-2" 
Второй из пары планетарных зондов, запущенных США в 1977 г. "Вояджер-2" фактически идентичен "Вояджеру-1", за исключением того, что был использован более мощный источник питания, позволяющий осуществить длительный полет к Урану и Нептуну. "Вояджер-2" был запущен 20 августа 1977 г. Первая встреча произошла 9 июля 1979 г. с Юпитером, от которого зонд прошел на расстоянии 71400 км. Затем "Вояджер-2" близко подошел к Европе и Ганимеду, галилеевым спутникам, не исследованным ранее "Вояджером-1". Сатурн был достигнут в августе 1981 г., причем минимальное расстояние (25 августа) составило 101000 км. Далее траектория прошла около спутников Сатурна Тефии и Энцелада. 24 января 1986 г. "Вояджер-2" достиг Урана, пройдя от него на расстоянии 107000 км, а затем пролетел мимо Нептуна и Тритона. 24 августа 1989 аппарат находился в 48000 км от поверхности Нептуна. 
См.: межзвездный полет "Вояджеров". 

Вращательное литьё 
Развитый в Аризонском университете метод изготовления больших зеркал параболических телескопов. Если расплавленному стеклу придать вращательное движение, то при охлаждении оно сохраняет форму параболоида. Отлитые таким образом зеркала в шлифовке не нуждаются - им требуется только полировка.

Время 
Способ измерения интервалов между последовательными событиями. 
См.: гражданское время, международное атомное время, среднее солнечное время, звездное время, пространство-время, всемирное время.

Время пересечения 
Отношение диаметра богатого скопления галактик к средней скорости случайного движения галактик внутри скопления, которое, таким образом, является мерой времени, необходимого галактике для пересечения этого скопления. Типичные значения времени пересечения составляют около одной десятой возраста Вселенной. Этот результат доказывает, что члены скопления связаны вместе гравитационными силами: в противном случае они бы давно разлетелись

Время Хаббла 
Интервал времени, в течение которого Вселенная расширяется, составляющий, согласно современным оценкам, 13000 - 15000 млн. лет. Значение его определяется как величина, обратная постоянной Хаббла, что соответствует интервалу времени, требующемуся для удвоения существующего размера Вселенной. Действительный возраст Вселенной меньше, чем время Хаббла.

Вселенная 
Все, что существует. Размер наблюдаемой Вселенной ограничен расстоянием, которое мог пройти свет с момента Большого Взрыва.
См.: горизонт частиц.

Вселенная де Ситтера 
Модель расширяющейся Вселенной, предложенная в 1917 г., в которой не существует вещества или излучения. Эта нереалистичная гипотеза имела тем не менее исторически важное значение, поскольку в ней впервые выдвигалась идея о расширяющейся, а не статической Вселенной. 
См.: Вселенная Эйнштейна-де Ситтера. 

Вселенная Леметра 
Модель Вселенной, которая начинается с Большого Взрыва, сменяющегося затем статической фазой и последующим бесконечным расширением. Названа по имени Дж. Леметра (1894-1966), который в 1927 г. опубликовал работу по расширению Вселенной. Он первым предложил рассматривать процесс расширения Вселенной от состояния первичного "атома", в то время как Эйнштейн все еще был сторонником статической Вселенной. 

Вселенная Милна 
Модель расширяющейся Вселенной без использования общей теории относительности, предложенная в 1948 г. Эдвардом Милном. Это расширяющаяся, изотропная и однородная Вселенная, не содержащая вещества. Она имеет отрицательную кривизну и незамкнута. 

Вселенная Фридмана 
Модель Вселенной, которая может коллапсировать сама по себе. Александр Фридман (1888-1925) обнаружил в работе Эйнштейна по космологии ошибку и показал, что общая теория относительности допускает существование расширяющейся Вселенной и пульсирующей Вселенной. Сначала эта работа (1922 и 1924 гг.) была полностью проигнорирована, но позже на нее обратили внимание в связи с моделью Вселенной Леметра. Вселенная Фридмана может быть замкнутой, если плотность вещества в ней достаточно велика, чтобы остановить расширение. Этот факт привел к поиску так называемой недостающей массы. 
См.: открытая Вселенная, замкнутая Вселенная, метрика Робертсона-Уокера. 

Вселенная Эйнштейна-де Ситтера 
Самая простая из современных космологических моделей, в которой Вселенная имеет нулевое давление, нулевую кривизну (т.е. плоскую геометрию) и бесконечную протяженность, а ее расширение не ограничено в пространстве и во времени. Предложенная в 1932 г., эта модель является частным случаем (при нулевой кривизне) более общей Вселенной Фридмана.

Всемирное время (UT) 
Система измерения времени, которая связана с ежедневным видимым движением Солнца и служит основой гражданского времени. Формально UT задается математическим соотношением, которое связывает его со звездным временем (таким образом всемирное время вычисляется на основании наблюдения звезд). Шкала времени, определяемая непосредственно по звездам, называется UT0 и немного зависит от места наблюдения. Если в UT0 внести соответствующие исправления с учетом изменения долготы станции наблюдения, вызванного движением полюсов, то получается шкала UT1. При использовании сокращения UT обычно подразумевается система времени UT1. Всемирное координированное время (UTC) - время, используемое для радиопередачи сигналов точного времени. Оно отличается от международного атомного времени (TAI) на целое число секунд и поддерживается равным UT1 с точностью ±0,90 сек. Коррекция производится по мере необходимости за счет добавления "високосной" секунды. 

Всемирное координированное время (coordinated Universal Time - UTC) 
Модифицированная версия международного атомного времени (TAI), положенная в основу радиосигналов точного времени. 
См.: всемирное время. 

Вспашка 
Перемешивание лунного реголита (почвы) в результате бомбардировки микрометеоритами. 

Всплеск 
Любое внезапное возникновение необычно сильного электромагнитного излучения астрономического объекта. 

Вспыхивающая звезда 
Карликовая M-звезда с непредсказуемыми всплесками излучения, продолжающимися несколько минут, в течение которых ее яркость может увеличиться на несколько звездных величин. Все вспыхивающие звезды показывают в спектрах эмиссионные линии, а вспышки, как полагают, происходят в звездной хромосфере, подобно солнечным вспышкам, но с выделением гораздо большей энергии. К вспыхивающим звездам относится самая близкая к Солнцу звезда, Проксима Центавра. Вспыхивающие звезды известны также под названием звезд типа UV Кита. 

Вспышка 
Явление в солнечной хромосфере и короне, вызванное внезапным высвобождением энергии, при котором вещество солнечной атмосферы нагревается и ускоряется. Вспышки связаны с активными областями Солнца и представляют собой взрывы, продолжающиеся обычно несколько минут, в течение которых вещество разогревается до температур в сотни миллионов градусов. Большую часть излучения составляют рентгеновские лучи, но вспышки легко наблюдаются в видимом свете и в радиодиапазоне. Заряженные частицы, выброшенные из Солнца, через несколько дней достигают Земли и вызывают полярные сияния.

Вторая космическая скорость 
Минимальная скорость, которая дает возможность небольшому телу выйти из области гравитационного притяжения более массивного объекта. На расстоянии r от центра тела массы m вторая космическая скорость равна
, где G - гравитационная константа. Вторая космическая скорость на поверхности Земли составляет около 11,2 км/сек. 

Второй контакт 
Момент времени при полном или кольцеобразном затмении Солнца, когда в начале полной фазы затмнения край диска Луны касается края солнечной фотосферы. В ходе лунного затмения второму контакту отвечает тот момент, когда Луна только что полностью оказалась в тени Земли. Этот термин используется и для описания аналогичной стадии в процессе прохождения или покрытия. 

Вулкан 
Гипотетическая планета, обращающаяся вокруг Солнца внутри орбиты Меркурия, поиски которой велись в конце XIX столетия. Теперь известно, что такой планеты не существует.

Выброс 
Узкий поток вещества или излучения, выбрасываемый, например, из активного галактического ядра или из аккреционного диска. 

Выброс 
Вещество, выброшенное и перемешанное в результате ударного воздействия или вулканической деятельности. Выброс обычно образует вокруг места удара или вулканического центра круговое "одеяло" из раздробленных каменных фрагментов и затвердевших газовых и жидких капелек. Некоторые ударные (эруптивные) выбросы могут полностью оторваться от планеты или спутника.

Выброс корональной массы (ВКМ) 
Эрупция вещества из солнечной короны в межпланетное пространство. ВКМ связан с особенностями магнитного поля Солнца. В периоды высокой солнечной активности каждый день происходит один или два выброса, возникающих в самых разных солнечных широтах. В периоды спокойного Солнца они происходят существенно реже (примерно один раз каждые 3 -10 дней) и ограничиваются более низкими широтами. Средняя скорость выброса изменяется от 200 км/сек при минимальной активности до величин примерно вдвое больших в максимуме активности. Большинство выбросов не сопровождается вспышками, а в тех случаях, когда вспышки происходят, они обычно начинаются после начала ВКМ. ВКМ представляют собой наиболее мощные из всех нестационарных солнечных процессов и оказывают заметное влияние на солнечный ветер. Большие ВКМ, ориентированные в плоскости земной орбиты, ответственны за геомагнитные бури.

Вырожденная звезда 
Термин, охватывающий белых карликов и нейтронные звезды, которые состоят из вырожденного вещества. Эти звезды находятся на последних стадиях эволюции и испытывают крайний гравитационный коллапс. В условиях очень высокого давления нормальные атомы существовать не могут. В белых карликах исчезает нормальная "открытая" атомная структура и образуется плотная, сжатая масса из электронов и атомных ядер. Квантово-механический эффект, называемый давлением вырождения, препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Если, однако, общая масса такой звезды превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза, то давление вырождения уже не может уравновесить гравитационные силы. Тогда электроны и ядра комбинируются в особую форму вещества, состоящего из сильно упакованных нейтронов, и образуется нейтронная звезда.
См.: черная дыра.

"Высокогорная обсерватория" 
Солнечная физическая обсерватория и научно-исследовательский институт в штате Колорадо, США. Основана в 1940 г. под эгидой Обсерватории Гарвардского колледжа и теперь является отделением Национального центра атмосферных исследований. Аппаратура по изучению Солнца размещается также в других наземных центрах и на спутниках. Исследования, в частности, касаются нестационарных процессов на Солнце и их возможных земных последствий. 

Выход из тени 
Появление звезды, луны, планеты или другого тела в конце покрытия или затмения. 

Выходной зрачок 
Изображение диафрагмы, определяющей поле зрения оптической системы, например, окуляра. На практике именно это изображение определяет расстояние наилучшего зрения. В хороших иструментах, предназначенных для визуальных наблюдений, положение и размеры выходного зрачка стараются сделать максимально удобными для наблюдателя. 

Вюрцбургская антенна 
Тип немецкой радиолокационной антенны, использовавшейся с 1944 г. в Великобритании и Нидерландах для первых систематических радиоастрономических наблюдений. 

                                                                                  Г


Гадар (Бета Центавра; β Cen; Агена) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Центавра. Гигантская B-звезда, звездной величины 0,6.
См.: Таблица 3. 

Газовая туманность 
Светящееся облако газа в межзвездном пространстве, которое может быть либо эмиссионной туманностью, либо отражающей туманностью. В прошлом определение "газовая" использовалось, чтобы подчеркнуть отличие от "внегалактических туманностей" (термин, который употреблялся для обозначения галактик). Теперь слово "газовая", как правило, опускают, поскольку понятие "туманность" связывается только с межзвездными облаками, а не с галактиками. 

Газовый хвост 
См: ионный хвост. 

Галактика 
Семейство звезд, к которой принадлежат Солнце и Солнечная система и которая наблюдается в ночном небе как Млечный Путь. Общепринято написание этого термина с заглавной буквы. Наша Галактика - спиральная галактика, возможно, с нерезко выраженной перемычкой, содержащая порядка двухсот миллиардов звезд, а также большое количество межзвездного вещества, как темного, так и светящегося. Она имеет дискообразную форму с почти сферическим балджем в центре. Диск достигает в поперечнике 100000 световых лет, но большая часть вещества сконцентрирована в тонком слое толщиной около 2000 световых лет, ближе к его внешним краям. Звезды распределены в немного более толстом диске. Радиус центрального балджа равен приблизительно 15000 световых лет. Изучение динамики звезд и межзвездного вещества показывает, что наблюдаемое светящееся вещество составляет до 10% общей массы Галактики. Остальное - так называемое темное вещество, еще не идентифицированное. Спиральные рукава - места концентрации звезд и межзвездного вещества - кажутся отлетающими от краев балджа. В рукавах сконцентрированы области звездообразования и ионизированного водорода. В пространстве между рукавами средняя плотность вещества в два или три раза ниже, чем внутри рукавов. Солнце расположено внутри диска на расстоянии около 28000 световых лет от центра Галактики, вблизи внутреннего края одного из спиральных рукавов. Галактика в целом вращается, но не как жесткое тело. Поэтому она постоянно деформируется. Чтобы совершить один оборот, Солнцу требуется около 220 млн. лет, а звездам, которые находятся ближе к центру, - меньше. Вокруг Галактики расположена редконаселенная область почти сферической формы с центром в ядре, радиус которой не менее 50000 световых лет. Она называется галактическим гало. Гало содержит шаровые скопления и самые старые звезды Галактики. По сравнению с диском и центральным балджем, в гало имеется очень мало светящегося вещества, хотя изучение гравитационного поля показывает, что невидимая компонента массы Галактики, вероятно, распределена в сфере вокруг Галактики, а не сконцентрирована в диске. Предполагается, что это темное вещество распространено в пространстве на расстояниях до 300000 световых лет, заполняя область, которую иногда называют галактической короной. Эта область выходит далеко за пределы гало, определенные видимыми объектами. Самое внутреннее ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца, скрыто от прямого оптического наблюдения плотной непрозрачной пылью. Однако наблюдения в инфракрасном и радио- диапазонах, а также в гамма- и рентгеновских лучах позволяют сделать вывод, что ядро содержит плотно упакованную сферу звезд и черную дыру. По поводу вероятной массы черной дыры не существует единого мнения: некоторые астрономы предполагают, что она может составлять всего 100 солнечных масс, а другие считают, что она достигает миллиона солнечных масс. 

Галактика 
Семейство звезд, связанных вместе взаимным гравитационным притяжением, обладающее некоторым отличительным свойством, выделяющим его из других галактик. Диапазон размеров и масс галактик огромен, велико также разнообразие их структур и свойств. Самые маленькие известные галактики - относительно близлежащие карликовые галактики, содержащие только 100000 звезд, что намного меньше, чем в типичном шаровом скоплении. На другом конце диапазона - самая массивная из известных галактик - гигантская эллиптическая галактика M87, содержащая 3000 млрд. солнечных масс, т.е. приблизительно в 15 раз больше нашей собственной Галактики. Большинство галактик можно классифицировать, отнеся к одному из известных морфологических типов. Спиральные галактики имеют дискообразную форму с центральным балджем, от которого отходят спиральные рукава. В спиральных галактиках с перемычкой балдж пересекается перемычкой из звезд, а рукава кажутся присоединенными к концам перемычки. Спиральные галактики содержат очень яркие молодые звезды и значительные количества межзвездного вещества, сконцентрированного в рукавах. Большинство заметных галактик в небе - спирали, хотя наиболее распрострненным типом являются эллиптические галактики. К этому типу могут принадлежать и самые маленькие, и самые большие галактики. Предполагается, что они полностью состоят из старых звезд с относительно малым количеством межзвездного вещества. Трехмерная форма галактик эллиптического типа может быть сфероидальной, в том числе и практически сферической. Третья основная группа - неправильные галактики, которые не являются ни спиральными, ни эллиптическими. Они составляют до четверти всех известных галактик. В видимом свете неправильные галактики не показывают никакой специфической круговой симметрии и имеют хаотический вид. Небольшое число галактик имеет необычную структуру, часто приписываемую гравитационному взаимодействию с другой галактикой. Существуют галактики, которые излучают исключительно большое количество энергии; для таких галактик имеются различные свидетельства (например, их изменчивость) того, что в них идут необычные и мощные процессы. В число таких активных галактик входят сейфертовские галактики и радиогалактики. 
См.: классификация Хаббла. 

Галактика Барнарда 
Галактика NGC 6822 в созвездии Стрельца. 

Галактика в Треугольнике ( M33; NGC 598) 
Большая и близкая спиральная галактика в созвездии Треугольника. Она лежит на расстоянии 2,7 млн. световых лет и является членом Местной группы. 

Галактика "Веретено" 
Популярное название видимой с ребра галактики NGC 3115 в созвездии Секстанта, форма которой напоминает веретено с навитой пряжей. Эта галактика находится на поздней стадии эволюции и не имеет очевидных признаков присутствия пыли. 

Галактика "Водоворот" ( M51; NGC 5194) 
Спиральная галактика в созвездии Гончих Псов, удаленная на расстояние 13 млн. световых лет и повернутая к нам "лицом". Это была первая галактика, у которой Лордом Россе в 1845 г. была обнаружена спиральная структура. Вокруг нее вращается намного меньшая неправильная галактика NGC 5195. 

Галактика Вольфа-Лундмарка-Мелотта (WLM) 
Небольшая нерегулярная галактика, принадлежащая к Местной группе и лежащая на расстоянии 2,8 млн. световых лет. 

Галактика "вспыхивающих звёзд" 
Галактика, которая, как полагают, отличается исключительно высокой скоростью звездообразования. Такие галактики характеризуются чрезвычайно интенсивным инфракрасным излучением, которое может составлять более 90% общего потока энергии. Эти "инфракрасные галактики" были открыты в 1983 г. Инфракрасным астрономическим спутником "IRAS". 

гАлактика "Графин" 
Пекулярная кольцеобразная сейфертовская галактика возле NGC 1595 и NGC 1598.
См.: Группа Графина. 

Галактика класса cD 
Член класса гигантских эллиптических галактик с протяженным звездным гало. Классификация была введена В.Морганом в конце 1950-х гг. cD-галактики часто оказываются центральными галактиками в богатых скоплениях, а многие из них - также радиоисточниками. Они в 5-10 раз превосходят по яркости типичные эллиптические галактики, а их масса может достигать 10^13 солнечных масс. Классический пример - галактика NGC 6616, которая, по всей видимости, имеет множественные ядра внутри своей оболочки и, как полагают, "заглатывает" находящиеся поблизости меньшие галактики. 

Галактика класса D 
Тип больших эллиптических галактик с ярким ядром, окруженных обширной оболочкой. D-галактики часто являются радиогалактиками. Термин относится к системе классификации, предложенной Морганом.
См.: галактика класса cD. 

Галактика класса dE 
См: карликовая галактика. 

Галактика класса N 
Активная галактика с компактным и чрезвычайно ярким ядром, иногда связанная с радиоисточником. 

Галактика Маркаряна 
Любая из галактик в списке, составленном советским астрономом B.E. Маркаряном в 1970-х гг. Для этих галактик характерны сильные ультрафиолетовые континуумы. 

Галактика "Морская раковина" 
Небольшая галактика, гравитационно взаимодействующая с большей галактикой NGC 5291. В результате этого взаимодействия галактика приняла характерную форму "раковины". 

Галактика "Подсолнух" ( M63; NGC 5055) 
Спиральная галактика в созвездии Гончих Псов. 

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

Галактика раннего типа 
Первоначально (с 1926 г.) термин, используемый Эдвином Хабблом для сильно закрученных спиральных галактик (типов Sa и SBa), которые он рассматривал как первую стадию в их эволюции через "промежуточное звено" (Sb, SBb) к "позднему" типу (Sc, SBc). Теперь не считают, что спиральные галактики развиваются именно так, и в этом смысле обозначение "ранниий тип" вообще вышел из употребления, хотя с ним иногда и сталкиваются. В современной астрофизике термин все более часто применяется к любому типу галактик, которые (если судить по их наблюдаемым свойствам) относительно молоды. Галактики с очень высоким красным смещением или галактики, содержащие большое количество пыли и в которых идет процесс быстрого звездообразования, вполне могут быть описаны прилагательным "ранняя", что по существу является синонимом "молодой".
См.:классификация Хаббла. 

Галактика с эмиссионным линейчатым спектром 
Любая галактика, которая показывает в спектре эмиссионные линии. Это признак необычной активности в ядре галактики или очень быстрого звездообразования.
См.: активное галактическое ядро

Галактика "Сомбреро" (M104; NGC 4594) 
Видимая с ребра спиральная галактика в созвездии Девы. Хорошо выраженная центральная выпуклость и заметная прослойка темной пыли придает этой галактике отдаленное сходство с широкополой шляпой. 

Галактика "Тележное колесо" 
Общепринятое имя пекулярной галактики A0035, удаленной на расстояние 500 млн. световых лет. Она состоит из внешнего "обода", имеющего 170000 световых лет в диаметре, внутри которого видны "втулка и спицы", образованные старыми красными звездами. Предполагается, что раньше эта галактика была нормальной большой спиральной галактикой, сквозь которую несколько сотен миллионов лет назад прошла меньшая галактика. "Виновника вторжения" все еще можно увидеть поблизости. Это столкновение вызвало образование в “ободе колеса” большого количества массивных звезд. В результате скорость появления сверхновых в этой галактике почти в сто раз выше, чем в нормальной галактике. 

Галактика типа "голова-хвост" 
Радиогалактика с радиоизлучением, направленным в одну сторону от соответствующей оптической галактики, в результате чего возникает форма, напоминающая головастика. 

Галактика "Улитка" 
Популярное название спиральной галактики NGC 2685 в созвездии Льва. 

Галактика "Цевочное колесо" ( M101; NGC 5457) 
Популярное название большой спиральной галактики в Большой Медведице, которая видна "анфас". По имеющимся оценкам, находится на расстоянии 15 млн. световых лет. 

Галактика "Черный глаз" 
Популярное имя спиральной галактики в созвездии Волос Вероники (M64; NGC 4826) диаметром около 65000 световых лет. Галактика имеет очень гладкие спиральные рукава и заметное облако пыли, окружающее ее ядро, что и оправдывает название. 

Галактики "Антенны" 
Популярное название пары взаимодействующих галактик NGC 4038 и 4039. Название связано с двумя длинными изогнутыми звездными полосами, возникшими при столкновении галактик. Галактики удалены на 48 млн. световых лет, а звездные полосы протянулись примерно на 100000 световых лет . 

Галактики Аро 
Класс галактик, характеризующихся голубым цветом и резкими эмиссионными линиями в спектре. 

Галактики Маффей 
Две галактики, открытые Паоло Маффеем в 1968 г., которые наблюдаются только в красном и инфракрасном свете. Маффей I - гигантская эллиптическая галактика, лежащая на расстоянии около 4 млн. световых лет и, возможно, являющаяся удаленным членом Местной группы. Это большая галактика, масса которой в 200 млрд. раз превышает массу Солнца. Ее положение на небе таково, что она видна сквозь облака пыли Млечного Пути, которые ослабляют ее свет примерно в сто раз. Маффей II - спиральная галактика средней величины, лежащая вне Местной группы в пять раз дальше, чем Маффей I. 

Галактическая корона 
Область вокруг нашей Галактики радиусом около 250000 световых лет. 

Галактическая плоскость 
Большой круг на небе, в котором лежит галактический центр и самые плотные части Млечного Пути. Она наклонена к плоскости небесного экватора примерно на 63°. 

Галактические координаты 
Система координат (широта и долгота), в которой экваториальной плоскостью является галактическая плоскость, а нулевой точкой долготы - галактический центр (RA 17h 42,4m, Скл. -28° 55'). Галактические координаты используют главным образом в тех случаях, когда рассматривается распределение объектов внутри нашей Галактики. Например, в этой системе координат составляют карты радиоизлучения водородного газа в Млечном Пути. 
См.: галактические полюса. 

Галактические полюса 
Полюса галактической плоскости, то есть точки с галактической северной и южной широтой 90°. Северный галактический полюс находится в созвездии Волос Вероники и имеет координаты RA 12h 51,4m и Скл. 27° 7,7' (эпоха 2000,0). Диаметрально противоположный южный полюс находится в созвездии Скульптора. 

Галактический год 
Время, необходимое Солнцу, чтобы совершить один оборот вокруг центра галактики, - около 220 млн. лет. 

Галактический центр 
Центральная область нашей Галактики, не видимая в оптическом диапазоне из-за затенения плотными скоплениями пыли. Радио- и инфракрасные наблюдения позволяют обнаружить здесь сложную среду, в которой доминирует источник радиоизлучения Стрелец A. Компактный радиоисточник Стрелец A* соответствует центру Галактики и используется как начальная точка системы галактических координат. В пределах десяти световых лет от галактического центра лежит кольцо газа и пыли, вращающееся со скоростью около 110 км/сек и окружающее массивный объект, возможно, черную дыру с массой, равной 4 млн. солнечных масс. 

Галактическое гало 
Сферическая область вокруг спиральной галактики. Радиус гало вокруг нашей Галактики составляет около 50000 световых лет. Это область, внутри которой находятся все звезды, принадлежащие к галактике, в частности, древние шаровые скопления. Гало содержит очень горячий газ, излучающий рентгеновские лучи. Звезды, расположенные вне диска галактики, но внутри гало, являются самыми старыми, и они обозначают "исходный" размер галактики (перед тем, как она сколлапсировала в диск). 

гАлактическое скопление 
Устаревший термин для рассеянного скопления звезд, сейчас практически вышедший из употребления. 

Галатея 
Спутник Нептуна (1989 N3), открытый во время пролета "Вояджера-2" в августе 1989 г.
См.: Таблица 6. 

Галилеевский телескоп 
Простая конструкция телескопа, аналогичная использованной Галилеем в первых астрономических двухлинзовых телескопах. Длиннофокусная собирательная (выпуклая) линза играет роль объектива, а другая (вогнутая) линза - окуляра; в результате получается прямое изображение. Такая система все еще используется в театральных биноклях. 

Галилеевы спутники 
Четыре самых больших луны Юпитера: Ио, Европа, Каллисто и Ганимед, которые были открыты Галилеем в 1610 г. при телескопических наблюдениях. Они легко наблюдаются при помощи маленького телескопа или бинокля, несложно проследить даже их орбитальное движение вокруг Юпитера. 

Галилео 
Автоматическая межпланетная станция NASA для исследования Юпитера, его колец и спутников. Была запущена в октябре 1989 г. с шаттла и достигла Юпитера в декабре 1995 г. План полета включал пролет вблизи астероидов Гаспра иИда. Запуск "Галилео" состоялся лишь через двадцать с лишним лет после того, как проект был задуман. Первоначально запуск планировался на 1983 г. Однако возникли различные проблемы, включая потерю шаттла "Челленджер". Кроме того с помощью шаттлов невозможно обеспечить достаточную мощность при запуске для прямого полета к Юпитеру. Поэтому специалисты разработали план полета, предусматривающий гравитационную поддержку, т.е. получение в течение первых трех лет дополнительных ускорений за счет близкого пролета вблизи Венеры и дважды - вблизи Земли. Главной неприятностью был отказ мощной антенны связи. Малая мощность оставшейся антенны ограничила количество данных, которые могли быть переданы на Землю. Однако в остальном "Галилео" работал хорошо, несмотря на некоторые проблемы с магнитной записью. АМС вышла на орбиту вокруг Юпитера, передавая на Землю детальные изображения галилеевых спутников. Зонд, который находился на борту "Галилео", отделился от аппарата и вошел в атмосферу Юпитера 7 декабря 1995 г. Он опускался вниз, в течение 57 мин. передавая на Землю данные относительно химического состава и физического состояния атмосферы. 

Гало 
Любое почти круговое или сферическое распределение света или вещества вокруг другого объекта. 
См.: галактическое гало. 

Гамаль ( Альфа Овна; α Ari) 
Самая яркая звезда в созвездии Овна. Это - гигантская K-звезда звездной величины 2,0. Название, арабского происхождения, означает "овца".
См.: Таблица 3. 

Гамма-астрономия 
Изучение гамма-излучения астрономических источников. Гамма-излучение, длины волн которого короче длин волн рентгеновского излучения (т.е. меньше 0,1 нм), представляет собой вид электромагнитного излучения, обладающий наибольшей энергией. Гамма-лучи поглощаются высоко в атмосфере Земли; на уровне поверхности можно обнаружить только лучи с самой высокой энергией, поэтому фактически все астрономические наблюдения гамма-излучения должны проводиться со спутников. В качестве детекторов используются сцинтилляционные счетчики, искровые камеры и детекторы на твердой основе. По астрономическим стандартам все они имеют слишком низкую степень углового разрешения. Начиная с 1969 г. детекторы для обнаружения гамма-барстеров входили в состав научной аппаратуры многочисленных космических аппаратов. Обзоры неба были выполнены спутниками "SAS-2" и "Кос- B". "SAS-2" был запущен в 1972 г. и эксплуатировался в течение семи месяцев. " Кос-B ", запущенный в 1975 г., эксплуатировался более шести лет. Особенно большие успехи в гамма-астрономии были достигнуты в результате предпринятого NASA запуска Гамма-обсерватории “Комптон” в апреле 1991 г. В течение нескольких месяцев после запуска было идентифицировано большое количество новых источников с высокой позиционной точностью. В число астрономических источников гамма-излучения входят солнечные вспышки, пульсары, рентгеновские двойные звезды и квазары, а также гамма-барстеры. Известные дискретные источники гамма-излучения включаютпульсар в Парусах, пульсар в Крабовидной туманности, SS433 и источник Джеминга. Наиболее интенсивное диффузное гамма-излучение исходит из галактической плоскости, где оно генерируется в процессе взаимодействия между космическими лучами и межзвездным газом. Гамма-спектрометр на спутнике "HEAO-3" в 1979 г. показал линии, порожденные электронно-позитронной аннигиляцией с направления на галактический центр. 

Гамма-барстер 
Астрономический источник нестационарных всплесков гамма- и рентгеновского излучения. Эти всплески интенсивны и коротки, обычно их продолжительность составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятков секунд. Гамма-барстеры впервые были обнаружены случайно в конце 1960-х гг. военными спутниками, предназначенными для мониторинга испытаний ядерного оружия, а затем многократно наблюдались космическими аппаратами, несущими соответствующие детекторы. В 1979 г. одновременно девятью спутниками была зафиксирован одиночный всплеск, который, по-видимому, исходил из Большого Магелланова Облака. Мониторинг, проведенный Гамма-обсерваторией “Комптон” ("КГРО"), показал, что всплески происходят примерно дважды в день, а их расположение на небе случайно. К настоящему времени зарегистрировано уже несколько тысяч всплесков. Хотя "КГРО" и могла определять положения барстеров с довольно большой точностью, этой точности оказалось недостаточно для их оптической идентификации. Однако в 1997 г. использование рентгеновской камеры узкой направленности на спутнике "Беппо-САКС" позволило устанавливать положение гамма- барстеров достаточно точно, так что появилась возможность их оптической идентификации и фиксации их радиоизлучения. Первый оптический спектр гамма-барстера, полученный в Обсерватории Кека, показал, что этот барстер находится на удаленном по космологическим масштабам расстоянии, приблизительно на полпути до границ наблюдаемой Вселенной. Это означает, что источник выделяет огромное количество энергии. Энергия, излучаемая барстером за несколько секунд, больше, чем в миллион раз превосходит энергию, излучаемую целой галактикой. К настоящему времени выдвинуто несколько теорий, но точный механизм возникновения гамма-всплесков остается неизвестным. Некоторые из наиболее приемлемых теорий предполагают слияние двух нейтронных звезд. 

Гамма-обсерватория 
См: Гамма-обсерватория Комптона. 

"Гамма-обсерватория Комптона" 
Орбитальная обсерватория NASA, несущая четыре комплекта астрономического оборудования для картирования, спектроскопии, обнаружения и определения местоположения источников гамма-излучения. Она была запущена с шаттла в апреле 1991 г. Первоначально она называлась просто “Гамма-обсерватория”, но впоследствии ей было присвоено имя американского физика А.Х. Комптона (1892-1962). Оборудование включает комплект "ЕГРЕТ", имеющий хорошую разрешающую способность в диапазоне спектра высокоэнергетических источников гамма-излучения и обеспечивающий относительно хорошее разрешение положения источников. Этот комплект использовался для составления каталога источников гамма- излучения, включая остатки сверхновых, звездные OB- ассоциации и активные галактические ядра. Комплект "БАТСЕ" (BATSE - the Burst and Transient Source Experiment - Эксперимент по поиску барстеров и нестационарных источников) предназначен для поиска гамма-барстеров и составления полных обзоров неба. 

Ганимед 
Астероид 1036 диаметром 40 км, открытый в 1924 г. В. Бааде. Член группы Амура и, возможно, один из самых больших астероидов, близко подходящих к Земле. 

Ганимед 
Один из четырех галилеевых спутников Юпитера (номер III) и самый большой естественный спутник в Солнечной системе. Первые изображения Ганимеда с высоким разрешением были получены "Вояджером-1" и "Вояджером-2". Фотографии, показывающие еще более мелкие детали, были сделаны "Галилео". На спутнике имеется несколько различных типов поверхности: темные области, которые сплошь покрыты кратерами, и более светлые изрытые области, которые составляют около 60% сфотографированной поверхности. Судя по изображениям темных областей, полученным "Галилео", они представляют собой участки поверхности, сильно измененные различными сдвиговыми и сбросовыми процессами. "Галилео" выявил также множество маленьких кратеров в областях с более мелкой структурой поверхности. Одним из наиболее значительных открытий, сделанных во время полета "Галилео", было обнаружение у Ганимеда магнитного поля, которое у поверхности сильнее, чем поля Меркурия, Венеры или Марса. Данные, полученные "Галилео", а также наличие у Ганимеда магнитного поля, позволяют предположить, что этот спутник имеет богатое железом расплавленное ядро. Общая плотность Ганимеда примерно вдвое превышает плотность воды. Возможно, что его ядро окружено твердой мантией, покрытой толстым слоем льда.
См.: Таблица 6.

Гарвардская классификация 
См: Каталог Генри Дрэпера. 

Гарвардско-Смитсоновский астрофизический центр 
См: Обсерватория Гарвардского колледжа. 

Гаспра 
Астероид 951, член группы Флоры, сфотографированный АМС "Галилео", прошедшим от него 29 октября 1991 г. на расстоянии 16000 км. Астероид имеет неправильную форму с размерами 20 ? 12 ? 11 км и покрытую кратерами поверхность. Самый большой кратер имеет 1,5 км в поперечнике. Кроме того, "Галилео" обнаружил магнитное поле, так что можно предположить, что в состав Гаспры входят металлы. 

Гассенди 
Лунный кратер 100 км в диаметре, расположенный на северной границе Моря Влажности. В кратере имеется несколько пиков, а его дно пересекается расселинами. Кратер Гассенди получил известность, в частности, в связи с исследованием нестационарных явлений на Луне. 

Геба 
Астероид 6 диаметром 204 км, открытый в 1847 г. К. Л. Энке. 

Гевелий (Hevelius) 
Лунный кратер, 118 км в диаметре, на западной границе Океана Бурь. На дне кратера имеется система расселин. 

Гексаэдрит 
Тип железных метеоритов, содержащих по весу меньше 6% никеля. Гексаэдриты содержат железо-никелевый сплав, называемый камаситом, который имеет кубическую симметрию. Полированные поверхности таких метеоритов не имеют выраженной структуры, за исключением областей многочисленных тонких линий (так называемых неймановых линий), которые появляются в некоторых образцах и связаны с ударной деформацией. 

Гектор 
Астероид 624, самый большой из троянцев, открытый А. Копфом в 1907 г. При вращении с периодом, почти равным 7 час. его яркость меняется в три раза. Измерения указывают, что Гектор имеет цилиндрическую форму, 150 км в ширину и 300 км в длину. Предполагается, что Гектор может фактически состоять из двух контактирующих или близлежащих астероидных тел. 

Гелиакальный восход 
Восход яркой звезды непосредственно перед восходом Солнца. Практически дата гелиакального восхода определяется по тому, когда звезда впервые становится заметной на востоке рассветного неба. Гелиакальный восход Сириуса служил древним египтянам предвестником разлива реки Нил. 

Гелиевая вспышка 
Событие взрывного характера во внутренних областях звезды с небольшой массой (меньше двух солнечных масс), возникающее после того, как в ядре был истощен весь водород, доступный для ядерного синтеза, и начинается сгорание гелия.
См.: эволюция звезд. 

Гелиевая звезда 
B-звезда, в спектре которой необычно сильны гелиевые линии. 

Гелиевая проблема 
Проблема, связанная с необходимостью объяснения, почему наблюдаемая распространенность гелия во Вселенной составляет приблизительно 25% (по массе). Эта проблема представляет собой часть более значительной проблемы - необходимости объяснения наблюдаемого распределения всех элементов тяжелее водорода. Количество гелия слишком велико для того, чтобы считать, что он был целиком синтезирован в звездах, хотя, по-видимому, именно таково происхождение всех более тяжелых элементов. Проблема была решена в 1946 г. Гамовым, предложившим модель горячего Большого Взрыва, в соответствии с которой гелиевые ядра образовались в начале эры излучения. 

Гелиографическая долгота 
Долгота, измеренная для точек на поверхности Солнца. На Солнце нет фиксированной нулевой точки, так что гелиографическая долгота отсчитывается от номинального эталонного большого круга: солнечного меридиана, который прошел через восходящий узел солнечного экватора на эклиптике 1 января 1854 г. в 12.00 UT. Относительно этого меридиана долгота рассчитывается в предположении равномерного сидерического вращения Солнца с периодом 25,38 суток. В справочниках для наблюдателей помещаются таблицы положений солнечного эталонного меридиана для данной даты и времени.

Гелиографическая широта 
Угловое расстояние на поверхности Солнца к северу от солнечного экватора (положительная) или к югу (отрицательная). Солнечный экватор, который пересекает эклиптику под углом 7° 15', изменяет свое видимое положение на солнечном диске по мере обращения Земли вокруг Солнца. В руководствах для наблюдателей помещают таблицы значений гелиографической широты центра диска Солнца, по которым могут быть рассчитаны другие широты. 

Гелиометр 
Устаревший вид телескопа-рефрактора, в котором линза объектива была разделена на две части, которые могли перемещаться относительно друг друга. Раньше гелиометры использовались для измерения небольших угловых расстояний. 

Гелиопауза 
См: гелиосфера. 

Гелиосейсмология 
Изучение внутренних областей Солнца путем анализа собственных колебаний, которые наблюдаются спектроскопически как доплеровские смещения в линейчатом спектре поглощения. 
См.: Группа глобальной сети по изучению колебаний. 

Гелиостат 
Подвижное плоское зеркало, используемое для отражения солнечного света в неподвижный солнечный телескоп. Солнечные телескопы - большие длиннофокусные инструменты, которые необходимо навести на небольшой участок неба. Для работы неподвижного телескопа надо управлять гелиостатом, синхронизуя его движение с перемещением Солнца по небу. Гелиостат - простое устройство, поэтому получаемое изображение в течение дня все же медленно вращается. По этой причине иногда предпочтение отдается более сложному целостату. 

Гелиосфера 
Сферическое пространство, простирающееся на 50 - 100 а.е. от Солнца, ограниченное зоной, где солнечный ветер сливается с межзвездной средой. Эта граничная зона называется гелиопаузой. 

Гелиоцентрическая модель 
Модель солнечной системы, центром которой является Солнце, вокруг которого вращаются планеты. Хотя такая система была предложена уже ок. 200 г. до н.э. Аристархом Самосом, в то время она не давала никаких преимуществ при предсказании положений планет, а сама идея движущейся Земли была философски неприемлема. До работ Коперника (1473-1543) широко использовалась только геоцентрическая модель, усовершенствованная Птолемеем (ок. 100-170 н.э.). Ко времени Коперника идея, что Земля является центром созданной Богом Вселенной, глубоко укоренилась в религиозных догмах. В своем сочинении "De revolutionibus" ("Об обращении небесных сфер") Коперник доказывал преимущества гелиоцентрической модели Солнечной системы. Однако вплоть до наблюдений Галилея (1564- 1642) и Кеплера (1571-1630) его идеи не получили общего признания. Полученные ими новые данные в контексте гелиоцентрической системы получали гораздо лучшее истолкование. В коперниковской системе принималось, что планетарные орбиты имеют круговую форму. Поэтому с точки зрения практики эта теория не позволяла более точно предсказывать положения планет, хотя по сравнению с птолемеевской была более изящной и обеспечивала естественное объяснение попятного движения планет. Открытие Кеплера, состоявшее в том, что планетарные орбиты имеют эллиптическую форму, решило эту проблему, а в ходе первых телескопических наблюдений Галилея были обнаружены такие явления (например, фазы Венеры), которые можно было объяснить только на основе гелиоцентрической модели. 

Гелиоцентрический параллакс 
См.: годичный параллакс. 

Гемма 
Альтернативное название звезды Альфекка. 

Генеральный каталог Босса 
Каталог 33342 звезд, дающий их положения и собственные движения, начатый американским астрономом Льюисом Боссом и завершенный его сыном Бенджамином Боссом в 1937 г. 

Географос 
Астероид 1620 диаметром 2 км, впервые открытый в 1951 г. Р. Минковским и А. Уилсоном и вновь обнаруженный в 1969 г. при близком подходе к Земле. Член группы Аполлона. 

Геодезическая линия 
Кратчайший путь между двумя точками в пространстве-времени и, следовательно, путь, по которому движутся фотоны. 

Геодезия 
Измерение точной формы земной поверхности и гравитационного поля Земли. 

Геоид 
Поверхность, определяемая в открытом океане средним уровнем моря, а на суше - уровнем воды, который установился бы в воображаемой сети лишенных трения каналов, соединенных с морем. 

Геокорона 
Самая внешняя часть атмосферы Земли, представляющая собой гало газообразного водорода, простирающееся на расстояние около 15 земных радиусов. 

Геомагнитная буря 
Существенное уменьшение горизонтальной компоненты магнитного поля Земли, продолжающееся обычно несколько часов. Причина - попадание в околоземное пространство электрически заряженных частиц, как правило, выбрасываемых из Солнца при солнечных вспышках. Во время таких бурь наблюдаются полярные сияния и происходит нарушение радиосвязи. 

Геомагнитное поле 
Магнитное поле в окрестности Земли. В первом приближении магнитное поле Земли подобно полю намагниченного стержня (диполя), который смещен относительно центра Земли к Тихому океану и наклонен к земной оси. В настоящее время это смещение составляет 451 км, а наклон равен 11°. Сила и форма геомагнитного поля постепенно меняются, причем масштаб времени этих изменений составляет годы. Интенсивность геомагнитного поля ообозначается векторной величиной F или B, а единицами измерения являются гаусс (Гс), тесла (Т) или гамма (γ) (1 тесла = 10000 гаусс; 1 гамма = 1 нанотесла= 10^-5 гаусс.) Направление поля в любой точке земной поверхности может быть описано двумя углами: 1) наклонением I , т.е. углом между горизонтальной плоскостью и вектором поля (угол считается положительным, когда поле направлено вниз); 2) склонением D, т.е. азимутом - углом, измеряемым от направления на север к востоку или западу на горизонтальной плоскости. 

Геометрическое альбедо 
Отношение яркости планетарного тела, которую оно имело бы при наблюдении из центра Солнца, к яркости гипотетической белой равномерно отражающей сферы того же размера и находящейся на таком же расстоянии. 
См.: альбедо. 

Геосинхронная орбита 
Орбита вокруг Земли, на которой период обращения спутника равен звездному периоду вращения Земли - 23 час. 56 мин. 4,1 сек. Если такая орбита круговая и лежит в плоскости земного экватора, то спутник в небе практически неподвижен, и в этом случае его орбита называется геостационарной. Геостационарная орбита проходит на высоте 35900 км. Спутник на геосинхронной орбите, наклоненной к экваториальной плоскости Земли, в течение суток описывает в небе восьмерку. 

Геостационарная орбита 
См: геосинхронная орбита. 

Геоцентрическая модель 
Модель Солнечной системы, в которой стационарная Земля образует центр, вокруг которого обращаются Солнце, Луна и планеты. Такая модель отражала общепринятые представления о космосе до тех пор, пока Коперник (1473-1543) не показал, что модель, в центре которой находится Солнце, дает более изящное объяснение наблюдаемых планетарных движений. Предсказание движения планет в геоцентрической системе производилось на основе сложной теории эпициклов, предложенной греческим астрономом и математиком Птолемеем (100-170 н.э.).
См.: гелиоцентрическая модель. 

Геркулес (Hercules) 
Большое созвездие северного неба, включенное Птолемеем в список 48 созвездий (ок. 140 г. н.э.). Названо по имени героя классической мифологии. Не имеет звезд 1-й величины. В Геркулесе находится самое яркое шаровое скопление в северном полушарии, M13.
См.: Таблица 4. 

Геркулес A 
Самый сильный радиоисточник в созвездии Геркулеса, связанный с эллиптической галактикой. Два длинных выброса простираются от слабого ядра на полмиллиона световых лет. 

Геркулес X-1 
Рентгеновский пульсар в созвездии Геркулеса, представляющий собой вращающуюся нейтронную звезду с аккрецией вещества от компаньона в двойной системе. Период вращения нейтронной звезды - 1,2 сек, а период обращения системы - 1,7 суток. 

Гермес 
Астероид 1937 UB, открытый K. Рейнмусом в 1937 г., когда он подошел к Земле ближе чем на 800000 км, что было тогда самым близким зарегистрированным подходом астероида. Астероид достигал 8-й звездной величины и двигался по небу со скоростью 5° в час. Он наблюдался только в течение нескольких дней и впоследствии был потерян.

Гершелевский телескоп 
Тип телескопа-рефлектора, сконструированного Уильямом Гершелем (1738- 1822), в котором параболическое первичное зеркало наклонено так, что фокус лежит вне главной трубы телескопа и доступ к нему можно получить, не заслоняя поступающий свет. Недостатком системы является наличие искажений, почему этот тип телескопа и был впоследствии заменен другими системами рефлекторов. 

Гершель (Herschel) 
Самый большой ударный кратер на Мимасе. Его диаметр равен 130 км, что составляет треть диаметра Мимаса. 

Гетеродинный спектрометр 
Инструмент, используемый в микроволновой астрономии для измерения интенсивности космического фонового излучения путем быстрого переключения детектора между стабильным эталонным источником и небом. 

Гиады 
Рассеянное звездное скопление в созвездии Тельца. Кажется, что его члены рассеяны на участке неба 8° в диаметре вокруг звезды Альдебаран (которая находится ближе к нам и к скоплению не принадлежит). Это самое близкое звездное скопление, удаленное на расстояние около 150 световых лет. Поскольку это скопление выглядит очень рассеянным, оно не было внесено ни в Каталог Мессье, ни в Новый генеральный каталог.
См.: рассеянное скопление. 

Гигантская планета 
Термин, используемый для Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна (в противоположность небольшим твердым планетам "земного типа"). 

Гигантский радиотелескоп метрового диапазона 
Радиотелескоп вблизи г. Пуна в Индии. Он известен под названием Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), состоит из тридцати 45-метровых антенн, составляющих 25-километровый массив, и является самым мощным телескопом для исследований в метровом диапазоне.
См.: радиоастрономия. 

Гигантское молекулярное облако 
См: молекулярное облако

Гиганты 
Обширная категория звезд, светимость которых в 10 - 1000 раз больше светимости Солнца, а радиус обычно превышает радиус Солнца в 10 - 100 раз. Звезда становится гигантом, когда исчерпывается запас водородного топлива, необходимого для поддержания в ней ядерных реакций синтеза, а начинающийся переход к новому энергетическому равновесию вызывает значительное расширение внешних слоев. Поверхностная температура падает, но из-за большого увеличения поверхности полная светимость звезды возрастает. Примеры звезд-гигантов - Капелла, Альдебаран и Арктур. Гигантами иногда называют и массивные горячие звезды, которые очень велики по сравнению с Солнцем, даже если они еще не достигли поздней стадии эволюции.
См.: диаграмма Герцшпрунга-Рессела, красный гигант, эволюция звезд. 

Гигея 
Астероид 10 диаметром 430 км, открытый A. Гаспарисом в 1849 г. Среди известных астероидов является четвертым по величине. 

Гид 
Телескоп, смонтированный на той же установке, что и основной телескоп (который используется для получения фотографий или для работы с другими инструментами), предназначенный для точного наведения основного телескопа. 

Гидра (Hydra) 
Самое большое по занимаемой площади созвездие в небе. Однако выделить его довольно трудно, т.к. оно содержит только одну сравнительно яркую звезду Альфард (2-й звездной величины). Созвездие входило в список 48 созвездий Птолемея (ок. 140 г. н.э.).
См.: Таблица 4. 

Гидра A 
Самый яркий радиоисточник в созвездии Гидры. Отождествляется с большой эллиптической галактикой в центре маленького скопления галактик на расстоянии около одного миллиарда световых лет. 

Гидроксил 
См.: ОH-источник, мазер. 

Гималия 
Спутник Юпитера (номер VI), 180 км в диаметре, открытый в 1904 г. Шарлем Перрайном. Принадлежит к группе четырех спутников, близко расположенные орбиты которых лежат между 11,1 и 11,7 млн. км от Юпитера. (Другие - Леда, Лиситея и Элара.)
См.: Таблица 6.

Гинга 
Японский рентгеновский астрономический спутник, запущенный 5 февраля 1987 г., первоначально носивший название "Астро-C"

Гиперболический 
Имеющий форму гиперболы - кривой, принадлежащей к семейству конических сечений. Гипербола представляет собой одну из возможных форм орбит тела, движущегося под действием центральной гравитационной силы. Гиперболическая форма орбиты реализуется в том случае, когда тело имеет достаточно энергии, чтобы выйти из-под влияния гравитационной силы. Достаточную для этого скорость тела иногда называют гиперболической. 

Гиперболическое пространство 
Пространство, которое имеет отрицательную кривизну и в котором сумма углов треугольника меньше 180°. Примером двумерного гиперболического пространства служит седловая поверхность. 

Гиперион 
Спутник Сатурна, открытый в 1848 г. В. C. Бондом. Гиперион имеет удлиненную неправильную форму при размерах около 350 ? 200 км. На его поверхности имеются большие кратеры и изогнутые шрамоподобные детали до 300 км длиной. Судя по всему, он может быть остатком большого тела, разрушенного ударным воздействием.
См.: Таблица 6.

Гипотеза Геи 
Предположение, что жизнь на Земле определяет состав низких слоев атмосферы. Гея - древнегреческая богиня Земли. 

"Гиппаркос" 
Спутник Европейского космического агентства, предназначенный для выполнения астрометрических исследований с беспрецедентной степенью точности. Его запуск в 1989 г. был не вполне успешным,поскольку вместо планируемой геостационарной орбиты спутник вышел на вытянутую эллиптическую. Однако возможность проведения научных экспериментов еще не была потеряна. Дополнительные повреждения, вызванные воздействием излучений, вынудили прекратить наблюдения 15 августа 1993 г. Название "Гиппаркос" (Hipparcos - акроним High Precision Parallax Collecting Satellite, т.е. Спутник для измерения параллакса с высокой точностью) было выбрано и из-за сходства с именем греческого астронома Гиппарха (Hipparchus), который измерил параллакс Луны и составил точную звездную карту, позволившую открыть прецессию равноденствий. Основным бортовым инструментом был отражательный телескоп Шмидта с 0,29-метровым первичным зеркалом, а программа предусматривала составление усовершенствованного Входного каталога с использованием специальных наземных наблюдений. В результате проведенных спутником наблюдений был составлен каталог "Гиппаркос", содержащий положения, параллаксы и собственные движения 118000 звезд с точностью 2 дуговые мсек, а также каталог "Тихо", который содержит эти данные для более чем миллиона звезд с меньшей точностью, но с систематическими ошибками только около 1 дуговой мсек. Благодаря "Гиппаркосу" число известных переменных звезд более чем удвоилось. Кроме того, были открыты многие тысячи новых двойных и кратных звездных систем.

Главная последовательность 
Узкая полоса, идущая из верхнего левого угла к нижнему правому углу на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (на диаграмме Г - Р. звездная светимость нанесена как функция температуры, причем температура уменьшается слева направо). Температура и светимость большинства звезд таковы, что звезды находятся на главной последовательности. Это объясняется тем, что обе эти фундаментальные характеристики в значительной степени определяются массой звезды, а некоторые вариации связаны с различием в химическом составе. Главная последовательность, таким образом, представляет собой последовательность масс. Точки, соответствующие наиболее массивным звездам, лежат в верхнем левом углу, а соответствующие наименее массивным - в нижнем правом. В звездах главной последовательности источником энергии является идущая в звездном ядре реакция превращения водорода в гелий. Звезды, находящиеся на более ранних или более поздних стадиях эволюции звезд, представлены точками в других местах диаграммы Г - Р. Например, после того, как водород в ядре истощается, внутренняя перестройка звезды вызывает ее эволюцию, в ходе которой она уходит далеко от главной последовательности к верхнему правому углу диаграммы. Большинство звезд проводит на главной последовательности около 90% времени их наблюдаемой жизни. 

Главная последовательность нулевого возраста 
Главная последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рессела в том виде, какой она имела бы в начале фазы горения водорода для звездного населения, образовавшегося в одно время (например, для скопления звезд).
См.: эволюция звезд. 

Главный меридиан 
Большой круг на поверхности планетарного тела, принятый при измерении долготы в качестве начала отсчета. На Земле главный меридиан - гринвичский меридиан , т.е. большой круг, проходящей через Гринвич (Лондон). 

Глобула 
Маленькое почти сферическое облако темного непрозрачного газа и пыли, которое обнаруживается на более ярком фоне, типа звездных облаков или яркой туманности. Предполагают, что глобулы представляют раннюю стадию процесса звездообразования. Имя голландско-американского астронома Барта Бока (1906-1983) связано с маленькими глобулами, известными как глобулы Бока, которые могут иметь в поперечнике только несколько тысяч астрономических единиц

Глобула Бока 
См: глобула. 

Гномон 
Отбрасывающий тень вертикально установленный столбик или пластина (например, в солнечных часах). Высота Солнца может быть вычислена по высоте столбика и длине тени. Направление тени дает истинное солнечное время. 

Год

Период времени, который занимает один оборот Земли вокруг Солнца. Точная длина года зависит от принятой точки отсчета.

См.: календарь, календарный год.

Год

Точка отсчета

Продолжи- тельность в днях

Тропический

Точка весеннего равноденствия

365.24219

Сидерический

Неподвижные звезды

365.25636

Аномалистический

Апсиды

365.25964

Драконический

Узел орбиты Луны

346.62003

Гауссов

Закон Кеплера для орбиты с большой полуосью 1 а.е.

365.25690

Годдардовский центр космических полетов 
Организация NASA, созданная в 1959 г. и размещенная в Гринбелте, штат Мэриленд, в 16 км северо-восточнее Вашингтона. Многотысячный штат Центра занимается фундаментальными астрономическими исследованиями, а также проектированием, разработкой и управлением орбитальными космическими кораблями. Годдардовский центр осуществляет контроль за работой Уэллопсовской полетной службы в штате Виргиния (занимающейся суборбитальными полетами и Программой аэростатов NASA), а также сотрудничает с Годдардовским институтом космических исследований в Нью-Йорке. 

Годичная аберрация 
См: аберрация. 

Годичный параллакс (гелиоцентрический параллакс) 
Различие между видимым положением звезды на Земле и тем, которое было бы у нее для гипотетического наблюдателя на Солнце. Влияние годичного параллакса проявляется в сдвиге положения близких звезд, на фоне удаленных, в течение года из-за движения Земли по орбите вокруг Солнца. Если положение близкой звезды в течение года наносить на карту, то на небе получится эллипс, называемый параллактическим эллипсом. Годичный параллакс формально определяют как различие в положении, которое отвечало бы гипотетическим наблюдениям из центра Земли и центра Солнца. 

Голдстоун 
Место расположения 70-метровой параболической радиоантенны (южная Калифорния), которая была первой антенной Сети глубокого космоса NASA/JPL, введенной в действие в 1966 г. С ее помощью ведутся и радиоастрономические наблюдения, в том числе (в сочетании с другими радиотелескопами) для целей интерферометрии с очень большой базой. 

Голова кометы 
Ядро и кома кометы, исключая хвост. 

Голубой снежок 
Популярное название планетарной туманности NGC 7662 в созвездии Андромеды. 

Голубые бродяги 
Звезды, по всей видимости принадлежащие шаровому скоплению или старому рассеянному скоплению, но имеющие необычный голубой цвет и высокую светимость по сравнению с другими членами скопления. Когда звезды такого скопления размещают на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, (см. иллюстрацию) то на главной последовательности ясно выражена точка поворота. Эта точка отмечает нижний предел массы звезд, которые эволюционировали в красные гиганты так, что они лежат правее главной последовательности. В некоторых скоплениях оказывается, что небольшая часть звезд лежит на главной последовательности выше точки поворота - они и являются "голубыми бродягами". Причины их аномальных свойств полностью не понятны, но существует ряд возможных объяснений, среди которых то, что они могут оказаться членами двойных звезд. 

Голубь (Columba) 
Небольшое слабое созвездие в южном небе, введенное А. Ройером в 1679 г. По преданию, созвездие представляет голубя, который сопровождал Ноев Ковчег.
См.: Таблица 4. 

Гомогенность 
Свойство, означающее сохранение однородности в пространстве. Специалисты в области космологии предполагают, что Вселенная в самых больших масштабах однородна. 

Гончие Псы (Canes Venatici) 
Небольшое созвездие северного неба, расположенное между Волопасом и Большой Медведицей. Оно было введено Иоганном Гевелием в самом конце XVII в. и, как считается, представляет собак Астериона и Хару на привязи у Волопаса. Это созвездие содержит несколько интересных объектов, включая яркую звезду Сердце Карла, красивое шаровое скопление M3 и галактику "Водоворот".
См.: Таблица 4.

Гора (mons, мн. montes) 
Термин, используемый в названиях деталей планетарных поверхностей.

Гора Арсия (Arsia Mons) 
Один из больших щитовых вулканов в составе гор Фарсида на Марсе. Имеет около 350 км в диаметре и 27 км в высоту, поднимаясь на 17 км выше окружающих гор.

Гора Аскрийская (Ascraeus Mons) 
Один из больших щитовых вулканов в составе гор Фарсида на Марсе. Имеет около 250 км в диаметре и 27 км в высоту, поднимаясь на 17 км выше окружающих гор

Гора Олимп (Olympus Mons) 
Самый высокий пик на Марсе и самый большой вулкан Солнечной системы. Возвышается на 27 км выше опорного уровня (определенного по измерениям атмосферного давления). Этот гигантский щитовой вулкан, имеющий в поперечнике около 700 км, подобен вулканам на Земле, но его объем по крайней мере в пятьдесят раз превышает самый близкий земной эквивалент. Кальдера имеет диаметр около 90 км, причем гора окружена откосом высотой по крайней мере 4 км. Более старые вулканические породы, сглаженные и разрушенные ветром, окружают главный пик, образуя область ореала. Гора Олимп расположена в северо-западной части гор Фарсида и ранее называлась "Олимпийские снега", поскольку облака, постоянно клубящиеся над этой областью, для земных наблюдателей выглядели как светлое пятно. 

Гора Павлина 
Один из трех гигантских щитовых вулканов гор Фарсида на Марсе. Он имеет около 400 км в диаметре и высоту 27 км, на 17 км выше уровня окружающих гор. 

Гора Элизий (Elysium Mons) 
Щитовой вулкан на Марсе, один из нескольких вулканов на равнине Элизий. 

Горизонт 
Большой круг, проходящий через точки, отстоящие на 90° от зенита. Для земного наблюдателя горизонт представляет собой границу между видимой и невидимой половинами небесной сферы. Термин "горизонт" используется также для обозначения границы между теми событиями в пространстве-времени, которые в принципе могут наблюдаться, и теми, которые наблюдаться не могут.
См.: горизонт событий, горизонт частиц

Горизонт событий 
Поверхность, окружающая черную дыру, обладающая тем свойством, что из-за силы гравитационного поля за ее пределы не может уйти ни один световой луч.
См.: шварцшильдовский радиус. 

Горизонт частиц 
Пределы видимой Вселенной, которые определяются тем, что за время с начала расширения Вселенной свет звезд смог дойти до нас. 

Горизонтальная ветвь 
В диаграмме Герцшпрунга-Рессела для шарового скопления короткая горизонтальная полоса, расположенная влево от ветви гигантов. Представляет звезды с небольшой массой, которые в процессе эволюции потеряли массу после стадии гиганта. 

Горизонтальные координаты 
Система координат, в которой положение точки на небесной сфере определяется двумя координатами, углом возвышения и азимутом. Угол возвышения - угловое расстояние над горизонтом, а азимут - измеренное в восточном направлении угловое расстояние по горизонту от точки севера. Высота и азимут небесного объекта изменяются с изменением широты и долготы наблюдателя и времени наблюдения. 

Горизонтальный параллакс 
См: суточный параллакс.

Горы (лунные) 
Общий термин, относящийся к областям лунной поверхности, отличным от морей. Горы характеризуются высокой плотностью кратеров и более светлым цветом по сравнению с морями. 

Горы Максвелла (Maxwell Montes) 
Самые высокие горные пики на Венере, расположенные в Земле Иштар. Они поднимаются выше уровня венерианской поверхности на 11,5 км. 

Горы Фарсида 
Возвышенная вулканическая область на Марсе, поднимающаяся на10 км выше уровня поверхности планеты. Горный хребет включает три больших вулкана высотой в 27 км - гору Арсия, гору Павлина и гору Аскрийскую. 

Горячее темное вещество 
См: темное вещество. 

Государственный астрономический институт им. Штернберга 
Российский научно-исследовательский институт в Москве, средства наблюдения которого размещены в Крыму и Казахстане. 

Грабен 
Канал или борозда на поверхности планеты, вызванные вертикальным сбросом. 

Гравитационная линза 
Массивный объект, типа галактики, вызывающий искажение и/или увеличение изображения более удаленных объектов, которые находятся на том же луче зрения. Световые лучи от удаленного источника света искривляются в гравитационном поле массивного объекта, действующего как гравитационная линза, подобно искривлению световых лучей в результате преломления стеклянной линзой. Известен ряд таких примеров как в видимом свете, так и в радиолучах (в частности, двойные и кратные изображения квазаров и скоплений галактик, в которых изображения многих членов принимают вид концентрических дуг). Естественное усиление, возникающее в гравитационной линзе, дает возможность получить детальные спектры некоторых удаленных объектов, которые иначе были бы слишком слабы. Этот же эффект , хотя и в меньшем масштабе, дают микролинзы. Его можно наблюдать, когда темный объект звездного размера оказывается на пути луча зрения к более удаленный звезде.
См.: кольцо Эйнштейна, общая теория относительности. 

Гравитационная неустойчивость 
Свойство системы, при котором небольшие возмущения ее плотности или равновесия приводят в дальнейшем ко все большему нарушению начального состояния под действием гравитационных сил. Например, в газовых облаках небольшое сжатие, при котором происходит локальное увеличение гравитационной силы, вызывает засасывание дополнительного количество вещества, что в свою очередь еще больше усиливает локальное гравитационное поле. Неустойчивость такого типа, возможно, возникающая в спиральных рукавах галактик, является вероятным механизмом запуска процесса звездообразования в гигантских молекулярных облаках. 

Гравитационная поддержка 
Использование гравитационных полей планет для изменения скорости и направления космического аппарата без затрат топлива. В отечственной литературе испульзуется также термин "пертурбационный маневр" 

Гравитационное излучение 
См: гравитационные волны. 

Гравитационное красное смещение 
Покраснение света от массивного объекта, вызванное тем, что при движении из областей с высокой гравитацией фотоны теряют энергию. Для Солнца гравитационное красное смещение равно 0,000002; для поверхности нейтронной звезды теоретически предсказанное значение около 1. Теоретики предполагают, что большое красное смещение квазаров может быть по своей природе гравитационным, а не вызываться исключительно доплеровским эффектом. 

Гравитационные волны 
Мелкомасштабная периодичность в структуре пространства-времени, которая может возникать как сама по себе, так и в форме непрерывного излучения. Возникающие волны распространяются со скоростью света. Согласно общей теории относительности, массивные объекты, испытывающие ускорение или подверженные изменению формы, излучают гравитационные волны. Наиболее интенсивное гравитационное излучение происходит в тех областях пространства-времени, где гравитация очень сильна (настолько, что начинают действовать законы общей теории относительности) и где скорости близки к скорости света. Практически это означает, что наиболее вероятными источниками гравитационного излучения являются коллапсирующие звездные ядра или большие массы вещества, взаимодействующие с черными дырами. Гравитационное излучение возникает также при вращении нейтронных звезд и двойных звездных систем; этот механизм передачи энергии играет важную роль в эволюции близких двойных систем. Аргументы в пользу существования гравитационных волн были получены при наблюдении единственной известной двойной звезды, которая предположительно состоит из двух нейтронных звезд (хотя пульсирующее излучение обнаружено только у одной из них). Небольшое уменьшение периода обращения может быть точно объяснено, если принять, что в соответствии с предсказаниями общей теорией относительности часть энергии уносится гравитационным излучением. Попытки обнаружить гравитационное излучение были предприняты в нескольких экспериментах, но ни один из них не увенчался успехом. Возникающие технические проблемы связаны в основном с недостаточной чувствительностью детектора

Гравитационный коллапс 
Внезапный коллапс массивной звезды, когда в результате падения температуры в ее центральных областях направленное наружу внутреннее давление становится недостаточным для уравновешивания внутренних гравитационных сил. Гравитационный коллапс массивной звезды происходит очень быстро (возможно, меньше чем за секунду) и носит катастрофический храрактер. Огромная высвобожденная энергия вызывает взрыв сверхновой, а ядро сколлапсировавшей звезды может стать нейтронной звездой, пульсаром или черной дырой. 

Гравитация 
Сила притяжения, действующая, по-видимому, между всеми массами. Согласно закону, сформулированному Исааком Ньютоном, сила взаимного притяжения двух масс пропорциональна их произведению, деленному на квадрат расстояния между ними. В общей теории относительности гравитация рассматривается как искривление геометрии пространства-времени. Гравитация, одно из четырех фундаментальных взаимодействий в физике, в астрономии приобретает особое значение, потому что эта наука имеет дело с очень большими массами (звездами и галактиками) и потому что это единственая сила, которая должна учитываться в моделях Вселенной.
См.: космология. 

Гравюра с песочными часами 
Описательное популярное название планетарной туманности "Песочные часы", обозначенной в каталогах как MyCn18. Общее внимание к ее характерной форме было привлечено после того, как в 1996 г. была опубликована фотография, сделанной Космическим телескопом "Хаббл". 

Гражданские сумерки 
Формально определенный интервал времени, когда центр Солнечного диска находится между 90° 50' и 96° ниже зенита.
См.:сумерки. 

Гражданский год 
Год гражданского календаря.
См.: календарный год. 

Гражданское время 
Время, принятое по национальному соглашению и используемое внутри страны или внутри часового пояса для регулирования гражданских дел. Оно отличается, например, от местного времени, которое определяется по солнечным часам. 

"ГРАНАТ" 
Российская космическая обсерватория для гамма- и рентгеновской астрономии, запущенная в декабре 1989 г. Основным инструментом обсерватории был французский гамма-телескоп "СИГМА". На борту находилось также российское и датское рентгеновское экспериментальное оборудование для высоких энергий. 

Гранатовая звезда 
Неофициальное название звезды Мю Цефея (μ Cep) необычного красного цвета, впервые использованное Уильямом Гершелем. Мю Цефея - красный сверхгигант и полуправильная переменная, величина которой изменяется от 3,6 до 5,1. 

Граница ударной волны 
Граница магнитосферы объекта, где происходит отклонение солнечного ветра и резкое уменьшение его скорости. Плазма солнечного ветра на границе ударной волны сжимается и нагревается. 

Гранула 
Яркая конвективная ячейка в солнечной фотосфере до 1000 км в поперечнике.
См.: грануляция. 

Грануляция 
Ячеистая структура, наблюдаемая на изображениях солнечной фотосферы с высоким разрешением. Эта структура порождается конвективным движением горячих газов, восходящих из горячих слоев, расположенных на большей глубине.
См.: супергрануляция. 

Графин 
Группа звезд Гамма (γ), Эта (η), Дзета (ζ) и Пи (π) в созвездии Водолея, на старинных картах изображаемая как графин в руках мифологической фигуры. 

Григорианский календарь 
Используемый в настоящее время в большинстве стран гражданский календарь, введенный римским папой Григорием XIII в 1582 г. вместо юлианского календаря. Гражданский календарь должен быть организован таким образом, чтобы смена времен года соответствовала календарным месяцам. Это непросто, поскольку время оборота Земли вокруг Солнца не составляет целого числа дней. Введение дополнительного дня каждый четвертый (високосный) год дает поправку первого порядка, но если календарь должен в течение столетий сохранять синхронность со сменой сезонов, то необходимы дальнейшие корректировки. В григорианской системе все годы, номера которых точно делятся на четыре, являются високосными. Исключение составляют годы, обозначающие столетие, из которых високосными являются только годы с номерами, точно делящимися на 400. Таким образом, 2000 - високосный год, а 1900 и 2100 - нет. За каждые 400 лет это правило даст среднюю продолжительность года 365,2425 суток, что близко к истинной продолжительности тропического года, равной 365,2422 суток. Григорианский календарь был введен в римско-католических странах в октябре 1582 г., причем соответствие с сезонными изменениями было восстановлено за счет удаления 10 дней из календаря. За четвергом 4 октября последовала пятница 15 октября. Кроме того, после введения григорианский системы новый год впервые начался 1 января (вместо 25 марта). Англия и колонии не вводили григорианский календарь до сентября 1752 г., когда потребовался уже 11-дневный сдвиг времени. 

Гримальди (Grimaldi) 
Большой лунный кратер диаметром 222 км, расположенный вблизи западного лимба Луны на границе Океана Бурь. 

Грин Бэнк 
Место расположения радиоастрономической обсерватории (штат Западная Виргиния, США), составляющей часть Национальной радиоастрономической обсерватории США. Построенная в 1962 г. 92- метровая параболическая антенна к 1988 г. полностью вышла из строя. Сооружение ее "преемника" - 100- метрового Телескопа в Грин Бэнк - должно быть завершено в 1998 г. Это будет самая большая в мире параболическая антенна с полнотью автоматизированным управленим. Предусмотрено использование необычного внеосевого кронштейна, который не мешает работе антенны. 43-метровая параболическая антенна в Грин Бэнк, пущенная в 1965 г., до сих пор является самым большим в мире телескопом с экваториальной установкой. Имеется также радиоинтерферометр, состоящий из трех 26-метровых параболических антенн, две из которых могут перемещаться по колее длиной 1,6 км. 

Гринвичская звездная дата 
Число звездных суток, прошедших на гринвичском меридиане с начала гринвичских звездных суток, на которые пришлась юлианская дата 0,0. Целая часть даты образует номер гринвичских звездных суток; дробная часть - гринвичское звездное время. 

Гринвичская обсерватория 
См.: Королевская Гринвичская обсерватория. 

Гринвичское звездное время 
Звездное время на гринвичском меридиане. 
См.: гринвичская звездная дата.

Гринвичское среднее астрономическое время 
Система времени, ранее использовавшаяся для астрономических целей, основанная на гринвичском среднем времени (со сменой дня в полдень, а не в полночь). GMAT преобразуется во всемирное время добавлением 12 часов. 

Гринвичское среднее время (GMT) 
Среднее солнечное время на гринвичском меридиане. 

Гринвичское среднее солнечное время (GMST) 
Среднее солнечное время на гринвичском меридиане. 

Группа глобальной сети по изучению колебаний (GONG) 
Проект под эгидой Национальной солнечной обсерватории США (Global Oscillation Network Group - GONG), предусматривающий непрерывный мониторинг солнечных колебаний шестью станциями, расположенными по всему миру с интервалом по долготе около 60°. В проекте используется специальное оборудование (Фурье-тахометр), в основе которого - интерферометр Майкельсона. Он измеряет небольшие доплеровские смещения спектральной линии никеля 676,8 нм, которая выделяется при помощи фильтра Лио. Диск Солнца одновременно фокусируется на электронном детекторе, представляющем собой матрицу 256 ? 256 пикселов. Доплеровское смещение как функция времени измеряется независимо в каждом пикселе.
См.: гелиосейсмология. 

Группа Графина 
Группа трех галактик, NGC 1595, NGC 1598 и галактики "Графин", которые совершают совместное движение в пространстве. NGC 1598 имеет два светящихся выброса, которые служат свидетельством взаимодействия между галактиками "Графин" и NGC 1595. 

Группа Кройца 
См: "задевающие Солнце". 

Группа Флоры 
Сложная группировка астероидов вблизи внутреннего края пояса астероидов на расстоянии 2,2 а.е. от Солнца. Группа отделяется от главного пояса одним из пробелов Кирквуда и не является истинным семейством, астероиды которого имеют общее происхождение. 

Группа Фокеи 
Группа астероидов с орбитами, наклоненными на 24° к плоскости Солнечной системы и находящимися на расстоянии 2,36 а.е. от Солнца. Группа отделена от главного пояса астероидов одним из пробелов Кирквуда. Астероиды этой группы не имеют общего происхождения и не принадлежат к одному семейству. Группа названа по имени астероида Фокея(25) с диаметром около 70 км. 

Группа Хунгарии 
Группа астероидов вблизи внутреннего края пояса астероидов на расстоянии 1,95 а.е. от Солнца с орбитами, наклоненными на 24° к плоскости солнечной системы. Группа отделена от главного пояса пробелом Кирквуда и, не имея общего происхождения, не является истинным семейством. 

Гряда (dorsum, мн. dorsa) 
Неправильная деталь в виде складчатого гребня, обнаруженная на поверхности планет.

Гумбольдт (Humboldt) 
Большой лунный кратер, 207 км в диаметре, на крайнем юго-востоке лимба Луны.

 

                                                                                Д


Давида 
Астероид 511 диаметром 324 км, открытый Р.С.Дуганом в 1903 г. Это один из самых больших астероидов 

Дактиль 
См: Ида 

Дальняя область Хаббла 
Изображение маленького участка неба в созвездии Большой Медведицы, полученное в декабре 1995 г. с помощью Космического телескопа “Хаббл”. Некоторые из 1500 зарегистрированных галактик едва достигают 30-й звездной величины (самые слабые из когда-либо замеченных). Расстояние до некоторых галактик оценивается в десять миллиардов световых лет. Изображение было смонтировано из 342 отдельных кадров, что соответствует непрерывной экспозиции в течение 10 суток. 

Дамокл 
Астероид 5335, открытый в 1991 г. Он вращается по необычной, сильно вытянутой орбите на расстоянии от 1.6 до 22 астрономических единиц от Солнца. 

Дата по новому стилю 
Система определения даты, используемая в настоящее время. Введена 14 сентября 1752 г. в Англии и американских колониях, когда они приняли григорианский календарь. Одиннадцать дней (с 3 по 13 сентября 1752 г.) были отменены, а день начала года был перенесен с 25 марта на 1 января. Даты по юлианскому календарю теперь называются "датами по старому стилю. В России григорианский календарь введен 14 февраля 1918 года. 

Дата по старому стилю 
См: дата по новому стилю. 

Дафна 
Астероид 41 диаметром 204 км, открытый Г. Гольдшмидтом в 1856 г. 

Движение линии апсид 
Вращение линии апсид эллиптической орбиты объекта, вызванное возмущающим гравитационным действием одного или нескольких других объектов. 

Движение полюсов 
Медленное и незначительное движение географических полюсов Земли относительно ее поверхности (но не относительно звезд). Движение полюсов не изменяет небесных координат звезд, хотя и изменяет результаты измерений, выполненных с земной поверхности (например, с помощью меридианного круга). Движение полюсов происходит в силу геофизических причин, прежде всего из-за неточного совпадения оси симметрии Земли и ее оси вращения. Смещение полюсов носит периодический характер с максимальным смещением около 0,3 дуговых секунды, причем наблюдаются два периода - 433 суток и один год. Кроме того, имеются и намного меньшие изменения (происходящие на коротких интервалах времени - от двух недель до трех месяцев), вызываемые изменением атмосферного давления. 
См: чандлеровские качания. 

Движущееся скопление 
Рассеянное звездное скопление, расстояние до которого может быть оценено на основании измерений лучевой скорости и собственного движения его отдельных членов. Главный пример - Гиады. При этом предполагается, что члены скопления разделяют общее движение в пространстве. Из-за эффекта перспективы их траектории кажутся сходящимися в одну точку (или исходящими из такой точки). Поскольку направление на эту точку параллельно направлению движения звезд, получаемая при измерениях информация достаточна для оценки расстояния до скопления. 

Двинглоо 1 
Близлежащая спиральная галактика с перемычкой, открытая по ее радиоизлучению в Обсерватории Двинглоо в 1994 г. На сделанных ранее оптических изображениях эту галактику не могли обнаружить, потому что она лежит в плоскости Млечного Пути, где затенена пылью и газом. Расстояние до нее оценивается в 10 млн. световых лет. 

Двойная звезда 
Пара звезд, вращающихся друг около друга и удерживаемых вместе силами взаимной гравитации. Приблизительно половина всех ”звезд" на самом деле - двойные или кратные системы, хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдаться не могут. Присутствие второй звезды (или нескольких других звезд) можно обнаружить по появлению комбинированного спектра. Два компонента двойной системы вращаются по эллиптической орбите вокруг общего центра масс. Чем дальше они друг от друга, тем медленнее движутся. Пары, в которых угловое расстояние достаточно велико для того, чтобы звезды можно было разрешить при наблюдении в телескоп, часто имеют период обращения 50 -100 лет. Такие пары называются визуально-двойными. Если одна звезда намного слабее другой, ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Пары такого типа называются астрометрическими двойными. Поскольку члены двойной системы движутся по орбитам, их скорость по отношению к Земле регулярно изменяется. Вариация скорости приводит к изменению длин волн в объединенном спектре системы (так называемый доплеровский эффект). Изучение таких спектров позволяет выяснить детали строения звезд и их орбит. Двойные звезды, распознаваемые только спектроскопическими методами, называются спектрально- двойными. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель. Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой. Когда потоки вещества устремляются к компактной вращающейся звезде двойной системы, может образоваться аккреционный диск. Освободившаяся энергия излучается в рентгеновском диапазоне. Другим следствием перемещения масс в двойных системах является образование новой. Если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой, система называется затменной двойной. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Самая известная затменная двойная - Алголь. 

Двойное скопление в Персее (χ и h Персея; NGC 869 и 884) 
Пара рассеянных звездных скоплений в созвездии Персея, которые видны невооруженным глазом как слабые туманные пятна. Их названия, аналогичные названиям индивидуальных звезд, были даны до того, как выяснилась их истинная природа. Оба скопления внешне очень похожи и отстоят друг от друга меньше, чем на один градус. Они удалены от нас на 7100 световых лет, а расстояние между ними оценивается всего в 50 световых лет. 
См: рассеянное скопление. 

Двойной CNO-цикл 
Последовательность ядерных реакций, которые, как полагают, происходят в недрах звезд. 
См: углеродный цикл. 

Двухцветная диаграмма 
График, построенный для некоторой совокупности звезд или других объектов, типа астероидов, на котором по осям отложены два показателя цвета (например, (B–V) или (U–B)). 
См: система UBV. 

Дева (Virgo) 
Зодиакальное созвездие, второе по величине в небе. Одно из 48 созвездий, внесенных в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Самая яркая звезда - Спика, имеющая первую звездную величину. Кроме того, в состав созвездия входит семь звезд ярче 4-й звездной величины. Созвездие содержит богатое и относительно близкое скопление галактик в Деве. Одиннадцать наиболее ярких галактик, находящихся в пределах границ созвездия, внесены в Каталог Мессье.
См.: Таблица 4. 

Дева A 
Самый сильный радиоисточник в созвездии Девы, отождествленный с гигантской эллиптической галактикой M87, которая доминирует в скоплении галактик в Деве. Радиоизлучение связано с выбросом протяженностью в 4000 световых лет и может быть вызвано аккрецией вещества в ядре галактики M87 на супермассивной черной дыре. 

Дегазация 
Выделение недрами планеты газов, из которых может образоваться ее атмосфера. 

Дедал 
Астероид 1864 диаметром 3,2 км, открытый T. Герельсом в 1971 г. Его орбита пересекается с орбитой Земли. 

Дездемона 
Один из маленьких спутников Урана, открытый во время пролета АМС "Вояджер-2" в 1986 г. 
См.: Таблица 6. 

Деймос 
Один из двух спутников Марса, открытый в 1877 г. Асафом Холлом. Изображения, полученные "Викингом-2" во время полета к Марсу, показывают изрытую кратерами поверхность. Низкое альбедо и характер поверхности позволяют предположить, что строение обоих спутников подобно строению метеоритов с углеродистой хондровой структурой. Существует гипотеза, что эти спутники представляют собой захваченные планетой астероиды.
См.: Таблица 6. 

Декаметровое излучение 
Низкочастотные радиоволны с длиной волны в диапазоне от десятков до сотен метров. Волны этого типа излучаются, например, планетой Юпитер во время радиовспышек, вызванных взаимодействием между планетой и ее спутником Ио. 

Деландр (Deslandres) 
Большой лунный кратер диаметром 234 км у южной границы моря Облаков. Стенки кратера перекрываются несколькими другими кратерами, включая Региомонтан, Вальтер и Лексель. Внутри кратера Деландр расположен кратер Хелль. 

Дельта Цефея (δ Cep) 
Желтый гигант в созвездии Цефея, яркость которого изменяется между звездными величинами 3,6 и 4,3 с периодом 5,37 дня. Она является прототипом цефеид. . 

Дельта-Аквариды 
См.: Аквариды. 

Дельфин (Delphinus) 
Маленькое слабое, но хорошо различимое созвездие, расположенное в Млечном Пути строго к северу от небесного экватора. Это одно из созвездий, перечисленных Птолемеем (ок. 140 г. н.э.).
См.: Таблица 4. 

Дембовска 
Астероид 349 диаметром 164 км, открытый А. Шарлуа в 1892 г. Он принадлежит к редкому классу астероидов типа R и является членом семейства Будроса. 

Денеб (Альфа Лебедя; α Cyg) 
Самая яркая звезда в созвездии Лебедя. Это сверхгигант, А-звезда звездной величины 1,3. По арабски ее имя означает "хвост".
См.: Таблица 3. 

Денебола (Бета Льва; β Leo) 
А-звезда звездной величины 2,1, третья по яркости звезда в созвездии Льва. По арабски ее имя означает "хвост льва". 

Деспина 
Спутник Нептуна (1989 N3), открытый во время пролета АМС "Вояджер-2" в августе 1989 г. 
См.: Таблица 6. 

Детектор 
Элемент инструментальной системы, чувствительный к поступающему излучению или частицам, которые необходимо обнаружить. 

Дефект освещения 
Измеряемая в угловых единицах неосвещенная часть диска планетного тела (с точки зрения земного наблюдателя). 

Дефект фазы 
Разница между освещенной площадью диска Луны в полнолуние и ее полным круглым диском, измеренная в угловых единицах. Дефект фазы обусловлен наклонением орбиты Луны к эклиптике. 

Деферент 
Основная круговая орбита, которая, в комбинации с эпициклом, входит в число главных понятий теории движения планет, разработанной Птолемеем во II в. н. э. Предполагалось, что планеты совершают равномерное движение по малому круговому эпициклу, центр которого в свою очередь движется по большему кругу, называемому деферентом. 

Дециметровое излучение 
Радиоволны с длиной волны в диапазоне от 10 до 300 см. Волны этого типа излучаются, например, радиационными поясами, окружающими Юпитер, где электрически заряженные частицы улавливаются магнитным полем планеты. 

Джакобиниды 
Альтернативное название метеорного потока, известного также как Дракониды. 
См: комета Джакобини-Циннера. 

Джеминга 
Мощный источник гамма-излучения в созвездии Близнецов, открытый в 1972 г. орбитальной обсерваторией "SAS-2" ( небольшой астрономический спутник). Слабое рентгеновское излучение Джеминги было обнаружено Обсерваторией "Эйнштейн", а ее оптический двойник является звездой 25-й звездной величины. Таким образом, Джеминга - очень необычный объект, у которого почти вся энергия излучается в виде гамма-лучей, поскольку и ее рентгеновское излучение, и светимость в видимом свете в тысячу раз слабее. Предполагают, что она находится относительно близко, вероятно, не дальше 700 световых лет. Наблюдения, проведенные спутником "ROSAT", подтвердили наличие рентгеновского излучения и показали, что оно пульсирует с периодом около четверти секунды. Гамма-обсерваторией "Комптон" были обнаружены также пульсации гамма-излучения. Таким образом, было установлено, что Джеминга является гамма- и рентгеновским пульсаром. Почему большая часть энергии излучения выделяется в такой высокоэнергетической форме, неизвестно. 

"Джемини" 
Серия пилотируемых орбитальных космических кораблей, запущенных в США в 1960-х гг. Их запуски составляли важную часть разработки технологии космических полетов в рамках подготовки к программе "Аполлон" и высадке человека на Луну. На борту "Джемини-3" в 1965 г. впервые в истории американских космических полетов находилось более одного астронавта, а "Джемини-8" в марте 1966 г. осуществил первую успешную стыковку в космосе. Последним в серии был "Джемини-12", запущенный в ноябре 1966 г. , В программе "Джемини" участвовали многие астронавты из тех, кто позже принял участие в полетах на Луну. 

Джеминиды 
Ежегодный метеорный поток, радиант которого лежит в созвездии Близнецов (у звезды Кастор). Максимум потока приходится на 13 декабря, а наиболее частое время его появления - 7-16 декабря. Этот метеорный поток имеет необычную орбиту с расстоянием перигелия всего 0,14 а.е. В 1983 г. Инфракрасный астрономический спутник "IRAS" открыл кометарное ядро, классифицированное как астероид Фаэтон(3200), которое, по-видимому, является родительским телом для этого потока. 

Джодрелл Бэнк 
Место расположения в графстве Чешир Наффилдских радиоастрономических лабораторий Манчестерского университета. 

Джонсоновский космический центр 
См.: Космический центр Линдона Джонсона. 

"Джотто" 
Зонд Европейского космического агентства, который встретился с кометой Галлея в марте 1986 г. Еще за две секунды до момента максимального сближения (на расстоянии 605 км от ядра кометы) все оборудование космического аппарата работало великолепно. Но в этот момент столкновение с небольшой частицей вызвало колебания аппарата, в результате чего нарушилась ориентация антенны. Связь была восстановлена только позже. До момента потери связи на Землю были переданы изображения, сделанные цветной камерой, включая крупные планы ядра кометы (впоследствии камера была повреждена ударами осколков). Среди других инструментов на борту зонда находились ударный пылевой детектор и ионный масс-спектрометр, с помощью которого было установлено, что газ головы кометы в основном состоит из воды (80% по массе). Если пыль и газ рассматривать вместе, то они имеют следующий массовый состав: 45% воды, 28% минералов и 27% органических веществ. ESA назвало проект по имени художника Джотто ди Бондоне. Как считается, на своей знаменитой фреске "Поклонение волхвов", написанной в 1303 г. в капелле Скровеньи в Падуе, Джотто использовал в качестве образца для Вифлеемской звезды комету Галлея (при ее появлении в 1301 г.). В 1992 г. проект "Джотто" был успешно возобновлен (после двух лет консервации зонда и семи лет его нахождения в космическом пространстве) для организации встречи с кометой 26P/Григга-Скьеллерупа. На этом этапе полет продолжался под названием Продолженный проект "Джотто" или "GEM" (GEM - Giotto Extended Mission). 

Джульетта 
Маленький спутник Урана, 80 км в диаметре, открытый "Вояджером-2" в 1986 г.
См.: Таблица 6. 

Диагональ (звёздная диагональ) 
Приставка к небольшому телескопу, содержащая маленькое плоское зеркало или призму. Используются, чтобы повернуть луч света под прямым углом в направлении тубуса, в который вставлен окуляр. Диагональ оказывается полезной в маленьких любительских телескопах, когда доступ к окуляру в нормальной трубе затруднен. Однако введение еще одного оптического элемента приводит к дополнительным потерям светового потока, а следовательно, и к возможному ухудшению качества изображения. Изображение в диагонали перевернуто (справа налево). 

Диагональ 
В ньютоновском телескопе - плоское вторичное зеркало, которое установлено по диагонали (т.е. под углом 45°) к оптической оси телескопа. 

Диаграмма Г - Р 
Сокр. диаграмма Герцшпрунга - Реселла. 

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела (диаграмма Г - Р) 
График, отображающий соотношение между спектральным классом звезд и их светимостью для некоторой совокупности звезд (см. иллюстрацию). По горизонтальной оси вместо спектрального класса может быть отложен цвет, температура или некоторая другая сопоставимая величина. Температуру обычно наносят в направлении уменьшения слева направо. По вертикальной оси может быть отложена либо звездная величина, либо светимость (в отношении к светимости Солнца). Результирующий график в соответствии с фактически отображенными величинами называют также диаграммой цвет–звездная величина или диаграммой цвет–светимость. График, носящий теперь название диаграммы Герцшпрунга-Рессела, впервые был построен Генри Норрисом Ресселом в 1913 г. Подобные идеи примерно в то же время независимо от Рессела выдвинул и Эйнар Герцшпрунг. Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Г - Р отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность - это, по существу, последовательность масс. Высказанная в свое время идея, что главная последовательность отражает процесс эволюции звезд, как известно, оказалась неверной. Тем не менее горячие звезды все еще часто называют "звездами раннего типа", а более холодные - "звездами позднего типа". Эти неправильные названия - результат такой ошибочной трактовки главной последовательности. В результате эволюции звезды фактически уходят с главной последовательности, которая представляет звезды, в термоядерных реакциях которых сжигается водород. Когда водород в ядре звезды истощается, внутренние изменения приводят к большому расширению звезды, сопровождающемуся уменьшением ее поверхностной температуры. Такие эволюционировавшие звезды находятся в ветвях гигантов и сверхгигантов, лежащих выше главной последовательности. Находящиеся на одной из последних стадий эволюции белые карлики образуют группу, расположенную значительно ниже главной последовательности. Диаграмма Г - Р для звездного скопления показывает, сколько звезд находится на каждой стадии эволюции. Вместе с теоретическими представлениями об увеличении скорости эволюции с ростом звездной массы, это позволяет определять возраст скоплений. Если по вертикальной оси откладывать для скопления видимую, а не абсолютную звездную величину, то появляется возможность оценить расстояние до этого скопления. Диаграммы Г - Р полезны также для отображения последовательности изменений цвета и светимости отдельной звезды в ходе эволюции - до попадания на главную последовательность, при нахождении на ней и после ухода с нее. В итоге появляется эволюционный трек звезды.
См.: эволюция звезд. 

Диаграмма Маундера 
См.: "бабочки" Маундера 

Диаграмма направленности 
В радиоастрономии - математическое выражение, описывающее амплитуду и фазу напряжения, получаемого в терминалах антенны, в зависимости от направления, с которого получены радиосигналы. 

Диаграмма Хаббла
В первоначальной форме (1929 г.) это был график зависимости красного смещения некоторой совокупности галактик от их видимых звездных величин (см. иллюстрацию). Теперь термин применяется к любому графику зависимости красного смещения или скорости разбегания от показателя расстояния для выбранной совокупности галактик. Эта диаграмма дала первое существенное подтверждение расширения Вселенной. Она остается определяющим фактором в наблюдательной космологии, потому что форма диаграммы в области больших значений красного смещения зависит от геометрии Вселенной. 
См: закон Хаббла, постоянная Хаббла, расширяющаяся Вселенная. 

Диаграмма "Цвет-звёздная величина" 
См: диаграмма Герцшпрунга-Рессела. 

Диаграмма "Цвет-светимость" 
См: диаграмма Герцшпрунга-Рассела. 

"Диалог" 
Сокращенная форма заголовка книги Галилео Галилея (1564-1642) "Диалог относительно двух главных систем мира - птолемеевской и коперниковской", изданной в 1632 г. Осознавая потенциальную оппозицию церковных властей, Галилей долго откладывал написание такой книги. Вдохновленный сменой папы в 1624 г., он начал работу над ней, но построил ее в форме диалога между тремя людьми, чтобы создать видимость того, что он не поддерживает ни одной из точек зрения. Однако он так убедительно выстроил систему аргументов в пользу гелиоцентрической системы Коперника, что немногие аргументы против нее выглядели неубедительными. В результате не вполне здоровый 68-летний ученый предстал перед судом инквизиции в Риме. Он был вынужден отказаться от своей "ереси" и провел оставшуюся часть жизни под домашним арестом. 
См: коперниковская система, птолемеевская система. 

Дикая Утка ( M11; NGC 6705) 
Рассеянное скопление в созвездии Щита, содержащее около 200 звезд. Происхождение названия связано с формой скопления, которая при наблюдении в небольшие инструменты подобна вееру и немного напоминает "клин" диких уток. 

Динамика 
Изучение и теория того, как и почему движутся объекты. 

Динамический параллакс 
Мера расстояния до визуальной двойной звезды, основанная на оценках масс звезд. Выводится из свойств спектров компонент и наблюдаемых характеристик их орбит относительно друг друга. 

Динамическое время 
Понятие времени, которое используется как переменная в гравитационных уравнениях движения. Первоначально в качестве динамического времени для вычисления эфемерид использовалось эфемеридное время (ЕТ), но оно было заменено земным динамическим временем (TDT) и барицентрическим динамическим временем (TDB).
Система TDT - по существу развитие ЕТ, предназначенная для использования в вычислениях геоцентрических эфемерид. При этом никакие положения теории гравитации не учитываются. В основу системы TDT положена СИ секунда, а измерения ведутся с помощью атомных часов. Эта система была введена в 1977 г., когда между TDT и международным атомным временем (TAI) установили следующую связь:
1 января 1977 г. 0 часов TAI = 1 января 1977 г. 1,000 372 5 TDT. 
Система TDB предназначена для использования в уравнениях движения планетарных тел по отношению к барицентру Солнечной системы. Определение этой системы неоднозначно; оно зависит от принятой теории гравитации. Однако возникающие при этом отличия от системы TDT носят лишь периодический характер. 

Динамическое равноденствие 
Формально определяется как восходящий узел усредненной земной орбиты на земном экваторе, который представляет собой точку пересечения эклиптики с небесным экватором, где склонение Солнца изменяется с южного на северное. 
См: равноденствие, равноденствие каталога

Динамическое среднее Солнце 
Воображаемый объект, призванный помочь в определении среднего солнечного времени. В действительности это точка, которая совершает равномерное движение по небу по эклиптике, совпадая с фактическим положением Солнца в момент прохождения перигелия. 

Диогенит 
Тип каменных метеоритов, состоящих из силикатных минералов пироксена и плагиоклаза. 

Диона 
Спутник Сатурна средних размеров, открытый Дж.Д. Кассини в 1684 г. Изображения, полученные АМС "Вояджер-1", показывают на Дионе несколько различных типов поверхности: сплошь покрытые кратерами области, плато с более низкой плотностью кратеров и гладкие равнины с немногочисленными кратерами или другими деталями. Самые большие кратеры имеют в поперечнике более 200 км, а кратеры с поперечником более 100 км весьма распространены. Другая заметная деталь - неправильная сеть светлых тонких полос на темном фоне, которые, как предполагается, могут быть ледяными отложениями. 
См.: Таблица 6. 

Диоптрический 
Термин для описания оптических систем, в которых используются только преломляющие элементы (например, линзы). 
См: катадиоптрический, катоптрический

Диотима 
Астероид 423 диаметром 208 км, открытый в 1896 г. А. Шарлуа. 

Дипольная антенна 
См: антенна. 

Диск 
Любая относительно тонкая плоская круговая структура, в частности, основная часть спиральной галактики, содержащей рукава.
Круглые формы Солнца, Луны и планет также описываются термином "диск". 

Диск Рамсдена 
То же самое, что и выходной зрачок 

Диск Стоунихерста 
Напечатанный шаблон, используемый при наблюдениях Солнца, по которому можно определить гелиографическую широту и гелиографическую долготу деталей на его поверхности. 

Дисковая галактика 
Спиральная галактика, в которой в результате взаимодействия с межгалактической средой в скоплении галактик потеряна большая часть межзвездного газа. 

Дисперсия 
Разложение луча электромагнитного излучения по длинам волн. Простейший пример - дисперсия белого света в цветной спектр при прохождении через стеклянную призму. Разложение света происходит потому, что волновая скорость света в среде (которая характеризуется значением индекса преломления среды) изменяется в зависимости от длиной волны. Термин "дисперсия" используется также для описания качества спектра, получаемого с помощью детекторов (например, в ангстремах на миллиметр). 

Дистанционное изучение 
Изучение Земли или других астрономических объектов посредством наблюдений и зондирования, выполняемых на расстоянии (а не при непосредственном контакте). Термин используется, в частности, для изучения Земли и других тел с помощью их орбитальных спутников. Методы удаленного изучения включают как получение изображений с высоким разрешением, так и радиолокационные наблюдения. 

Дисторсия 
Дефект изображения, получающийся из-за непостоянства усиления по полю линзы. В зависимости от того, уменьшается или возрастает увеличение к краям линзы, может появиться бочкообразная дисторсия или подушкообразная дисторсия. 

Дифракционная решетка 
Оптическое устройство, используемое для разложения света в спектр. Оно состоит из большого количества узких, близко расположенных линий, нанесенных либо на стекло (пропускающая решетка), либо на полированный металл (отражающая решетка). Обычно на сантиметр поверхности наносится несколько тысяч линий. Интерференция между лучами света, порожденными дифракцией от каждой щели, вызывает дисперсию - разложение света на компоненты с различной длиной волны. С помощью дифракционных решеток можно получить дисперсионные спектры с очень высокой степенью разрешения, поэтому они широко используются в астрономических спектрографах. 

Дифракционный спектрограф 
Спектрограф, в котором свет разлагается в спектр посредством дифракционной решетки. 

Дифракция 
Проникновение луча света (при прохождении вблизи края препятствия) в ту область, где геометрически должна была бы находиться тень. В результате дифракции происходит интерференция между различными частями светового луча и возникает картина чередования светлых и темных областей, называемая дифракционной картиной. 

Дифференциальная геометрия 
Радел математики, в котором исследуются свойства искривленных пространств; находит применение в космологии при исследовании геометрии Вселенной. 

Дифференциальное вращение 
Вращение газообразного тела, типа Солнца или планеты Юпитер, когда скорость вращения меняется с широтой, или вращение нетвердой дискообразной структуры, типа галактики, со скоростью, которая изменяется при изменении расстояния от центра. Твердая планета, подобная Земле, вращается так, что угловая скорость везде одинакова. Однако экваториальные области газообразной планеты или звезды вращаются быстрее, чем области в более высоких широтах, так что две структуры, расположенные на различных широтах, относительно друг друга будут смещаться. Компоненты галактики (звезды и облака межзвездного вещества) движутся вокруг центра галактики по разным орбитам. Их угловая скорость меняется с изменением радиального расстояния от центра, так что при вращении галактика ведет себя не так, как твердый диск. 

Дифференциация 
Процесс, в котором первоначально гомогенное по составу тело (например, планета), разделяется на различные области, обычно с разной плотностью. В случае планеты этими зонами являются ядро, мантия и кора. 

Диффузная межзвёздная среда 
Межзвездная среда, которая не входит в какую-либо туманность. 

Диффузная туманность 
Газообразная туманность. Использование прилагательного "диффузный" идет с тех времен, когда все объекты неясных очертаний классифицировались как "туманность" и возникла необходимость указать различия между ними. В совремнной терминологии звездные скопления и галактики больше не называются "туманностями", а сам этот термин сохранен для облаков межзвездного газа и пыли неправильной формы. 

Диффузное облако 
Холодное темное относительно небольшое облако межзвездного вещества диаметром в несколько световых лет. Такие облака имеют относительно низкую плотность и содержат газ главным образом в форме атомов и атомных ионов с редким вкраплением межзвездных молекул. 

Диффузные межзвёздные полосы 
Полосы неизвестного происхождения, наблюдаемые между 440 и 685 нм в спектре поглощения межзвездной среды. 

Дихотомия 
Время, когда Луна, Меркурий или Венера находятся в такой фазе, что освещена ровно половина диска. 

Длина волны(?) 
Самое короткое расстояние между двумя точками в последовательности волн, которые имеют одну и ту же фазу. 

Длина волны Джинса 
Минимальная длина волны, которую должно иметь возмущение плотности в газовом облаке, чтобы под действием гравитационных сил оно возрастало. Это понятие лежит в основе теорий звездообразования в межзвездных облаках. 

Долгопериодическая комета 
Комета с очень вытянутой (почти параболической) орбитой и периодом обращения вокруг Солнца, превышающим 200 лет. Некоторые их таких комет имеют периоды обращения порядка миллионов лет. 
См: короткопериодическая комета. 

Долгопериодическая переменная 
Переменная звезда с периодом от 100 до 1000 суток. У таких звезд и период и амплитуда, которая обычно составляет несколько звездных величин, от цикла к циклу значительно меняются. Долгопериодические переменные представляют собой красные гиганты. Один из наиболее известных примеров таких звезд - Мира. 

Долгота 
В сферической системе координат - угловое расстояние по экватору или по кругу, параллельному ему, от произвольной нулевой точки. В экваториальной системе небесных координат аналогом долготы является прямое восхождение. 

Долгота восходящего узла (?) 
Один из основных элементов орбиты, используемых для математического описания формы орбиты и ее ориентации в пространстве. Опредляет точку, в которой орбита пересекает основную плоскость в направлении с юга на север. Для тел, обращающихся вокруг Солнца, основная плоскость - эклиптика, а нулевая точка - первая точка Овна (точка весеннего равноденствия). 
долгота перигелия 
В орбитальном движении - сумма долготы восходящего узла и аргумента перигелия. 
См: элементы орбиты.

Долина (vallis, мн. valles) 
Извилистая деталь на поверхности планет. 

Долина Таурус-Литтров 
Местность на Луне, расположенная вблизи юго-восточной границы Моря Ясности (в районе кратера Литтров), где совершил посадку "Аполлон-17". Место посадки полностью окружено горами высотой немного больше 2000 м. Центр заполненной лавой долины был выбран потому,что это позволяло провести исследование как северного, так и южного массивов, прилегающих к месту посадки. 

Долина Шретера ( Vallis Schroteri) 
Извилистая долина в океане Бурь на Луне. Она начинается в небольшом кратере непосредственно у северной стены кратера Геродот и тянется почти на двести километров. 

Долины Маринеров (Valles Marineris) 
Система каньонов в экваториальной области Марса, простирающаяся в направлении восток-запад на 5000 км. На западе долины Маринер заканчиваются лабиринтом Ночи, сложной системой сбросовых долин (грабенов), которые образуют на поверхности планеты полигональные детали. Центральная часть состоит из нескольких параллельных каньонов, средняя глубина которых составляет 6 км. В центре они соединяются с большой депрессией 160 км в поперечнике - каньоном Мелас. На востоке система образует каньон Капри. В результате эрозии стенок каньонов обнажилась слоистая структура окружающего плато, а на плоском дне долин образовался слой осыпи. Идущие к каньону русла позволяют предположить, что в отдаленном прошлом эрозия могла быть вызвана текущими по ним потоками воды. В основном долины Маринер представляют собой сбросовую структуру, которая, как полагают, была создана поднятием на западе вулканических гор Фарсида. 

Доменная стенка 
Плоскостной дефект в структуре пространства-времени, который возникает в некоторых теориях "Великого объединения". 
См: магнитный монополь. 

Доплеровский эффект 
Изменение наблюдаемой частоты звука или электромагнитного излучения, когда источник волн и наблюдатель приближаются друг к другу или удаляются один от другого. С доплеровским эффектом вы могли столкнуться, например, на улице города, когда мимо проносится "Скорая помощь" с включенной сиреной. Как только машина минует вас, высота звука внезапно падает. Когда источник звука приближается, волны перед ним "сжимаются", в результате чего повышается частота звукового сигнала и поднимается его высота. При удалении источника волны "растягиваются", т.е. частота и высота звука понижаются. Подобный эффект наблюдается и со светом астрономических объектов, детали спектров которых смещаются в сторону более длинных или более коротких волн в соответствии с тем, удаляется источник света от Земли или приближается к ней. 
См: красное смещение. 

Доплеровское смещение 
Смещение линии в спектре, вызванное доплеровским эффектом. Доплеровское смещение в спектре астрономического объекта обычно описывается как красное смещение, если смещение происходит в сторону длинных волн (удаляющийся объект), или как фиолетовое смещение, если оно происходит в сторону более коротких волны (приближающийся объект). Величина смещения z количественно выражается как отношение изменения длины волны ?? к первоначальной длине волны ?, причем из теоретических положений следует, что эта величина - константа, зависящая от скорости относительного движения v объекта и наблюдателя. Когда v мало (по сравнению со скоростью света c), можно считать, что ?? /? = v/c. Если v составляет существенную часть c, то должна использоваться более сложная формула, известная из специальной теории относительности:

Доплеровское уширение 
Расширение диапазона длин волн, в котором располагается линия спектра, вызываемое внутренним движением излучающих атомов и молекул в источнике излучения. Доплеровский эффект вызывает изменение длины волны спектральной линии, когда источник и наблюдатель находятся в относительном движении, приближаясь друг к другу или удаляясь один от другого. Такое изменение увеличивается с увеличением относительной скорости. Свет звезды, например, состоит из отдельных фотонов, испускаемых атомами, которые с большой скоростью движутся в горячем газе внешних слоев звезды. Некоторые атомы при этом будут всегда перемещаться по направлению к наблюдателю, а другие - от него. В результате должно произойти расширение диапазона длин волн, в котором располагается линия. Чем горячее звезда, тем быстрее движутся атомы газа и тем больше эффект расширения. 

Дополнение широты 
Угол, получаемый вычитанием широты из 90°. 

Дорис 
Астероид 48 диаметром 246 км, открытый Г. Гольдшмидтом в 1857 г. 

Дочерняя Вселенная 
Теоретическое понятие, возникшее в космологической модели расширяющейся Вселенной. В математической постановке можно постулировать такую высокую плотность вещества в нашей Вселенной, что новые расширяющиеся Вселенные (или дочерние Вселенные) будут рождаться естественным путем. Хотя это и не противоречит законам физики, необходимые для этого плотности далеко превосходят все возможности доступных технологий. 

Дракон (Draco) 
Обширное, хотя и довольно слабое созвездие, наполовину охватывающее северный полюс мира и с трех сторон окружающее Малую Медведицу. Одно из известных в древности созвездий, включенных в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.).
См.: Таблица 4. 

Дракониды 
Метеорный поток, связанный с кометой Джакобини-Циннера, который можно иногда наблюдать около 9-10 октября. Радиант лежит вблизи "головы" Дракона в точке с RA 17h 23m и Dec. + 57°. Число фиксируемых за год метеоров от года к году сильно меняется. Так, в 1933 г. наблюдалось захватывающее зрелище, когда интенсивность потока быстро достигла 350 в минуту, что вновь было отмечено только в 1946 г. Умеренные ливни имели место в 1952 и 1985 гг. Этот поток известен также под названием "Джакобиниды". 

Драконический год 
Промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через один и тот же узел лунной орбиты, который составляет 346,620 03 суток. Этот период меньше сидерического года, потому что изменение ориентации лунной орбиты вызывает изменение положения узла в небе. 
См: сарос. 

Драконический месяц 
Промежуток времени (27,212 221 суток) между двумя последовательными прохождениями Луны через восходящий (или нисходящий) узел орбиты, т.е. точку пересечения орбиты с эклиптикой. Этот промежуток времени используется для предсказания затмений. 

Дублет 
Линза, состоящая из двух частей, изготовленных из различного стекла. Части или разделены воздушной прослойкой, или соединены вместе. В такой составной линзе можно уменьшить эффект хроматической аберрации. По этой причине часто используется термин "ахроматический дублет". Составные линзы могут состоять и больше, чем из двух элементов; например, линза из трех частей называется триплетом. 

Дубхе (Альфа Большой Медведицы; α UMa) 
Одна из двух звезд (вторая - Мерак) Большого Ковша в Большой Медведице, называемых Указателями. Гигант, K-звезда звездной величины 1,8 с компаньоном 5-й звездной величины, который вращается вокруг нее с периодом в 44 года. Дубхе, буквально "медведь", является сокращенной версией арабского названия, означающего "спина большего медведя".
См.: Таблица 3. 

Дуговая минута 
Единица измерения небольших углов, равная одной шестидесятой градуса. 

Дуговая секунда 
Единица измерения малых углов, равная одной шестидесятой дуговой минуты. 

Дунсинкская обсерватория 
В настоящее время часть Школы космической физики Дублинского института перспективных исследований (Ирландия). Основана в 1783 г. как университетская астрономическая и метеорологическая обсерватория и расположена в Кастлноке, графство Дублин. Единственый оставшийся в этом историческом месте инструмент - 30-сантиметровый рефрактор, введенный в действие в 1868 г., который поддерживается в рабочем состоянии для демонстрации публике.

                                                                             Е


Евгения 
Астероид 45 диаметром 244 км, открытый в 1857 г. Г. Гольдшмидтом. 

Европа 
Один из четырех больших галилеевых спутников Юпитера (номер II). Изображения, полученные АМС "Вояджер", показали яркую отражающую поверхность, пересеченную сложной сетью темных линий. На изображениях с "Галилео" виден запутанный лабиринт прямых и изогнутых углублений и полос. Небольшое количество кратеров свидетельствует о том, что после образования спутника его кора претерпела значительные изменения. Высказываются предположения, что тонкая внешняя ледяная корка покрывает океан жидкой воды или мантию из твердых пород и ледяного крошева. Приливных сил, вызванных Юпитером, могло бы хватить, чтобы поднять температуру льда в мантии Европы выше точки замерзания.
См.: Таблица 6. 

Европа 
Астероид 52 диаметром 312 км, открытый в 1858 г. Г. Гольдшмидтом. 

Европейская южная обсерватория (ESO) 
Европейская исследовательская организация, основанная в 1962 г. с целью сотрудничества в области астрономии и создания современной базы для европейских астрономов. Членами ESO являются восемь государств - Бельгия, Дания, Франция, Германия, Италия, Нидерланды, Швеция и Швейцария. Штаб-квартира организации находится в Гархинге под Мюнхеном в Германии, а обсерватория - в Ла-Силла в Чили. 

"Европейское космическое агентство" (ESA) 
Совместная организация двенадцати европейских стран (Австрия, Бельгия, Дания, Франция, Германия, Ирландия, Италия, Нидерланды, Испания, Швеция, Швейцария и Великобритания) для проектирования, создания и запуска спутников в рамках научных и коммерческих программ. Самым большим учреждением ESA является Исследовательский и технологический центр (ИТЦ) в Нордвике (Нидерланды). При запусках спутников ESA используется ракета-носитель "Ариан". 

Евфросина 
Астероид 31 диаметром 248 км, открытый в 1854 г. Дж. Фергюсоном. 

Единорог (Monoceros) 
Слабое, но богатое звездами и туманностями созвездие, расположенное в пределах Млечного Пути вдоль небесного экватора рядом с созвездием Ориона. В древности оно не было известно, но, по всей видимости, широкую известность получило в середине XVII в. Самые яркие звезды - две звезды 3-й звездной величины. Кроме того, в Единороге находятся туманность "Розетка", туманность "Конус" и Переменная туманность Хаббла.
См.: Таблица 4. 

Елена 
Маленький спутник Сатурна, открытый в 1980 г. Объект неправильной формы, размерами 36 ? 30 км.
См.: Таблица 6. 

Енотовый холм 
См: Аризонский метеоритный кратер.

                                                                                    Ж


Железный метеорит 
Тип метеоритов, состоящих почти полностью из железа и никеля 

Железо-каменные метеориты 
Основной класс метеоритов, состоящих из металлических и силикатных компонентов. Различают две главные группы этих метеоритов - палласиты и мезосидериты. Палласиты состоят из зерен оливина, окруженных металлом (оливина по объему обычно вдвое больше, чем металла). Мезосидериты представляют собой агломерат силиката и металла примерно в равных пропорциях. Железо-каменные метеориты иногда называют также сидеролитами или литосидеритами. 

Жертвенник (Ara) 
Небольшое и слабое южное созвездие, входившее в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.).
См.: Таблица 4. 

Живописец (Pictor) 
Незаметное южное созвездие, введенное в середине XVIII в. Никола Л. Лакайлем. Первоначальное название созвездия - Equuleus Pictoris (Мольберт Живописца), которое впоследствии было сокращено. Две самые яркие звезды имеют 3-ю звездную величину.
См.: Таблица 4. 

Жираф (Camelopardus) 
Большое, но малозаметное созвездие, занимающее слабозаселенную область неба вблизи северного полюса мира. Оно было впервые введено в 1624 г. немецким математиком Якобом Барчем, зятем Иоганна Кеплера.
См.: Таблица 4. 

Журавль (Grus) 
Маленькое южное созвездие, введенное, вероятно, мореплавателями XVI в. и включенное Иоганном Байером в атлас "Уранометрия", изданный в 1603 г. Оно содержит четыре звезды ярче 4-й величины. Дельта Журавля (δ Gru) - двойная звезда, которая не может быть разрешена невооруженным глазом.
См.: Таблица 4

                                                                                  З


Зависимость масса-светимость 
Простое соотношение между массой (M) и светимостью (L) для звезд главной последовательности. Оно имеет вид L ~ Mn, где показатель n равен 3,5 для звезд, имеющих 7 солнечных масс или меньше. Для звезд с массами в диапазоне 7 - 25 солнечных масс величина n падает до 3,0, а для еще более массивных звезд снижается до 2,7. 

Зависимость период-светимость 
Зависимость между абсолютной светимостью и периодом изменчивости цефеид или звезд типа W Девы. 

Задача n-тел 
Общий термин для вычислений, включающих гравитационное взаимодействие произвольного числа (n) масс. Движение двух тел легко поддается математическому анализу, но уже для трех тел решения существуют лишь для некоторых частных случаев. Для n>2 никаких общих методов решения не существует, а для частных случаев необходимы большие вычисления. Примеры из области астрономии, требующие решения задачи n-тел, включают расчет движения космического зонда в Солнечной системе и расчет орбит звезд в звездном скоплении. 

Задевающие Землю 
Кометы или астероиды, орбита которых подходит близко к Земле. 

зАдевающие Солнце 
Кометы, у которых перигелийное расстояние настолько мало, что фактически они проходят через внешние слои Солнца. Около десяти долгопериодических комет с небольшим расстоянием перигелия (и другими сходными характеристиками орбит) образуют общепринятую группу "задевающих Солнце". Ее называют также группой Кройца по имени голландского астронома Генриха Кройца (1854-1907), который в 1888 г. одним из первых отметил подобие орбит некоторых самых ярких наблюдаемых комет. 

Закон Боде 
См: правило Тициуса-Боде. 

Закон Хаббла 
Скорости разбегания удаленных галактик прямо пропорциональны их расстояниям от нас.
Закон является непосредственным следствием равномерного расширения Вселенной. Эта закономерность была открыта в результате наблюдения красного смещения галактик и была впервые сформулирована Эдвином Хабблом (1889-1953) в 1929 г. В 1930-х гг. он продолжил работу по уточнению этого соотношения. 

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. 

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. 

интерферометр интенсивности 

См: звездный интерферометр Брауна-Твисса. 

интерферометр Майкельсона 

Инструмент, в котором в результате расщепления и последующей рекомбинации видимого светового луча порождаются интерференционные полосы. Для расщепления луча на две части, идущие под прямым углом друг к другу, используется наполовину амальгамированное зеркало. Затем оба световых потока, полученных при расщеплении, отражаются плоскими зеркалами и рекомбинируются. Получаемая интерференционная картина содержит информацию о различии оптических характеристик среды, через которую прошли эти потоки. Интерферометр Майкельсона не следует путать с звездным интерферометром Майкельсона. 

интерферометр Фабри-Перо 

Оптический инструмент, в котором высокая степень разрешения спектров достигается за счет интерференции, полученной в результате многократного отражения света двумя строго параллельными стеклянными пластинами. Такая пара пластин с регулируемой величиной воздушного зазора между ними называется эталоном.
Получаемая на выходе световая картина представляет собой ряд ярких концентрических колец на темном фоне, причем угловые диаметры колец зависят от величины зазора в эталоне и длины волны света. Если вставить эталон в спектрограф перед решеткой или призмой, то можно получить тонкую структуру спектра, которая при использовании только дифракционной решетки не выявляется. 

интерферометрия с большой базой 

Метод в радиоастрономии, при котором два или несколько радиотелескопов, удаленных на расстояние до 1000 км друг от друга, работают совместно в режиме реального времени так, что их сигналы передаются микроволновой системой связи или по кабелю, образуя радиоинтерферометр. 
См: интерферометрия с очень большой базой. 

инфракрасная астрономия 

Изучение инфракрасного излучения астрономических источников. Инфракрасное излучение представляет собой электромагнитное излучение с длинами волн в диапазоне между видимым спектром и радиоволнами. Такое определение не совсем точно, но обычно инфракрасным считается диапазон длин волн 0,1 - 100 мкм. Инфракрасное излучение невидимо для человеческого глаза и почти полностью поглощается в нижних слоях атмосферы Земли, в основном водяным паром. По этой причине инфракрасные астрономические наблюдения должны проводиться с самых высоких гор, с самолетов или спутников.
Первое инфракрасное наблюдение было случайно проведено Уильямом Гершелем в 1800 г., когда термометр, который он поместил в стороне от красного конца видимого солнечного спектра, зафиксировал повышение температуры. Инфракрасные изображения в основном показывают распределение тепла. Все теплые объекты излучают в инфракрасном диапазоне, так что инфракрасные телескопы должны охлаждаться до нескольких градусов выше абсолютного нуля, чтобы их не "ослепляло" собственное излучение.
Систематическое развитие инфракрасной астрономии началось в 1960-х гг., когда стали доступны соответствующие датчики. Первый инфракрасный обзор неба был выполнен Джерри Нойгебауэром и Робертом Лайтоном из Калифорнийского института астрономии (Калтех). В 1969 г. они опубликовали список 5612 источников. В 1968 г. Э. Беклин и Дж. Нойгебауэр сообщили, что инфракрасное излучение из галактического центра на длине волны 2,2 мкм приблизительно в тысячу раз сильнее, чем можно было ожидать, исходя из радионаблюдений. Существенный скачок в развитии инфракрасной астрономии произошел в 1980-х гг. с началом применения двумерных массивов инфракрасных детекторов, способных за одну экспозицию создать полное изображение. Огромное значение для инфракрасной астрономии имела успешная работа "IRAS" - Инфракрасного астрономического спутника в 1983 г. Его преемница, Инфракрасная космическая обсерватория ("ISO"), была запущена в ноябре 1995 г. Лучшим наземным центром инфракрасной астрономии являются Обсерватории Мауна-Кеа на Гавайях. Там с 1979 г. работают три инфракрасных телескопа: Британский инфракрасный телескоп, Инфракрасная телескопическая система NASA и Канадско- Французско-Гавайский телескоп, который функционирует и как оптический телескоп. Телескопы Обсерватории Кека также могут работать в инфракрасном диапазоне.
Инфракрасное излучение обнаружено у звезд и галактик, а также у облаков пыли в пределах Солнечной системы и в межзвездной среде. Сильное инфракрасное излучение особенно характерно для пыли, которая нагревается более коротковолновым видимым и ультрафиолетовым излучением звезд. Протозвезды в процессе образования и красные гиганты на поздних стадиях эволюции окружены пылевыми оболочками, что вызывает инфракрасное излучение. В отличие от видимого света, инфракрасное излучение относительно беспрепятственно проходит через облака пыли. Так например, методами инфракрасной и радиоастрономии можно исследовать {= >}галактический центр, который в видимой части спектра в значительной степени затенен пылью. По тому, как рассеивается инфракрасное излучение поверхностями объектов в Солнечной системе, можно судить об их составе. Инфракрасные наблюдения важны и для изучения удаленных объектов с большим красным смещением. 

инфракрасная галактика 

Галактика, которая излучает большую часть энергии (обычно больше 90%) в инфракрасной области спектра. Такие галактики, как полагают, характеризуются необычно высокой скоростью звездообразования и поэтому их также называют {= >} галактиками "вспыхивающих звезд". 

инфракрасная звезда 

Звезда, являющаяся источником инфракрасного излучения. 
См: инфракрасная астрономия, Инфракрасный астрономический спутник. 

"Инфракрасная космическая обсерватория" ("ISO") 

Орбитальный инфракрасный телескоп (Infrared Space Observatory - ISO), запущенный Европейским космическим агентством 17 ноября 1995 г. Предназначен для наблюдения в диапазоне длин волн 2,5 - 200 мкм с намного большей чувствительностью, чем у его предшественника "IRAS" - Инфракрасного астрономического спутника. В состав инструментов "ISO" входят фотокамера, отображающий фотополяриметр и два спектрометра, охватывающие коротковолновый и длинноволновый диапазоны. 

"Инфракрасная телескопическая система" (IRTF) 

Инфракрасный телескоп NASA, размещенный в Обсерваториях Мауна-Кеа на Гавайях, где эксплуатируется с 1979 г. как национальный инструмент США. Основное зеркало имеет 3 м в диаметре. 

инфракрасные перистые облака 

Тонкие облакообразные структуры, замеченные выше и нижегалактической плоскости на инфракрасных картах неба, полученных Инфракрасным астрономическим спутником. Предполагается, что они порождены пылью (вероятно, графитными и силикатными частицами микронных размеров), связанной с локальными облаками нейтрального водорода. Температура пыли оценивается в 35 K. 
См: инфракрасная астрономия. 

"Инфракрасный астрономический спутник" ("IRAS") 

Орбитальный инфракрасный телескоп (Infrared Astronomical Satellite - IRAS), который с большим успехом работал от момента запуска в ночь на 25 января 1983 г. до истощения запасов охладителя 23 ноября 1983 г. Это был совместный проект NASA, которое разработало и построило телескоп, Нидерландского аэрокосмического агентства, ответственного за основной спутник, и Великобритании, которая отвечала за сопровождение и прием данных.
Основным инструментом "IRAS" был телескоп Ричи-Кретьена с зеркалами, сделанными из бериллия, а не из стекла, чтобы противостоять низким рабочим температурам. Диаметр первичного зеркала составлял 57 см. Телескоп охлаждался жидким гелием до 2 K. Детектор представлял собой массив из 62 элементов; для работы на длинах волн 12, 25, 60 и 100 мкм использовались специальные фильтры. Различные диапазоны волн позволяли различать источники, имеющие разную температуру. Орбита спутника была ориентирована в направлении север- юг и была рассчитана таким образом, что она поворачивалась примерно на 1° в сутки и всегда проходила вдоль терминатора, а сам телескоп был повернут от Солнца.
В течение десяти месяцев был проведен двукратный обзор 96% небесной сферы, так что удалось составить полную карту инфракрасного неба. Кроме того, на борту имелся спектрометр и приборы для позиционирования отдельных источников. Всего было обнаружено около четверти миллиона отдельных источников, включая звезды, галактики, плотные облака межзвездной пыли и неидентифицированные объекты, и открыто пять комет. Первая и самая яркая среди них (комета IRAS–Араки–Олкока), открытая в мае 1983 г., прошла от Земли на расстоянии менее 5 млн. км. Это было самое близкое к Земле прохождение кометы за последние 200 лет. 

инфракрасный массив 

Инфракрасное двумерное устройство отображения, состоящее из множества отдельных миниатюрных электронных детекторов, каждый из которых регистрирует один пиксел изображения. 

инфракрасный телескоп 

Телескоп для астрономических наблюдений в инфракрасном диапазоне. 
См: инфракрасная астрономия, Инфракрасный астрономический спутник. 

Ио 

Один из четырех галилеевых спутников Юпитера (номер I), самый близкий к планете и, возможно, наиболее интересный. Поверхность Ио яркая и многоцветная, зеленовато-желтая с оранжевыми и белыми пятнами. На изображениях Ио, переданных с "Вояджера-1", было обнаружено восемь активных эруптивных центров. Шесть из них все еще были активны, когда четырьмя месяцами позже к Ио приблизился "Вояджер-2". Непрерывный контроль наземных обсерваторий, а также сравнение изображений, полученных "Вояджерами" и "Галилео", подтверждает высокий уровень эруптивной деятельности на Ио. Эруптивные центры на снимках видны как темные пятна. Многие из них окружены круглыми "гало" изверженного вещества; можно видеть и потоки лавы. Цвет коры спутника объясняется наличием серы и твердого серного диоксида. Не обнаружено никаких ударных кратеров; кратеры, которые образовались в ранней истории Ио, давно скрыты веществом, выброшенным в ходе эруптивных процессов.
Ио - единственное (кроме Земли) тело в Солнечной системе, которое определенно является вулканически активным, хотя вероятные следы такой деятельности можно увидеть на Тритоне и Энцеладе. Вулканическую активность может иметь и Венера. Эруптивные процессы на Ио были предсказаны с учетом сильного приливного воздействия, которое Юпитер оказывает на внутреннюю структуру Ио. Спутник окружен тонкой атмосферой диоксида серы. Кроме того, кольцо электрически заряженных частиц - плазменный тор вокруг Юпитера, захватывает и орбиту Ио. Данные "Галилео" указывают на то, что Ио имеет металлическое электропроводящее ядро.
См.: Таблица 6. 

ион 

Атом, который приобрел или потерял один или несколько электронов и перестал быть электрически нейтральным. 

ионизация 

Процесс, в котором электроны отрываются от атома или молекулы при столкновениях между частицами или в результате поглощения фотона. Возникающие при потере электронов заряженные частицы представляют собой положительные ионы. 

ионизированный водород 

Водородный газ, в котором электроны находятся отдельно от протонов. (Нейтральный водородный атом состоит из одного протона, который представляет собой ядро атома, и одного электрона.)
Водородные облака в межзвездном пространстве ионизируются в значительной степени из-за поглощения ультрафиолетовых фотонов, которые имеют достаточно энергии, чтобы оторвать электроны от атомов. Ионизированный водород - главная составляющая областей H II (или H+), горячих облаков, которые имеют приблизительно сферическую форму размером порядка 600 световых лет. Ионизация возникает из-за интенсивного ультрафиолетового излучения молодых O- и B-звезд, находящихся внутри таких облаков.
Области H II - сильные источники радиоволн, испускаемых свободными электронами, и рекомбинационных линий. Одна из ближайших областей H II - гигантская Туманность Ориона.
Ионизированный водород присутствует также в остатках сверхновых и оболочках планетарных туманностей. 

ионный хвост (хвост типа I) 

Один из двух различных типов хвостов, образующихся у комет при приближении к Солнцу. Ионный хвост, называемый также газовым хвостом или плазменным хвостом, состоит из ионизированных атомов и молекул, которые излучают свет в результате резонансной флюоресценции. В ходе этого процесса происходит поглощение энергии солнечного света и повторное излучение. Ионный хвост лежит в плоскости орбиты кометы. Он почти прямой, но отклоняется на несколько градусов от радиальной линии, идущей от Солнца. Под действием солнечного ветра и магнитного поля ионный хвост "уносится" далеко от кометы. 
См: разрыв. 

ионосфера 

Ионизированный слой планетарной атмосферы, где свободные электроны и ионы с низкой энергией находятся под непосредственным влиянием гравитационного и магнитного полей планеты. Ионосфера Земли лежит на высотах от 50 до 600 км, хотя ее толщина существенно меняется в зависимости от времени суток, сезона и солнечной активности. Ионосфера возникает в результате воздействия ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца. Различают четыре слоя с разными характеристиками, которые в порядке увеличения высоты называют слоями D, E, F1 и F2. Слой D, расположенный на высоте 50 - 90 км, имеет низкую электронную плотность. Основную часть ионосферы составляют слои E и F1 (90 - 230 км). 

Ирида 

Астероид 7 диаметром 208 км, открытый Дж. Р. Хиндом в 1847 г. 

иррадиация (фотографий) 

Расплывчатость фотографического изображения, возникающая в результате рассеяния света внутри эмульсионного слоя. 

иррадиация (оптическая) 

Оптическая иллюзия - кажущееся увеличение размеров ярких объектов, находящихся на темном фоне. 

иррегулярный спутник 

Естественный планетный спутник, который движется по орбите в обратном направлении, а также спутник, орбита которого характеризуется большим наклонением к экваториальной плоскости и/или большим эксцентриситетом. 

искатель 

Небольшой телескоп, присоединенный к трубе большего инструмента, используемый для поиска небесных объектов. В искателе обычно имеется перекрестие, и он настроен так, что объект, пойманный в перекрестие, оказывается в центре поля зрения основного телескопа. 

искривление поля 

Дефект изображения телескопа, состоящий в том, что плоскость, в которой лежит изображение, кажется искривленной, а не ровной. Хотя при визуальном наблюдении это явление не вызывает больших неудобств, при фотографировании можно компенсировать искривление поля, соответствующим образом изгибая пластинку или пленку в специальном держателе. 

Исследовательский центр им. Эймса 

Научно-исследовательское учреждение NASA, расположенное недалеко от Сан-Франциско. 

истинная аномалия 

См: аномалия. 

истинное солнечное время 

Измерение времени, основанное на фактическом ежедневном движении реального Солнца. Это движение не является равномерным, потому что путь Солнца по небу наклонен к небесному экватору и потому что орбита Земли вокруг Солнца - эллиптическая, а не круговая. Истинный солнечный полдень - время, когда Солнце пересекает меридиан наблюдателя, а истинные солнечные сутки - интервал между двумя последовательными прохождениями этого меридиана. Различие между истинным солнечным временем и средним солнечным временем, которое изменяется в течение года, называется уравнением времени. 

источник 

Термин, относящийся к небесному объекту, у которого обнаружено излучение, а истинная природа этого объекта неизвестна. Этим же термином пользуются и в том случае, когда желают подчеркнуть разнообразие объектов безотносительно к их природе. Таким образом, термины типа "радиоисточник", "инфракрасный источник" и "рентгеновский источник" используются для неконкретизированного небесного источника излучения указанного вида. 

Источник OH-излучения 

Астрономический источник микроволнового излучения с чертами, характерными для гидроксильных молекул (OH), в частности, обладающий свойствами мазера. В межзвездном пространстве OH-источники обнаружены в молекулярных облаках и в холодных оболочках старых звезд. Первое обнаружение излучения OH датируется 1963 г. В спектрах поглощения, полученных по направлению от центра галактики и от радиоисточника Стрелец A, на длине волны около 18 см были замечены четыре микроволновых спектральных линии, а в 1965 г. такое же излучение было обнаружено у источника в туманности Ориона. В последнем случае относительная мощность четырех линий не соответствовала ни предсказаниям теории, ни характеристикам, которые имеют нормальные источники. Было обнаружено, что линия на частоте 1665 Mгц в пятьдесят раз сильнее ожидаемой. Этот эффект получил объяснение в терминах мазерного излучения: OH-молекулы поглощают инфракрасное излучение, порождая вторичное излучение (которое происходит, в частности, и на частоте спектральной линии 1665 Мгц).

                                                                               К

Кавказ 
Горная цепь на Луне, составляющая часть границы Моря Дождей. 

Калар-Альто 

Местоположение обсерватории (Южная Испания), созданной Астрономическим институтом Макса Планка и эксплуатируемой совместно с Испанской национальной комиссией по астрономии. Телескопы - 1,2-метровый, 2,2-метровый и 3,5-метровый рефлекторы, а также 0,8-метровая камера Шмидта. Там же находится 1,5-метровый телескоп, эксплуатируемый Мадридским университетом. 

календарный год 

Год, содержащий 365 или 366 полных дней в зависимости от того, является ли год високосным или нет в григорианском календаре. 

календарь 

Практическая система счета времени для нужд человеческой деятельности, учитывающая такие важные естественные циклы, как день, месяц и год. Идеальный практический календарь должен быть организован так, чтобы гражданские годы соответствовали природным сезонам. Поскольку тропический год содержит нецелое число дней, использование такого календаря создавало большие трудности для ранних цивилизаций. Наиболее распространенным в настоящее время календарем, которым пользуются в большинстве стран мира, является григорианский календарь, введенный в 1582 г. Григорианский календарь "отстает" от природного хода времени на одни сутки за 3300 лет. Однако до сих пор используются и другие традиционные календари, в том числе еврейский, мусульманский и китайский. 

Калипсо 

Небольшой спутник Сатурна, открытый в 1980 г. Он коорбитален с Тефией и Телесто. 
См.: Таблица 6. 

Калифорнийская ассоциация астрономических исследований (CARA) 

Некоммерческая организация, сформированная Калифорнийским технологическим институтом и Калифорнийским Университетом с целью строительства и обеспечения работы Обсерватории Кека в штате Гавайи, США. 

Каллисто 

Один из четырех больших галилеевых спутников Юпитера (номер IV), открытый в 1610 г. Это самый темный, а также наименее плотный из галилеевых спутников, что позволяет предположить высокое содержание воды, хотя детальные изображения поверхности, полученные “Галилео”, указывают, что на нем находится больше камней и пыли, чем предполагалось ранее. На фотографиях, сделанных “Вояджером”и “Галилео”, видно, что поверхность сплошь покрыта кратерами, но имеет мало несглаженных структур. Наиболее заметная поверхностная особенность - мульти-кольцевая структура, называемая Вальхалла, которая состоит из центральной яркой зоны 600 км в поперечнике, окруженной многочисленными концентрическими кольцами, расположенными с интервалом от 20 до 100 км. Было обнаружено еще по крайней мере семь других мульти-кольцевых структур.
См.: Таблица 6. 

Калтеховская субмиллиметровая обсерватория (CSO) 

См.: субмиллиметровая астрономия. 

кальдера 

Большой вулканический кратер, обычно больше двух километров в диаметре. Кальдеры возникают в результате коллапса или взрывного извержения, или при комбинации обеих причин. Часто имеют сложную структуру. 

камасит 

Железо-никелевый сплав, который встречается в виде вкраплений или отдельных кристаллов в железных метеоритах, а также как зерна в хондритах и ахондритах. 

каменные метеориты 

Метеориты, состоящие полностью из силикатных компонентов. Каменные метеориты делятся на два подкласса - хондриты и ахондриты. Больше 90% метеоритов, наблюдавшихся в полете (в противоположность случайным находкам), оказались каменными. 

камера Бейкера-Нанна 

Разновидность камеры Шмидта, разработанная для фотографирования искусственных спутников. 

камера кругового обзора 

Фотокамера с очень широкоугольной линзой типа "рыбий глаз", с помощью которой можно на одном кадре получить изображение всего видимого полушария неба или его большей части. Камеры этого типа применяются для рутинного фотографирования неба с целью обнаружения метеоров и искусственных спутников. 

камера Шмидта 

Тип астрономического телескопа с широким полем зрения, предназначенный исключительно для фотографического использования. Он был изобретен Бернардом Шмидтом в 1930 г. Роль коллектора света выполняет сферическое зеркало (см. иллюстрацию). Коррекция сферической аберрации осуществляется с помощью тонкой стеклянной пластины сложного профиля, установленной у входного конца телескопической трубы (за фокусом). Фотопластинка помещается в первичном фокусе. Поскольку фокальная поверхность изогнута, фотопластинке придается та же форма при помощи специального держателя. В результате получаются резкие неискаженные изображения очень широкого поля зрения - до десятков градусов в поперечнике. 

Камилла 

Астероид 107 с диаметром 236 км, открытый Н. Погсоном в 1868 г. 

Камиоканде 
См.: Super-Kamiokande. 

Канадско-Французско-Гавайский телескоп (CFHT) 
3,6-метровый телескоп в Обсерваториях Мауна-Кеа, штат Гавайи, США. Введенный в действие в 1979 г., он стал главным инструментом французских и канадских астрономов. Используется также Гавайским университетом. Универсальность конструкции и удобство расположения делают его подходящим как для оптических, так и для инфракрасных наблюдений. 

Канал оттока 
Канал на Марсе, обычно шириной в несколько километров и длиной в сотни километров, по которому некогда протекало большое количество жидкой воды в направлении от южных возвышенностей к северным низменностям. 

Каналы 
Гипотетические линейные детали на Марсе. Итальянское слово canale, означающее просто “пролив”, использовалось в девятнадцатом столетии Анджело Секки для описания обнаруженных им во время наблюдений Марса линейных деталей; позже этим же термином пользовался и Джованни Скиапарелли. Термин был переведен на многие другие языки как “канал” с подтекстовым смыслом, подразумевающим искусственное происхождение наблюдаемых структур. Впоследствии именно этот смысл вкладывал в него Персиваль Лоуэлл, построивший обсерваторию во Флэгстаффе, штат Аризона, США, специально для наблюдения Марса. Его рисунки поверхности этой планеты показывали обширные сети линейных “каналов”, и он предположил, что они обязаны своим существованием на Марсе цивилизации разумных существ. Более поздние наблюдения не подтвердили наличия таких удивительно линейных деталей. На фотографиях, сделанных "Маринером" и "Викингом", не видно никаких следов их существования; в настоящее время "каналы" считаются оптической иллюзией. 

Каналы стока 
Сухие ветвящиеся речные русла с многочисленными притоками, найденные на старых возвышенностях Марса. Эти каналы, возможно, образовались в то время, когда на Марсе шли дожди из жидкой воды. 

"Каннибализм" 
Неофициальное название, используемое иногда для описания поглощения небольшой галактики галактикой-компаньоном большего размера (или одной звезды другой). 

Канопус (Альфа Киля; αCar) 
Самая яркая звезда в созвездии Киля и вторая по яркости на небе. Канопус - сверхгигант, F-звезда звездной величины -0,7. Названа по имени предводителя флота царя Менелая из греческой мифологии.
См.: Таблица 3. 

Каньон (chasma, мн. chasmae) 
Глубокая долина с очень крутыми склонами на планетарной поверхности. 

"КАО" 
См: Бортовая обсерватория "Койпер". 

Капелла (Альфа Возничего; α Aur) 
Самая яркая звезда в созвездии Возничего, спектрально-двойная звезда, в которой основной компонент - гигантская G-звезда звездной величины 0,1. Ее имя латинского происхождения и означает “маленькая Козочка”.
См.: Таблица 3. 

Каппа Южного Креста (κ Cru) 
Самая заметная звезда рассеянного скопления NGC 3324, известного как "Шкатулка драгоценностей". 

Карлик 
Звезда, которая имеет нормальный размер, соответствующий ее массе. Термин часто используется для описания любой звезды из главной последовательности в диаграмме Герцшпрунга-Рессела, т.е. любой звезды, в которой энергия выделяется в результате происходящей в ядре реакции превращения водорода в гелий. Название возникло как противопоставление гигантам и сверхгигантам - звездам, которые на поздних стадиях эволюционного процесса значительно увеличились в размере. Однако самые большие звезды из главной последовательности могут приближаться по размеру к некоторым красным гигантам, так что различие стирается. 
См: белый карлик, эволюция звезд. 

Карликовая галактика 
Небольшая эллиптическая или сфероидальная галактика, содержащая от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов звезд - намного меньше, чем обычные галактики. Карликовые галактики имеют низкую светимость и могут быть настолько разрежены, что напоминают большое рассеянное скопление звезд. Известно шесть карликовых сфероидальных галактик, которые являются спутниками Млечного Пути. Их диаметры составляют 2 - 7% от размера Млечного Пути. Карликовые эллиптические галактики называются также dE-галактиками. 

Карликовая новая 
Тип катастрофической переменной звезды, которая характеризуется внезапным увеличением яркости на интервалах времени от нескольких дней до года. Карликовая новая - двойная система, состоящая из звезды главной последовательности и белого карлика. В системе идет передача массы от звезды главной последовательности к белому карлику через аккреционный диск, который вырастает вокруг него. Когда на аккреционном диске образуются горячие области, происходят вспышки. Карликовые новые известны также как звезды типа U Близнецов.
Различают несколько подтипов этих звезд. Увеличение яркости звезд типа SS Лебедя составляет 2 - 6 звездных величин, а вспышка продолжается несколько дней. Звезды типа SU Большой Медведицы время от времени достигают "супермаксимума", на две звездные величины больше и в пять раз более длительного. У звезд типа Z Жирафа иногда происходит приостановка эруптивной активности на несколько недель или даже лет. 

Карликовые цефеиды 
См: звезды типа Дельты Щита. 

Карме 
Небольшой спутник Юпитера (номер XI), открытый С.Б. Николсоном в 1938 г.
См.: Таблица 6. 

Карпаты 
Горный массив на Луне, образующий часть границы Моря Дождей. 

Каррингтоновский номер 
Номер, присваиваемый каждому обороту Солнца. Отсчет был начат Р.К. Каррингтоном 9 ноября 1853 г. с первого номера. Он взял за основу среднюю величину периода синодического вращения солнечных пятен, который определил как 27,2753 дня. Поскольку Солнце не вращается как твердое тело, фактически этот период меняется с широтой. 

"Карта Неба" (Carte du Ciel) 
Амбициозный проект, начатый в 1887 г. Его целью было получение фотографических карт всего неба, дополняемых соответствующим звездным каталогом. Составление такого набора карт не было завершено, поскольку используемые для этого методы в конце концов были вытеснены техническими достижениями астрофотографии.
В течение 1880-х гг. стала очевидной возрастастающая роль фотографии в астрономии. В 1885 г. в Парижской обсерватории Полем и Проспером Анри был построен 34-сантиметровый фотографический рефрактор. Вдохновленный их успехом, директор обсерватории Е.Б. Муше при поддержке сэра Дэйвида Гилла и Отто Струве организовал в апреле 1887 г. Астрографический конгресс. До перехода в 1919 г. под покровительство Международного астрономического объединения состоялось пять заседаний Постоянного комитета конгресса.
Первоначально работа была разделена между восемнадцатью обсерваториями, хотя в США не было ни одной из них. В качестве стандарта был взят инструмент Парижской обсерватории. На каждой фотопластинке с наложением сетки тонких линий с 5-миллиметровым интервалом должна была размещаться часть неба размером 2 квадратных градуса. Было экспонировано приблизительно 22000 фотопластинок, что составило всего около четверти первоначально запланированных. Тем не менее публикация соответствующего этим снимкам Астрографического каталога была завершена только в 1964 г. 

Карты Франклина Адамса 
Фотографический атлас звезд до 16-й величины, составленный Джоном Франклином Адамсом (1843-1912) и изданный в 1914 г. 

Кассегреновский 
Прилагательное, используемое для описания любого из типов конструкции оптических, радио или других телескопов, в котором используется центральное отверстие в первичном отражательном элементе. 
См: кассегреновский телескоп. 

Кассегреновский телескоп 
Телескоп-рефлектор, в котором фокус изображения находится непосредственно за центральным отверстием в первичном зеркале (см. иллюстрацию). Такая конструкция была предложена Жаком Кассегреном (1652-1712), профессором физики в городе Шартре во Франции около 1672 г., т.е. через четыре года после того, как Иссак Ньютон создал первый рефлектор. В этом телескопе вторичное зеркало выпуклое, а не плоское (как в ньютоновской конструкции). Сам Кассегрен телескопа не построил, так что прошло несколько лет до того, как его идея была осуществлена. Сегодня кассегреновский фокус популярен и широко используется как в скромных любительских приборах, так и в больших профессиональных телескопах. 

Кассиопея (Cassiopeia) 
Заметное созвездие W-образной формы вблизи северного полюса мира. Оно ассоциируется с сидящей фигурой царицы Кассиопеи, персонажа классической мифологии, и входит в число созвездий, известных Птолемею (ок. 140 г. н.э.). В этом созвездии находится сверхновая, наблюдавшаяся Тихо Браге в 1572 г., и самый сильный радиоисточник в небе, остаток сверхновой, известный как Кассиопея A.
См.: Таблица 4. 

Кассиопея А (Cas A) 
Самый сильный радиоисточник неба (не считая Солнца), идентифицированный как остаток сверхновой, которая должна была появиться около 1667 г., однако, никаких записей о наблюдениях сверхновой в это время нет. Поэтому считается, что она была закрыта большим количеством пыли, лежащей по лучу зрения (объект находится на расстоянии 10000 световых лет). Радиоизлучение сконцентрировано в кольцеобразной структуре диаметром 4 дуговые минуты. Как предполагается, она представляет собой оболочку выброшенного при взрыве вещества, и на оптических фотографиях этой области неба можно обнаружить слабую туманность. Кроме того, в том же месте зафиксирован и источник рентгеновского излучения такой же кольцевой формы. 

Кастор (Альфа Близнецов; α Gem) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Близнецов после Поллукса. Ее звездная величина при наблюдении невооруженным глазом оценивается как 1,6, но это - объединенная яркость множественной системы, состоящей по крайней мере из шести компонентов. Имеются две А-звезды с звездными величинами 2,0 и 2,9, образующие близкую визуальную пару, каждая из которых спектрально-двойная, и более отдаленная красная звезда 9-й звездной величины, которая является затменной двойной.
См.: Таблица 3. 

Катадиоптрический 
Термин для описания оптических систем, в которых используется комбинация отражающих и преломляющих элементов. Примером такой системы является камера Шмидта. 
См: катоптрический, диоптрический. 

Каталог Абеля 
Каталог, включающий 2712 богатых скоплений галактик. Составлен Джорджем Абелем на основе фотографий Паломарского обзора. Джордж Абель показал, что имеется два типа скоплений галактик: компактный тип, который имеет регулярную форму, и более распространенный неправильный тип. 

Каталог Арпа 
Каталог пекулярных галактик, составленный Хелтоном Арпом и изданный в 1966 г. под названием "Атлас пекулярных галактик". 

Каталог Генри Дрэпера (HD) 
Каталог звездных спектров, составленный в Обсерватории Гарвардского колледжа. Работа стала возможной благодаря фондам, пожертвованным вдовой выдающегося астрофизика Генри Дрэпера (1837-1882), и каталог был назван в его память. В период между 1911 и 1915 гг. Анни Джамп Кеннон (1863-1941) под руководством Эдварда C. Пикеринга (1846-1919) составила девятитомный каталог, классифицировав около 225300 звезд. Первый том был готов к публикации в 1918 г., а девятый вышел только в 1924 г.
Гарвардская система спектральной классификации включала последовательность классов, которая используется и сегодня, - O, B, A, F, G, K и M. Этот кажущийся случайным порядок возник на основе более ранних работ, где классы перечислялись в алфавитном порядке. 
См: спектральный класс. 

Каталог Грумбриджа 
Каталог положений 4243 звезд в районе северного полюса мира, составленный С. Грумбриджем и изданный в Лондоне в 1838 г. 

Каталог двойных звезд Айткена (ADS) 
Каталог, составленный Робертом Г. Айткеном (Aitken Double Star Catalogue) и изданный в 1932 г. Содержит свыше 17000 двойных звезд. Его полное название - Новый генеральный каталог двойных звезд. 

Каталог Мессье 
Каталог, содержащий около ста самых ярких галактик, звездных скоплений и туманностей, который был составлен французским астрономом Шарлем Мессье (1730-1817). Его первоначальный вариант, опубликованный в 1774 г., содержал 45 объектов, но благодаря открытиям коллеги Мессье Пьера Мешана позже был дополнен. Классификация каталога широко используется вплоть до настоящего времени, а входящие в него объекты обозначаются префиксом "M" и соответствующим номером каталога.
При составлении этого списка систематической основы не было. Непосредственный интерес Мессье был связан с поиском комет, и он отмечал те туманные объекты, которые наблюдал при изучении комет. Некоторые были впервые зарегистрированы Мессье, а другие к тому времени были уже известны.
В первом варианте публикации каталога Мессье имеются некоторые ошибки и несоответствия. В частности, M40 - двойная звезда, а M73 - группа из четырех звезд, и они не являются настоящими скоплениями. Идентификация M91 в первоначальном источнике сомнительна, а M102 - дубликат M101. Собственный список Мессье заканчивался номером 103; следующие семь номеров были добавлены в XX в. 

Каталог Шепли-Эймса 
Каталог 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, составленный на основании фотографического обзора, проведенного в 1930- 1932 гг. в Обсерватории Гарвардского колледжа. Каталог опубликован в Анналах Обсерватории, т. 88, часть 2. 

Каталог ярких звезд 
Каталог звезд, изданный Обсерваторией Йельского университета, который включает звезды до номинальной звездной величины 6,5. 

Катоптрический 
Термин для описания оптических систем, в которых используются только отражающие элементы (т.е. зеркала). 
См: катадиоптрический, диоптрический. 

Каус Аустралис (Эпсилон Стрельца; ε Sgr) 
Самая яркая звезда в созвездии Стрельца ( B-звезда звездной величины 1,9). Вместе с Каус Меридионалис (Дельта) и Каус Бореалис(Лямбда) образует лук Стрельца.
См.: Таблица 3. 

Квадрант 
Инструмент для измерения угла возвышения звезд и углового расстояния между небесными объектами. Прибор представляет собой планшет со шкалой в виде четверти круга и подвижного визира. Только такие инструменты до изобретения телескопа давали астрономам возможность измерения положения звезд. Тихо Браге (1546-1601), например, использовал большой стенной квадрант, размещавшийся на специально построенной стене, ориентированной по направлению север-юг. На инструментах, сделанных после изобретения телескопа, в качестве визира часто использовалась телескопическая труба. Современный эквивалент квадранта - меридианный круг. 

Квадрантиды 
Ежегодный метеорный поток, радиант которого лежит в созвездии Волопаса, около границы с созвездиями Геркулеса и Дракона. Название относится к тем временам, когда эта область неба принадлежала созвездию Стенного Квадранта (Quadrans Muralis), теперь уже не существующему. Пик метеорного потока приходится на 3 января, а обычные пределы - с 1 по 6 января. Узкий поток метеоров не связан с какой-либо из известных комет, а возникающий звездный дождь очень непостоянен, так что его пик длится недолго. 

Квадрат Пегаса 
Астеризм в форме гигантского квадрата, образованный звездами Альфа (α), Бета (β) и Гамма (γ) Пегаса и Альфа (α) Андромеды. Альфа Андромеды раньше классифицировалась как Дельта (δ) Пегаса. 

Квадратура 
Положение Луны или планеты, когда их угловое расстояние от Солнца при наблюдении с Земли составляет 90°. 

Квазар (квази-звездный объект, QSO) 
Небольшой внегалактический объект, который для своего углового размера необычно ярок и имеет большое красное смещение. Название представляет собой сокращеннное обозначение типа радиоисточника (QUAsi-StellAR) и было дано в 1963 г. целому классу объектов, внешне подобных звездам, но излучающим в радиодиапазоне и имеющим большое красное смещение. Квазары, как теперь полагают, представляют собой тип наиболее ярких активных галактических ядер. У небольшого числа квазаров было обнаружено слабое туманное свечение окружающей галактики. К настоящему времени каталогизировано несколько тысяч квазаров.
Вообще говоря, квазары имеют спектры с эмиссионными линиями и высоким красным смещением (обычно от 0,5 до 4, хотя известны и величины выше или ниже указанных пределов). Квазары настолько компактны, что на фотографиях они кажутся такими же точками, как и звезды. Хотя все квазары, открытые в 1960-х гг., были радиоисточниками, большинство известных теперь квазаров сильными радиоисточниками не являются.
Квазары среди всех астрономических объектов имеют самые большие красные смещения, и их значение для различных разделов астрономической науки связано прежде всего с этой особенностью. Если красное смещение возникает из-за расширения Вселенной, то к квазарам можно применить закон Хаббла. Тогда окажется, что квазары - наиболее удаленные наблюдаемые объекты Вселенной, некоторые из которых удалены от нашей Галактики больше чем на 10 млрд. световых лет. Свет от квазаров шел до нас очень долго, так что в принципе он может нести информацию о состоянии Вселенной миллиарды лет тому назад. Спектры удаленных квазаров показывают "альфа-лес" Лаймана - многочисленные линии поглощения водорода при наличии и более низких красных смещений. Это говорит о поглощении света, происходящем в водородных облаках около квазаров. Если луч света от удаленного квазара проходит через галактику, то может возникнуть эффект гравитационной линзы.
Тот факт, что мы можем видеть столь отдаленные объекты, означает, что они действительно очень ярки, во много раз (возможно, даже в сотни раз) ярче нормальных галактик. Присутствие эмиссионных линий означает, что энергия излучения возникла в результате нетепловых процессов. Методами интерферометрии с очень большой базой удалось показать, что объем центрального источника энергии в квазарах ограничен размерами порядка диаметра Солнечной системы. Это значит, что источником энергии может быть падение вещества на сверхмассивную черную дыру. 

Квази-звездный объект 
См: квазар. 

Квантовая гравитация 
Теория, в настоящее время еще не получившая достаточного развития, в которой делается попытка объединить теорию "Великого объединения" и теорию гравитационного взаимодействия в одну теорию, в рамках которой все физические взаимодействия были бы описаны единым набором уравнений. Если бы эта цель была достигнута, то удалось бы объединить общую теорию относительности и квантовую теорию. Такая теория могла бы дать точное описание состояния Вселенной на интервалах времени около 10-43 сек после Большого Взрыва. 

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. 

Корона 
Самая внешняя часть атмосферы Солнца, которая во время полного солнечного затмения видна как яркое гало. Корона простирается на расстояние, во много раз превышающее радиус Солнца, и переходит в межпланетную среду. 
Корона состоит из следующих частей:
K-корона (электронная корона или непрерывная корона). Видна как белый свет фотосферы, рассеиваемый высокоэнергетическими электронами при температуре порядка миллиона градусов. K-корона неоднородна, она содержит различные структуры, такие как потоки, уплотнения, перья и лучи. Поскольку электроны движутся в высокой скоростью, фраунгоферовы линии в спектре отраженного света стерты.
F-корона (фраунгоферова корона или пылевая корона) - свет фотосферы, рассеиваемый более медленными частицами пыли, движущимися вокруг Солнца. В спектре видны фраунгоферовы линии. Продолжение F-короны в межпланетное пространство наблюдается как зодиакальный свет.
E-корона (корона эмиссионных линий) образуется светом в дискретных эмиссионных линиях сильно ионизированных атомов, особенно железа и кальция. Она обнаруживается на расстоянии двух солнечных радиусов. Эта часть короны излучает также в крайнем ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах спектра.
Протяженность и форма короны изменяются в течение солнечного цикла, главным образом благодаря потокам, образующимся в активных областях. 

Корональная дыра 
Протяженная область солнечной короны с исключительно низкой плотностью и температурой. Корональные дыры, вероятно, связаны с участками, где силовые линии магнитного поля выходят из фотосферы в корону. Обычно они сохраняются в течение нескольких оборотов Солнца и являются источниками сильного солнечного ветра. 

Короний 
Предполагаемый неизвестный химический элемент, которому приписывались неопознанные эмиссионные линии в спектре солнечной короны. Впоследствии было установлено, что таинственные линии принадлежат высокоионизированным формам известных элементов, таких, как железо. 

Коронограф 
Инструмент для наблюдения солнечной короны, которую в обычных условиях можно увидеть только во время полного солнечного затмения. Изобретенный Бернаром Лио в 1931 г., коронограф представляет собой специальный телескоп, в котором затемняющий диск в первичном фокусе создает искусственное "затмение". Это устройство позволяет изолировать слабый свет короны от очень сильного света солнечного диска. Однако при использовании коронографа, даже когда небо очень чистое, возникают проблемы, связанные с рассеянием света земной атмосферой. Эти проблемы частично снимаются при использовании специальных фильтров или при наблюдениях коронального света с помощью спектрографа. 

Короткопериодическая комета 
Комета на эллиптической орбите, период которой (несколько лет или десятилетий), сопоставим с периодами обращения планет. Короткопериодические кометы перешли на их нынешние орбиты в результате возмущающего гравитационного воздействия планет, в частности, Юпитера. Две трети известных короткопериодических комет находятся на орбитах, которые лежат за пределами орбиты Юпитера и отстоят от нее не больше, чем на одну астрономическую единицу. Подозревают, что они возникли в поясе Койпера. 

Короткопериодическая переменная 
Нестрогий термин для обозначения регулярной переменной звезды с относительно коротким периодом. 

Корректирующая пластина 
Тонкая линза с поверхностью специальной формы, используемая в оптических системах некоторых типов телескопов, особенно камер Шмидта и телескопов Шмидта-Кассегрена, популярных у астрономов-любителей. Корректирующая пластина предназначена для устранения сферической аберрации, которая вызывает искажение изображения в системах, использующих сферические зеркала. 

Коррелятор 
Электронное устройство, составляющее часть системы корреляционного телескопа. В нем выполняется перемножение сигналов от каждой пары антенн радиоинтерферометра. 

Корреляционный телескоп 
Радиотелескоп, в котором напряжения от двух отдельных антенн перемножаются и усредняются, чтобы отделить естественный космический сигнал от локальных помех. Эта методика лежит в основе построения радиоинтерферометров. 
См: синтез апертур, радиоинтерферометр, синтез апертур на основе вращения Земли. 

"Корса-В" 
Японский рентгеновский астрономический спутник, запущенный в феврале 1979 г. и позже переименованный в "Хакуте". 

Космическая вахта 
Проект поиска околоземных объектов, реализуемый с начала 1980-х гг. В рамках этого проекта с сентября 1990 г. проводится непрерывный обзор неба с использованием 0,91-метрового Телескопа "Космической вахты" Обсерватории Стюарта в Китт-Пик. 

Космическая инфракрасная телескопическая система ("SIRTF") 
Орбитальный инфракрасный телескоп NASA (Space Infrared Telescope Facility - SIRTF), запуск которого запланирован на конец 2001 г. или 2002 г. Он будет иметь 0,85- метровое зеркало, а также фотографическое и спектроскопическое оборудование для диапазона 3 - 180 мкм. 

Космическая погода 
Изменение физических условий в космосе непосредственно в окрестности Земли и между Землей и Солнцем, возникающее в результате изменений солнечного ветра, выбросов корональной массы и других явлений, связанных с солнечной активностью. 

Космическая пыль 
См: межпланетная пыль, межзвездная пыль. 

Космическая струна 
Гипотетический дефект в структуре пространства-времени в форме бесконечной линии или замкнутой кривой, возникающий как следствие теории "Великого объединения".
Толщина космических струн должна была бы составлять 10-31 м, а их плотность - около 10 млн. солнечных масс на световой год. Эти "трубчатые" энергетические структуры могли возникнуть в ранней Вселенной, сыграв важную роль в формировании скоплений галактик. Свидетельств существования космических струн, которые были бы основаны на реальных наблюдениях, нет. 
космическая цензура 
Гипотеза, возникшая при математического описании черных дыр, согласно которой сингулярность всегда скрыта от внешнего наблюдателя его горизонтом событий. Сингулярность не может быть непосредственно обнаружена, если наблюдатель находится с "внешней" стороны своего горизонта событий. Если Большой Взрыв начался в сингулярности, то эта сингулярность для нас открыта, и мы можем в принципе видеть ее, потому что находимся “внутри”. 

Космические исследования 
Направление научных исследований, связанное со всеми аспектами пилотируемых и беспилотных космических полетов. 

Космические лучи 
Высокоэнергичные элементарные частицы, движущиеся сквозь Вселенную фактически со скоростью света. Они были открыты В.Ф. Гессом в 1912 г. во время полета на воздушном шаре. Частицы, находящиеся вне земной атмосферы, носят общее название первичных космических лучей. При попадании в атмосферу в результате столкновений с атомными ядрами они порождают атмосферные ливни элементарных частиц, называемые вторичными космическими лучами.
Химический состав атомных ядер, найденных в космических лучах, повторяет распространенность элементов, содержащихся в подобных Солнцу звездах, хотя в составе частиц сверхвысоких энергий имеются небольшие различия. Космические лучи - единственые обнаруженные частицы, которые пересекли Галактику. Частицы сверхвысоких энергий, возможно, порождаются квазарами и активными галактическими ядрами. Космические лучи с более низкой энергией генерируются внутри Галактики взрывами сверхновых, остатками сверхновых и пульсарами. Солнечные вспышки - источник самых низкоэнергетических космических лучей, интенсивность которых увеличивается в периоды максимума солнечной активности. 

Космический год 
Время одного оборота Солнца вокруг центра Галактики (около 220 млн. лет). 
космический телескоп 
Телескоп, выведенный на околоземную орбиту, лежащую выше атмосферы. 
См: Космический телескоп "Хаббл". 

"Космический телескоп дальнего инфракрасного и субмиллиметрового диапазона" (“FIRST”) 
Проект орбитальной обсерватории (Far-Infrared and Sub-millimetric Space Telescope - FIRST), работающей в диапазоне длин волн от 100 мкм до 1 мм, принадлежащий Европейскому космическому агентству. Запуск планируется на 2007 г., причем предполагается шестилетний период работы. Основные научные цели - изучение межзвездной среды, процессов звездообразования, космического фонового излучения и состава комет. 

"Космический телескоп следующего поколения" ("NGST") 
Проект (Next Generation Space Telescope - NGST), связанный с запуском преемника космического телескопа "Хаббл". Предполагается, что этот телескоп будет ипользоваться прежде всего для инфракрасной астрономии. Поэтому он будет выведен на орбиту вокруг Солнца, а не вокруг Земли. Такая орбита имеет ряд преимуществ, связанных c уменьшением световых и температурных помех. Планируется создание телескопа-рефлектора с 6- или 8-метровым зеркалом, возможно, состоящим из отдельных сегментов . 

"Космический телескоп Хаббла" (HST) 
Орбитальная обсерватория, построенная и используемая совместно NASA и ESA.
После переноса даты запуска (шесть лет спустя) телескоп был выведен на орбиту 25 апреля 1990 г. при помощи космического шаттла. Однако в результате интенсивного тестирования в первые несколько недель стало очевидно, что оптические погрешности основного зеркала приводят к сферической аберрации, так что нельзя будет добиться хорошей фокусировки, если в ходе специальной вспомогательной экспедиции не произвести необходимую корректировку телескопа. Таким образом, была утрачена возможность уже в первое время работы телескопа выполнить многие наблюдения, которые с таким нетерпением ожидались специалистами, что, естественно, вызвало большое разочарование. В ходе первой вспомогательной экспедиции в декабре 1993 г. экипаж шаттла успешно установил устройство, известное как COSTAR, которое скорректировало дефекты оптики, а также заменил солнечные батареи.
Концепция HST предусматривала снятие ограничений, которые накладывает на качество изображения земная атмосфера. Орбитальный аппарат был спроектирован как обсерватория с 15-летним сроком работы с возможностью поддержки и модернизации на орбите. Основной инструмент - телескоп Ричи-Кретьена с 2,4-метровым зеркалом, изготовленным из стекла с сверхнизким коэффициентом расширения. Компактная оптическая система помещена в трубу длиной 13 м. Рабочий диапазон длин волн - от 110 до 1100 нм.
Главные элементы обсерватории - оптический комплект телескопа, модуль системы крепления, система точного наведения (которая может использоваться для астрометрических измерений) и набор научных инструментов. Точность наведения составляет 0,007 дуговых секунд. Энергопитание обеспечивается двумя солнечными батареями, а связь осуществляется через Спутниковую систему слежения и передачи данных.
Первоначально на борту находились пять научных инструментов, работающих в оптической и ультрафиолетовой частях спектра: камера для фотографирования слабых объектов FOC, широкоформатная и планетарная камера WF/PC, годдардовский спектрограф с высоким разрешением GHRS, спектрограф для слабых объектов FOS и быстродействующий фотометр. Однако в ходе вспомогательной экспедиции 1993 г. быстродействующий фотометр был снят, чтобы разместить корректирующее устройство COSTAR. WF/PC был также заменен улучшенной версией WFPC-2.
Вторая вспомогательная экспедиция состоялась в феврале 1997 г. Были заменены изношенные и устаревшие элементы аппаратуры, включая датчик точного наведения, но основная часть работы состояла в замене GHRS и FOS новыми инструментами - Камерой ближнего инфракрасного диапазона с мультиобъектным спектрометром NICMOS и Отображающим спектрографом Космического телескопа STIS.
NICMOS был первым инструментом HST, предназначенным для инфракрасных наблюдений, благодаря которому телескоп приобрел новые важные свойства, и первым инструментом, нуждающимся в охлаждении. Он содержит три камеры с различным разрешением и может работать также как спектрограф, коронограф и поляриметр. Его чувствительные инфракрасные датчики работают при температуре 58 K внутри изолированного контейнера с жидким азотом, которого, по расчетам, должно было хватить на пять лет. Однако ожидается, что из- за возникших технических трудностей запланированный срок службы значительно сократится.
STIS - мощный отображающий спектрограф, охватывающий ультрафиолетовый, видимый и ближний инфракрасный диапазоны спектра. Он может регистрировать одновременно до 512 спектров в различных точках протяженного объекта, например, галактики. Он может выполнять все основные функции, которые выполнялись инструментами GHRS и FOS.
HST используется для наблюдения небесных объектов фактически всех видов, от планет в Солнечной системе до наиболее удаленных различимых галактик. Руководство научной работой осуществляет Научно- исследовательский институт Космического телескопа (НИИКТ) в Балтиморе, штат Мэриленд. 

Космический центр Кеннеди (KSC) 
Основной космический центр США , принадлежащий Национальному управлению по аэронавтике и исследованию космического пространства (NASA). Расположен на мысе Канаверал на атлантическом побережьи Флориды. Это единственное место, где производились запуски космических шаттлов, и одно из немногих мест, где они приземлялись. С KSC были произведены все пуски пилотируемых кораблей по программам "Меркурий", "Джемини", "Аполлон" и "Скайлэб". Кроме того, с KSC стартовали многие беспилотные космические аппараты одноразового использования, например, ракета "Дельта". Центр носит имя американского президента Джона Ф. Кеннеди. 

Космический центр Линдона Джонсона (JSC) 
Большой космический технологический комплекс в Хьюстоне (штат Техас), который является штаб-квартирой астронавтов Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства США (NASA). Играет роль "центра управления полетами", отвечая за действия космических шаттлов после их запуска и вплоть до приземления. Здесь же расположены подразделения NASA, ответственные за разработку и эксплуатацию космических шаттлов, а также за Национальную космическую систему транспортировки (в рамках которой ведутся работы по восстановлению и повторному использованию шаттлов). 
В Центре проводятся работы по программам, связанным с обеспечением пилотируемых полетов, космической медициной и авиацией. Кроме того, ведутся исследования по пилотируемым и робототехническим космическим полетам (таких, как создание баз на Луне или возвращаемый марсоход). Центр назван по имени американского президента, который проявлял большой интерес в космическим программам. 

Космическое оборудование длительной экспозиции ("LDEF") 
Космический аппарат с комплектом экспериментального оборудования (Long Duration Exposure Facility - LDEF), предназначенный для проведения пятидесяти экспериментов, запущенный в 1984 г. на околоземную орбиту с шаттла с целью изучения окружающей космической среды. Первоначально срок работы аппарата оценивался как один год, но задержки в выполнении программы космических кораблей шаттл привели к тому, что экспериментальные исследования не были начаты вплоть до января 1990 г., всего за несколько недель до вхождения аппарата в плотные слои атмосферы, где он был потерян. 

Космическое фоновое излучение 
Диффузное электромагнитное излучение, которое, по-видимому, пронизывает всю Вселенную. Его открытие в 1964 г. Арно Пензиасом и Робертом Вилсоном (опубликованное в 1965 г.) имело огромное значение для космологии, поскольку явилось сильным аргументом в пользу теории Большого Взрыва. Предполагается, что оно является реликтовым излучением, оставшимся от самой начальной стадии существования Вселенной. Спектр фонового излучения характерен для абсолютно черного тела с температурой 2,73 K (на 2,73° выше абсолютного нуля) и имеет наибольшую интенсивность в микроволновом диапазоне. Галактика Млечный Путь движется в пространстве относительно фонового излучения со скоростью 600 км/сек.
Измерения, проведенные Зондом космического фона в 1992 г., после внесения поправок на возможные причины искажений исходных данных впервые показали, что распределение излучения по небу не является полностью равномерным. Были обнаружены похожие на рябь вариации величиной около десяти миллионных долей градуса. Они, как полагают, были первыми признаками начавшейся структуризации ранней Вселенной. 

Космо- 
Префикс, обычно используемый для образования сложных слов, имеющих отношение к Вселенной или космическому пространству (например, "космонавт" или "космохимия"). 

Космогония 
Изучение происхождения космических систем и объектов, в частности Солнечной системы. 
С тех пор, как Р. Декарт в 1644 г. предпринял первые попытки применить научные методы в той области знаний, которую теперь назвали бы космологией, было предложено множество различных теорий образования Солнечной системы. Согласно теории "вихрей" Декарта и ее более современным версиям, предполагается существование начальной турбулентности, из который формируются планеты. Такие теории были отвергнуты, поскольку никакого известного механизма создания турбулентности нет. Приливные теории постулируют близкий подход к Солнцу другой звезды, в результате чего часть солнечного вещества отрывается от Солнца и конденсируется в планеты. Такие события теперь также оцениваются как маловероятные. Более вероятными считаются приливные механизмы взаимодействия звезд и гигантских молекулярных облаков. 
Согласно современным представлениям, Солнечная система образовалась из медленно вращающегося газового облака. По мере сжатия облака формировалось плотное непрозрачное ядро (которое в конечном счете должно было стать Солнцем), окруженное диском газа и пыли. Впервые эту теорию туманности предложили Кант в 1755 г. и Лаплас в 1796 г. В последнее время гипотезы о механизме формирования планет внутри диска претерпели значительные изменения. Сейчас наибольшее распространение получила гипотеза о постепенном накоплении вещества планет путем аккреции. Различие между внутренними твердыми планетами и внешними газовыми гигантами обусловлено уменьшением нагрева со стороны Солнца. 

Космография 
Описание распределения объектов во Вселенной. 

Космологическая постоянная (Λ) 
Член в уравнениях гравитационного поля, введенный Эйнштейном, чтобы получить решение, соответствующее статической Вселенной. Эта постоянная может быть интерпретирована как эквивалент неизвестной космической силы отталкивания, которая компенсирует действие гравитационной силы притяжения (или силы притяжения, если значение Λ отрицательно). Наблюдения свидетельствуют о нулевом или очень малом значении космологической постоянной, и современная квантовая космология пытается объяснить этот факт. 

Космологический принцип 
Утверждение, лежащее в основе современной космологической теории, согласно которому Вселенная одинакова для всех наблюдателей, независимо от их положения. С точностью до локальных нерегулярностей это означает, что Вселенная однородна (имеет повсюду одно и то же распределение вещества) и изотропна (одинакова во всех направлениях). 
См: совершенный космологический принцип. 

Космологическое расстояние 
Расстояние до удаленной галактики, рассчитанное при допущении, что измеряемое красное смещение в спектре галактики вызвано доплеровским эффектом и отражает истинную скорость удаления галактики, согласующуюся со скоростью общего расширения Вселенной. 

Космология 
Раздел астрономии, изучающий происхождение, свойства и эволюцию Вселенной. Физическая космология занимается наблюдениями, которые дают информацию о Вселенной в целом, а теоретическая космология - разработкой моделей, которые должны описывать наблюдаемые свойства Вселенной в математических терминах.
Космология в самом широком смысле охватывает физику, астрономию, философию и теологию. Действительно, она стремится представить картину мира, объясняющую, почему Вселенная имеет именно те свойства, которые она имеет. Космологические учения древности были просто иллюстративными моделями и мифами. Однако уже греческая космология стремилась построить математическую модель движения планет. Современная космология целиком базируется на законах физики и математических конструкциях.
Наблюдательная космология стремится обеспечить получение данных о Вселенной в целом путем изучения распределения вещества на больших расстояниях, скорости галактик в функции их расстояний от нас и космического фонового излучения. В качестве примеров космологических исследований можно привести счет источников радиоизлучения, который может в принципе показать, развивается ли Вселенная; измерение красного смещения и расстояния до самых далеких галактик, что дает информацию относительно скорости расширения на больших расстояниях; измерение изотропности фонового излучения, которое позволяет узнать, однородна ли Вселенная во всех направлениях.
Теоретическая космология обычно основывается на общей теории относительности. На больших расстояниях преобладающей силой, воздействующей на вещество, является гравитация, и, следовательно, именно она определяет крупномасштабную структуру Вселенной. Общая теория относительности способна описать связи между пространством, временем, веществом и гравитацией. Уравнениями общей теории относительности можно в математических терминах описать огромное разнообразие вселенных. Чтобы ограничить диапазон моделей, вводятся постулаты типа космологического принципа. Практически в последние пятьдесят лет основное внимание было уделено теории стационарной Вселенной и теории Большого Взрыва. Теперь общепринято, что наблюдения уверенно подтверждают положения космологии Большого Взрыва. 

"КОСМОС" ("COSMOS") 
Ранняя версия аппаратуры "CуперКОСМОС". 

Космос 
Термин для обозначения Вселенной в целом или, в общем смысле, пространства за пределами Земли. 

Котловина (cavus, мн. сavi) 
Впадина или неправильная складка на поверхности Марса. 

Коэффициент отражения 
См: коэффициент отражения по нормали. 

Коэффициент отражения по нормали 
Для поверхности - доля световой энергии, отраженная прямо по направлению луча света, перпендикулярно падающего на эту поверхность. 

Коэффициент поглощения 
Показатель, характеризующий способность вещества поглощать проходящее через него излучение. Высокий коэффициент поглощения означает, что вещество эффективно поглощает излучение. Коэффициент поглощения может сильно зависеть от длины волны, температуры и других физических условий. 

Крабовидная туманность (M1; NGC 1952
Туманность в созвездии Тельца, которую считают остатком сверхновой, взорвавшейся в 1054 г. На цветных фотографиях туманность имеет вид паутины красных волокон, окружающей эллиптическую область бледного белого света. Этот белый свет представляет собой синхротронное излучение, испускаемое горячим ионизированным газом в магнитном поле. Волокна - внешние слои звезды, которые были сброшены при взрыве и удаляются от центра со скоростью около 1500 км/сек.
Ядро взорвавшейся звезды остается в центре туманности. Теперь оно представляет собой пульсар. Испускаемые пульсаром электроны и порождают синхротронное излучение. Интервал между вспышками пульсара - 33 мсек; вспышки видны и в видимом свете, и как радиоимпульсы.
Крабовидная туманность - один из самых сильных источников радиоизлучения в небе, который до идентификации с известной туманностью радиоастрономы называли “Телец А”. Туманность является также источником рентгеновского излучения. 

Краеугольный камень 
Астеризм, образованный четырьмя звездами ε (Эпсилон), ζ (Дзета), η (Эта) и π (Пи) созвездия Геркулеса. 

Красная планета 
Популярное название планеты Марс, имеющей даже при наблюдениях невооруженным глазом отчетливый красноватый оттенок. 

Красное смещение (z) 
Увеличение длины волны электромагнитного излучения, вызванное или доплеровским эффектом, когда источник излучения удаляется от наблюдателя, или присутствием гравитационного поля. Количественно красное смещение характеризуется относительным изменением Δλ длины волны l неподвижного источника (измеренной, когда источник и наблюдатель не движутся друг относительно друга): z =Δλ/λ. В теории доплеровского эффекта даются формулы, связывающие величину красного смещения со скоростью перемещения источника относительно наблюдателя (см. иллюстрацию). В астрономии особую важность имеет красное смещение галактик и квазаров, в частности, в связи с тем, что оно позволяет получать непосредственные оценки расстояний до этих объектов в соответствии с законом Хаббла. В общей теории относительности Эйнштейна показано, что красное смещение возникает и в присутствии сильного гравитационного поля. 

Красный гигант 
Звезда на поздних стадиях эволюции, размеры которой увеличились, а поверхностная температура упала настолько, что звезда кажется красной.
Звезда становится красным гигантом в ходе эволюции звезд, когда истощается водородное топливо для реакций ядерного синтеза в ее центральном ядре. После этого начинается процесс сжатия ядра с выделением энергии гравитации. Он продолжается до тех пор, пока процесс горения водорода не возобновится - но уже в оболочке, окружающей инертное ядро. Энергия, выделяющаяся при сгорании водорода, вызывает резкое расширение внешних слоев звезды. По мере расширения они охлаждаются. Поверхностная температура снижается, постепенно достигая 4000 K (независимо от исходного спектрального класса звезды). Когда Солнце станет красным гигантом, оно расширится до размера, примерно равного диаметру орбиты Земли.
Хотя количество световой энергии, излучаемой в пространство с единицы поверхности, с понижением температуры резко уменьшается, у красных гигантов этот эффект компенсируется за счет огромного увеличения поверхностни. Поэтому красные гиганты остаются очень яркими. Все яркие красные звезды, видимые невооруженным глазом - гиганты или сверхгиганты типа Альдебарана или Бетельгейзе.
Спектры красных гигантов имеют различные характеристики в зависимости от того, чем богата звездная атмосфера - углеродом или кислородом. Если доминирует кислород, то появляются линии окиси углерода (CO) и металлических окислов, например, окиси титана (TiO). Если преобладает углерод, то образуются углеродные соединения типа C2, CH и CN; такие гиганты называются углеродными звездами. Предполагают, что различные соединения, наблюдаемые в красных гигантах, возникают в результате процессов, которые выносят на поверхность звезды продукты ядерных реакций, протекающих в ее недрах. 

Красный прямоугольник 
Красная туманность вокруг звезды HD 44179, обнаруженная в 1975 г. при поиске инфракрасных источников. Излучение туманности HD 44179 возникает в ней самой и не является результатом рассеяния или отражения света. Оно занимает широкую полосу в красной части спектра с пиком около 640 нм. Это самый сильный известный источник красного излучения, которое может быть результатом люминесценции насыщенной водородом аморфной углеродной пыли. 

Кратер 
Круговая деталь на поверхности планетарного тела. Слово буквально означает “кубок”, и действительно, кратеры обычно имеют форму кубка с поднятыми стенками, более глубокого в центре, чем окружающая его поверхность. Подавляющее большинство кратеров, обнаруженных на планетах и их спутниках, как теперь известно, возникли в результате ударов метеоритов, поэтому слово "кратер" часто используется как синоним термина “ударный кратер”. Однако существуют кратеры и вулканического происхождения ( кальдеры), например, на Марсе. 
Кратеры различаются по размерам - от едва заметного до имеющего сотни километров в поперечнике. Самые большие ударные детали часто называют бассейнами. Особенности формы кратеров зависят от многих факторов, включая химический состав планетарной поверхности, скорость, массу и направление упавшего тела, а также последующие метеорологические или геологические воздействия. Кратеры могут содержать центральный пик или складки. 

Кратер Берринджера 
См: Аризонский метеоритный кратер. 

Кратер Метеор 
См.: Аризонский метеоритный кратер. 

Кратер Чиксулуб 
Большой земной ударный кратер на северном побережье полуострова Юкатан в Мексике, в настоящее время в значительной степени скрытый осадочными породами. Считается, что он связан с произошедшим 65 млн. лет назад ударным событием, которое, по-видимому, явилось причиной массового вымирания живых существ, включая динозавров. 

Кратная звезда 
Группа из трех или нескольких звезд, обращающихся в одной системе, где они удерживаются взаимным гравитационным притяжением. Общеизвестный пример - система из четырех звезд Эпсилон (ε) Лиры. 

Кремниевая звезда 
Тип пекулярных A-звезд, в спектре которых особенно сильны линии поглощения кремния. 
См: Ap-звезда. 

Креповое кольцо 
Одно из колец Сатурна (кольцо C), более слабое, чем хорошо заметные кольца A и B. Оно находится внутри кольца B, примерно посредине между его внутренним краем и планетой. Открыто В. Бондом в 1850 г. Название дано позже У. Ласселлом и связано с внешним видом кольца.
См.: Таблица 7. 

Крессида 
Один из небольших спутников Урана, открытый в 1986 г. во время встречи “Вояджера-2" с планетой. 
См.: Таблица 6. 

Крест Миллса 
Тип радиоинтерферометра, впервые построенный в Австралии в 1957 г., в котором для получения большой разрешающей способности использованы два массива параболических рефлекторов, пересекающихся под прямым углом. Назван по имени радиоастронома Б. Миллса. 
См.: Обсерватория Молонгло. 

Крест Эйнштейна 
Четырехкратное изображение одного квазара, создаваемое галактикой G2237+0305, действующей как гравитационная линза. Кратное изображение имеет кольцеобразную форму. 
См: кольцо Эйнштейна. 

Кривая вращения 
График, показывающий изменение орбитальной скорости галактики относительно ее центра в зависимости от расстояния до него. На основе кривой вращения можно оценить распределение массы по расстоянию до оси вращения и общую массу галактики. 

Кривая лучевой скорости 
Кривая или график, на котором лучевая скорость объекта представлена как функция времени. Такие кривые используются в частности, при анализе орбит двойных звезд, где лучевая скорость компонентов изменяется по циклическому закону. 

Кривая роста 
Связь между интенсивностью спектральной линии в линейчатом спектре поглощения и эффективным числом поглощающих атомов. Точная форма кривой зависит от преобладающих физических условий (давления и температуры). При построении зависимости наблюдаемой интенсивности линии, деленной на длину волны, от силы осциллятора, умноженной на длину волны, для серии линий, порождаемых одним ионом, кривая роста существенно спрямляется. Это заставляет предположить, что кривая роста для всех линий одна и та же. Такой график можно использовать для оценки относительной распространенности различных химических элементов в звезде, хотя этот метод и не принимает во внимание изменений в физических параметрах слоев звезды, формирующих линии поглощения. 

Критерий Джинса 
Совокупность начальных условий, дающая при идеализированном рассмотрении устойчивое уменьшение возмущений плотности вещества межзвездного облака под действием гравитационных сил. 

Критическая плотность 
В космологии - минимальная плотность вещества, которая гарантировала бы, что Вселенная не будет расширяться вечно. Наблюдаемое сегодня расширение может прекратиться под действием сил гравитации только в том случае, если плотность Вселенной достаточно велика. Критическая плотность определена как плотность, которая гарантировала бы, что в некоторый момент времени одновременно обратятся в нуль как скорость расширения, так и ускорение. Значение критической плотности оцененивают величиной между 10-29 и 2×10-29г/см3, что примерно в десять раз превосходит плотность вещества, которое, судя по наблюдениям, содержится в звездах и галактиках. 
Из философских и эстетических побуждений многим специалистам в области космологии хотелось бы считать, что Вселенная замкнута. Чтобы достичь этого, требуется значительное количество вещества - так называемая недостающая масса. Для доведения фактической плотности до уровня критической плотности было бы необходимо наличие темного вещества в форме частиц, отличных от барионов, например, типа нейтрино. 
См: замкнутая Вселенная, расширяющаяся Вселенная, Большой Взрыв. 

Круг склонения 
Градуированный диск или круг, соответствующий экваториальной установке, служащий для определения величины склонения точки, на которую наведен телескоп. 

Кружочек (Circlet) 
Астеризм в форме кольца в созвездии Рыб. Оно образовано звездами Гамма (γ), Тета (θ), Иота (ι), Лямбда (λ) и Каппа (κ) Рыб. 

Крымская астрофизическая обсерватория 
Украинская обсерватория, расположенная в Крыму недалеко от Симеиза. Это важная солнечная обсерватория, снабженная 2,6-метровым оптическим телескопом и телескопом миллиметровых волн диаметром 22 м. 

Крюгер 60 
Слабая двойная звезда в созвездии Цефея, компоненты которой имеют звездные величины 10 и 11 и вращаются друг относительно друга с периодом 44 года. Так как их орбита обращена к нам "лицом", звезды легко разрешаются, а на фотографиях, сделанных в течение последних десятилетий, хорошо видно их относительное движение. Обе звезды - карликовые M-звезды, причем более слабый компонент - вспыхивающая звезда. Находясь на расстоянии 13 световых лет, звезда Крюгер 60 является одной из самых близких к Солнечной системе звезд. 

Кулгура 
Местоположение Обсерватории Пола Уайлда (Австралия), связанной с Телескопом "Австралия". В районе Кулгура (вблизи г. Наррабрай, штат Новый Южный Уэльс) ранее был расположен радиогелиограф, работавший между 1968 и 1983 гг. 

Кульминация 
Момент, когда при вращении Земли звезда или другой небесный объект достигает максимальной высоты над горизонтом. Кульминация происходит, когда объект пересекает меридиан наблюдателя. Таким образом, в кульминации объект находится от наблюдателя на юге или на севере. Незаходящие (околополярные) звезды пересекают меридиан как ниже полюса (нижняя кульминация), так и выше его (верхняя кульминация). Кульминацию называют еще “пересечением меридиана” и “прохождением”. 

Кунабарабран 
Город в Австралии, ближайший (27 км) к местонахождению Обсерватории Сайдинг- Спринг. 

Купол (планетный) (tholus, мн. tholi) 
Низкий округлый холм вулканического происхождения на планетарной поверхности, часто увенчанный маленьким кратером. Холмы Мариус на Луне являются примером таких куполов. 

Купол (обсерватории) 
Здание с крышей полусферической формы, предназначенное для размещения телескопа и использования в качестве обсерватории. Во вращающейся крыше, обеспечивающей защиту от ветра, имеется отверстие, что дает возможность навести телескоп на различные участки неба.

                                                                                   Л

Ла-Пальма 
Остров, принадлежащий к архипелагу Канарских Островов, где расположена Обсерватория дель Рок де Лос Мучачос. 

Лабиринт (labyrinthus, мн. labyrinthi) 
Сложная система пересекающихся долин на поверхности планеты 

Лабиринт Ночи (Noctis Labyrinthus) 
Система коротких и узких каньонов на поверхности Марса, лежащая в восточной части гор Фарсида. Каньоны представляют собой, очевидно, грабены, которые образовались при подъеме "выпуклости" этих гор. 

Лаборатория реактивного движения (JPL) 
Научная организация в Пасадене, Калифорния, созданная Калифорнийским технологическим институтом (Калтех) для проведения программ Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства США (NASA) и других агентств. Она является одной из основных организаций в США, занимающихся разработкой и созданием межпланетных космических зондов. Под руководством JPL осуществлялись проекты "Викинг", "Вояджер", "Галилео" и "Магеллан". Хотя JPL часто упоминают как центр NASA, работники JPL не являются государственными служащими, в отличие, например, от тех, кто работает в Годдардовском центре космических полетов и других подобных учреждениях, которые и формально принадлежат NASA. 

Лазерная интерферометрическая обсерватория гравитационных волн (LIGO) 
Проект Калифорнийского и Массачусетского технологических институтов по сооружению в США системы обнаружения гравитационных волн. Система будет состоять из детекторов, размещенных в штатах Вашингтон и Луизиана. Каждая L-образная установка будет посылать лазерный луч по вакуумным трубам длиной 4 км. Детекторы будут регистрировать изменение длины светового пути, вызванное гравитационными волнами. 

Лазерные измерения 
См.: спутниковые лазерные измерения. 

Лайнер 
Акроним (Liner - low-ionization narrow emission line region), обозначающий область, характеризующуюся узкими эмиссионными линиями низкой ионизации. Такие области найдены во многих спиральных галактиках. 
Кажется очевидным, что они представляют собой слабую форму активных галактических ядер. Последнее утверждение предполагает, что активность ядер в той или иной степени характерна для всех галактик. 

Лангрен (Langrenus) 
Большой лунный кратер (132 км в диаметре) на восточной границе моря Изобилия. Это яркий кратер с центральным пиком и небольшой системой лучей. Стенки кратера имеют многочисленные террасы. 

Ларисса 
Спутник Нептуна (1989 N2), открытый при пролете "Вояджера-2" в августе 1989 г.
См.: Таблица 6. 

Лацертид 
См.: объект типа BL Ящерицы. 

Лебедь (Cygnus
Заметное созвездие в северной части Млечного Пути в форме удлиненного креста, напоминающее летящего лебедя. Оно входило в состав 48 созвездий, перечисленных Птолемеем (ок. 140 г. н.э.), и иногда называется Северным Крестом. Содержит 11 звезд ярче 4-й звездной величины, в том числе звезду 1-й звездной величины Денеб и широко известную двойную звезду Альбирео.
См.: Таблица 4. 

Лебедь A 
Активная эллиптическая галактика, которая является одним из самых сильных радиоисточников в небе.
Лебедь A (3C 405) - самый сильный радиоисточник в созвездии Лебедя - был обнаружен первыми радиотелескопами. Источник состоит из двух похожих облаков радиоизлучения, симметрично расположенных по обе стороны от галактики 15-й звездной величины с красным смещением 0,057. Лебедь A - прототип всех мощных радиогалактик, представляющий собой одну из самых больших физических структур во Вселенной. Облака радиоизлучения имеют общую протяженность около 300000 световых лет. Энергия, связанная с этими облаками, составляет примерно 1053 джоулей, что приблизительно в десять миллионов раз больше, чем у нормальной галактики, типа Туманности Андромеды (M31).
Галактика имеет сильные эмиссионные линии в оптическом спектре, указывающие на то, что она содержит активное галактическое ядро. Количество генерируемой Лебедем А энергии можно объяснить только наличием в ее центре черной дыры. В настоящее время общепринято, что при падении вещества на черную дыру высвобождается огромное количество энергии. 

Лебедь X-1 
Интенсивный источник рентгеновского излучения в созвездии Лебедя, обнаруженный в 1966 г. С тех пор является объектом интенсивного изучения и научных гипотез, поскольку считается кандидатом в черные дыры.
Источник был идентифицирован как двойная звезда. Первичная компонента,имеющая обозначение HDE 226868, - горячий сверхгигант спектрального класса O или B. То, что HDE 226868 вращается вокруг своего невидимого компаньона, означает, что невидимая звезда имеет значительно большую массу, которая, таким образом, превосходит верхний предел массы нейтронных звезд. Этот факт служит лучшим доказательством того, что невидимая звезда может быть только черной дырой. Энергия рентгеновского излучения генерируется веществом первичной звезды, падающим на компактный компаньон. 

Лебедь X-3 
Источник рентгеновского излучения в созвездии Лебедя. Тесная двойная система, в которой период обращения равен 4,8 часа. Первичная звезда имеет массу, сравнимую с массой Солнца. Спектры показывают, что она обладает характеристиками звезды Вольфа-Райе. Вторичная звезда - пульсирующий источник гамма- лучей с периодом 12,6 мсек. Вероятно, эта звезда является пульсаром, чья скорость вращения увеличилась в результате взаимодействия внутри двойной системы.
На уровне поверхности Земли были обнаружены космические лучи, направление которых указывает на Лебедь X-3. Это означает, что Лебедь X-3 излучает наиболее энергичные фотоны из всех известных астрономических источников и что рентгеновские двойные являются важными генераторами космических лучей с высокой энергией. 
См.: рентгеновская астрономия. 

Лев (Leo) 
Одно из двенадцати зодиакальных созвездий, включенное Птолемеем в его список 48 созвездий неба (ок. 140 г. н.э.). Контур, создаваемый самыми яркими звездами этого большого и заметного созвездия, отдаленно напоминает фигуру льва в профиль. Астеризм, отвечающий голове льва, известен как Серп. Имеются десять звезд ярче 4-й звездной величины, самыми яркими из которых являются Регул и Денебола. Созвездие Льва содержит многочисленные галактики, включая пять из каталога Мессье (M65, M66, M95, M96 и M105).
См.: Таблица 4. 

Леда 
Небольшой спутник Юпитера (номер XIII), открытый Чарлзом Ковалом в 1974 г. Имеет около 15 км в поперечнике и принадлежит к группе из четырех спутников, близко расположенные орбиты которых лежат на расстоянии от 11,1 до 11,7 млн. км от Юпитера. (Отальные - Гималия, Лиситея и Элара). 
См.: Таблица 6. 

Ледяной карлик 
Планетарное тело, характеризующееся относительно небольшими размерами и состоящее из смеси льда и твердых пород. Примерами могут служить планета Плутон, планетарные луны типа Тритона и объекты, населяющие пояс Койпера. 

Леониды 
Ежегодный метеорный поток, радиант которого лежит в "серпе" созвездия Льва. Пик потока приходится на 17 ноября, а обычная продолжительность - около четырех дней. Хотя в эти дни каждый год наблюдается лишь небольшое число метеоров, иногда отмечаются и захватывающие зрелища. Так, в 1966 г. Леониды дали возможность наблюдателям в США полюбоваться самым богатым когда-либо зарегистрированным метеорным ливнем: можно было увидеть до 40 метеоров в секунду.
Метеорный ливень связан с кометой 55P/Темпеля-Тутля, впервые зарегистрированной в 1865 г., которая имеет период, равный 33 годам. Метеорное вещество сконцентрировано около кометы, а не распределено равномерно по орбите. Поэтому красивые зрелища возможны только раз в 33 года, хотя и в этом случае они не обязательны, особенно если комета проходит слишком далеко от орбиты Земли. 

Лептонная эра 
Период от одной миллионной секунды до одной секунды после Большого Взрыва. В течение этого интервала во Вселенной доминировали легкие элементарные частицы типа электронов и нейтрино, а также очень малое количество (одна миллиардная часть) протонов и нейтронов. 

Летнее время или время "экономии света" 
Переход к нормальному гражданскому времени, проводимый для удобства в некоторых странах на весь год или его часть. Одна из главных причин такой корректировки - стремление обеспечить возможно большее совпадение обычного рабочего дня со светлым дневным временем, отсюда и происхождение названия. 

Летний треугольник 
Три ярких звезды - Вега, Альтаир и Денеб, особенно заметные в летнем вечернем небе. 

Летучая Рыба (Volans) 
Небольшое и слабое южное созвездие, имеющее в атласе Иоганна Байера (1603 г.) более длинное название с тем же смыслом (Piscis Volans), позже сокращенное. В созвездии находится шесть звезд третьей и четвертой звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Летучее вещество 
Вещество, которое легко испаряется. 

Либрация 
Любой из нескольких эффектов, оказывающих влияние на положение видимого с Земли полушария Луны. Несмотря на то, что периоды вращения Луны и ее обращения по орбите вокруг Земли равны (так что Луна обращена к Земле всегда одной стороной), в результате либрации в разное время с Земли удается рассмотреть до 59% поверхности Луны. Физическая либрация представляет собой следствие нерегулярности вращения Луны. Несколько больший эффект связан с геометрической либрацией (как по широте, так и по долготе). Либрация по широте возникает из-за того, что орбита Луны наклонена к эклиптике под углом 5°9'. Эллиптическая форма орбиты Луны приводит к тому, что ее орбитальная скорость не постоянна. Это в свою очередь дает либрацию по долготе в 7°45'. Кроме того, существует и суточная либрация - небольшие изменения видимой части Луны при ее наблюдении в разное время суток. 

Лимб 
Самый край видимого диска небесного тела - например, Солнца, Луны или планеты. 

Линейчатый cпектр поглощения 
Непрерывный спектр, на котором видны узкие линии поглощения. 

Линейчатый спектр 
Спектр, который показывает эмиссионные линии и/или линии поглощения. 

Линза 
Прозрачное оптическое устройство, которое изменяет направление проходящего через него луча света. Для различных целей разработаны разные типы линз. Выпуклые и двояковыпуклые линзы заставляют параллельные лучи света сходиться в точке фокуса. Вогнутые и двояковогнутые линзы отклоняют параллельные лучи. Линзы часто используются в комбинации, позволяя достичь таких результатов, которые недоступны для отдельной линзы (например, в окуляре телескопа). Линзы могут изготовляться из отдельных элементов, соединенных вместе: дублеты и триплеты - линзы, составленные соответственно из двух и трех элементов. Сложные линзы, изготавливаемые из различных сортов стекла, используются для уменьшения хроматической аберрации. Линза объектива любого телескопа-рефрактора представляет собой устройство, собирающее световые потоки. 

Линза Барлоу 
Отклоняющаяся линза, используемая вместе с окуляром телескопа. Линза Барлоу увеличивает эффективное фокусное расстояние телескопа, так что окуляр дает большее увеличение. 

Линзообразная галактика 
Галактика типа S0 по классификации Хаббла, промежуточное звено между эллиптическим и спиральным типами, называемая так из-за своего внешнего вида. Галактики этого типа похожи на двояковыпуклую линзу. 

Линии D 
Близкая пара сильных спектральных линий в желтой области спектра натрия. Название происходит от буквенных обозначений, данных Йозефом фон Фраунгофером заметным линиям поглощения в солнечном спектре. Длина волны - 589,0 и 589,6 нм.
См.: фраунгоферовы линии. 

Линии H и K 
Самые сильные линии в видимом спектре ионизированного кальция, лежащие в фиолетовой части спектра на длинах волн 393,4 и 396,8 нм. Они являются заметными особенностями в спектрах многих звезд, включая Солнце. Обозначения H и K были даны Фраунгофером и все еще широко используются.
См.: фраунгоферовы линии. 

Линия (linea, мн. lineae) 
Продолговатая деталь на планетарной поверхности. 

Линия 21 см 
Характерное радиоизлучение (или поглощение) нейтрального водорода в межзвездном пространстве на длине волны 21 см.
Нейтральный водород - главный компонент межзвездной среды, так что наблюдения в линии 21 см оказываются важным методом анализа распределения, плотностей и скоростей вещества в нашей собственной Галактике и в тысячах других галактик. Эта линия была первой спектральной линией, которая была обнаружена радиоастрономическими методами (в 1951 г.). Радионаблюдения линии 21 см теперь являются основным средством исследования структуры галактик. Небольшое изменение энергии в водородном атоме, ответственное за 21-сантиметровое излучение, в естественных условиях имеет довольно низкую вероятность появления. Отдельный возбужденный водородный атом может находиться в таком состоянии около 12 млн. лет, прежде чем в нем произойдет спонтанный переход на более низкий уровень. Однако излучение межзвездного водорода наблюдается достаточно хорошо, поскольку имеется огромное количество возбужденных атомов, которые сталкиваются между собой, в результате чего и происходят переходы. 

Линия K 
См.: фраунгоферовы линии. 

Линия альфа водорода (H альфа; H?) 
Наиболее заметная линия в видимой части спектра водорода. Ведущая линия серии Бальмера с длиной волны 656,28 нм, имеющая красный цвет. Возникает в результате перехода между вторым и третьим энергетическими уровнями в атоме водорода.
См.: бальмеровские линии. 

Линия поглощения 
Резкое падение интенсивности на узком участке длин волн в непрерывном спектре. В спектре, который получается с помощью обычного спектрографа, в котором перед тем, как разложить на цвета, свет пропускают через узкую щель, линии поглощения выглядят как темные линии, идущие поперек цветной полосы спектрального разложения. 
Линии поглощения присутствуют в спектрах большинства звезд. Для излучения Солнца они известны как фраунгоферовы линии. Атомы способны поглощать излучение на нескольких вполне определенных длинах волн. Длины волн, на которых происходит поглощение, различны для каждого химического элемента. Это делает возможным идентифицировать элементы, представленные в веществе звезды (или другого небесного тела), путем анализа спектральных линий, присутствующих в спектре. Мощность линий можно использовать для того, чтобы оценить количество химического элемента, хотя и не непосредственно, поскольку на мощность линий поглощения в спектре сильно влияют температура, плотность и другие физические условия. 
См.: эмиссионная линия. 

Линней (Linne) 
Небольшой лунный кратер 2,4 км в диаметре, расположенный в море Ясности. Утверждение астрономов середины XIX в., что близкий компаньон этого кратера (кратер Линней В) со временем исчез, кажется ошибочным, так как это наблюдение подтверждений не получило. Небольшой по размерам кратер Линней все же заметен относительно хорошо, т.к. он окружен яркой областью, - возможно, небольшой областью выбросов. 

Лира (Lyra) 
Небольшое, но хорошо заметное созвездие в северном полушарии, внесенное в список 48 созвездий Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Самая яркая звезда созвездия Вега имеет нулевую звездную величину, являясь пятой по яркости звездой в небе. Имеются и три других звезды ярче 4-й звездной величины. Эпсилон Лиры является "двойной двойной", состоящей из двух довольно далеко отстоящих друг от друга пар близких двойных звезд. Созвездие Лиры включает также одну из самых известных планетарных туманностей - туманность "Кольцо".
См.: Таблица 4. 

Лириды 
Ежегодный метеорный поток, иногда называемый апрельскими Лиридами. Его радиант лежит на границе созвездий Лиры и Геркулеса. Пик метеорного ливня приходится на 22 апреля, обычное время его появления - с 19 по 25 апреля. Метеорный поток связан с кометой Тэтчера (C/1861 G1). Хотя обычно метеорный поток бывает слабым, иногда наблюдаются красивые ливни. Исторически метеорный поток Лирид прослеживается в течение 2500 лет. 

Лиситея 
Небольшой спутник Юпитера (номер X), открытый С.Б. Николсоном в 1938 г. Спутник имеет всего 36 км в поперечнике и принадлежит к группе четырех спутников, чьи близко расположенные орбиты лежат на расстояниях от 11,1 до 11,7 млн. км от Юпитера. (Другие - Леда, Гималия и Элара).
См.: Таблица 6. 

Лисичка (Vulpecula) 
Слабое созвездие, лежащее рядом с созвездием Лебедя. Было введено Иоганном Гевелием в 1690 г. под более длинным названием Vulpecula et Anser (Лиса и Гусь). В созвездии нет звезд ярче 4-й звездной величины, но оно включает планетарную туманность, известную как туманность "Гантель".
См.: Таблица 4. 

Литосидерит 
Альтернативное название железо-каменного метеорита. 

Литосфера 
Твердый внешний слой планетарного тела, включающий кору и часть верхней мантии, которая лежит выше менее твердой астеносферы. 

Личное уравнение 
Систематическая ошибка в наблюдениях, вносимая конкретным индивидуумом. 

Ложное солнце (паргелий) 
Круглое пятно света в небе на расстоянии 22° от Солнца. Ложные солнца обычно появляются парами, по обе стороны от истинного Солнца, на круглом световом гало, хотя в зависимости от обстоятельств одно из ложных солнц может быть намного ярче другого. Этот эффект вызывается преломлением солнечного света ледяными кристаллами в атмосфере Земли. 

Ложный Крест 
Астеризм в форме креста в южных созвездиях Киля и Парусов, состоящий из звезд Эпсилон и Иота Киля и Дельта и Каппа Парусов. Название возникло в связи с тем, что его можно перепутать с близлежащим созвездием Южного Креста. 

Локи (Loki) 
Вулканический центр на Ио, который находился в активном состоянии во время пролетов АМС "Вояджер-1" и "Вояджер-2" в 1979 г. 

Луна 
Естественный спутник. 

Луна 
Единственный естественный спутник Земли. Изучение и составление карты поверхности Луны активно проводилось как с Земли, так и с космических аппаратов. Данные, полученные АМС "Вояджер"при полетах к Юпитеру, Сатурну и Урану, подтвердили, что Луна является типичным для Солнечной системы естественным спутником. Ее изрытая кратерами поверхность - бесплодный мир без воды и без атмосферы. В этом непосредственно убедились американские астронавты, которые в 1969-72 гг. высаживались на поверхность Луны в ходе программы "Аполлон". 
Благодаря приливным силам Луна всегда обращена к поверхности Земли одной стороной, за исключением незначительного эффекта либрации. По мере того, как Луна в течение месяца обращается вокруг Земли, происходит знакомый всем цикл смены фаз. Луна светит только отраженным солнечным светом. С Земли видна лишь часть освещеной стороны Луны, которая в течение периода обращения Луны непрерывно изменяется из-за изменения относительной конфигурации Земли, Луны и Солнца.
На обращенной к Земле стороне Луны различают два основных типа поверхности: более светлые возвышенные области (или "земли"), сильно изрытые кратерами, и более темные и не столь богатые кратерами "моря". Моря имеют примерно округлые очертания, поскольку они образовались на ранних стадиях истории Луны в результате ударных воздействий больших метеоритов. В дальнейшем характер поверхности формировался выбросами. Значительные пространства на Луне покрыты веществом, выброшенным из больших бассейнов - Дождей и Восточного. 
Происхождение Луны не выяснено, но как отдельное тело она существует около 4500 млн. лет. На раннем этапе жизни Луны ее вещество разогрелось и расплавилось. По мере охлаждения образовалась кора, которая под ударами большого числа метеоритов покрылась многочисленными кратерами, самые обширные из которых превратились в морские бассейны. Впоследствии они заполнились темными базальтовыми лавами. Существенная вулканическая деятельность прекратилась, по крайней мере, 2000 млн. лет назад.
На обратной стороне Луны (в отличие от обращенной к Земле) больших заполненных лавой морей нет.
См.: Таблица "Естественные спутники больших планет". 

"Луна" 
Ряд советских космических зондов, направленных к Луне в 1963-1976 гг. Первые три из них получили название "Лунник". "Луна-9" в январе 1966 г. совершила первую мягкую посадку на Луне в океане Бурь. "Луна-10" в марте 1966 г. стала первым орбитальным спутником Луны. "Луна-16" в сентябре 1970 г., а затем "Луна-20" в 1972 г. и последняя в этой серии " Луна-24" в августе 1976 г. доставили на Землю образцы лунного грунта. "Луна-17 и -21" доставили на поверхность Луны луноход - подвижное транспортное средство для перемещений по ее поверхности. Успешными были также полеты "Луны-11, -12 и -13" (1966 г.), "Луны-14" (1968 г.), "Луны-19" (1971 г.) и "Луны-22" (1974 г.). 

"Лунар Орбитер" ("Лунный орбитальный аппарат") 
Серия американских лунных зондов, запущенных в 1966 и 1967 гг. с целью картирования Луны и определения подходящих мест для посадки пилотируемых кораблей по программе "Аполлон". Это было первое систематическое исследование поверхности Луны, и все пять полетов серии были очень успешными. Для фотографирования использовалась обычная фотографическая пленка, которая автоматически проявлялась на борту и сканировалась с тем, чтобы информация могла передаваться на Землю. 

"Лунар Проспектор" ("Лунный наблюдатель") 
Космический аппарат NASA, запущенный в ноябре 1997 г. Планируется, что он проведет один год на орбите вокруг Луны с целью картирования химического состава лунной поверхности и магнитного поля и поля тяготения Луны. 

Лунация 
Полный цикл фаз Луны, который занимает один синодический месяц, равный 29,53059 суток. 

Лундская обсерватория 
Обсерватория в Швеции, основанная в 1672 г. Существующие здания в центре г. Лунд построены в 1867 г. Станция наблюдения теперь расположена в 18 км от Лунда, а ее главный инструмент - 61- сантиметровый рефлектор. 

"Лунник" 
Название первых трех лунных зондов, запущенных в Советском Союзе в январе, сентябре и октябре 1959 г. "Лунник-1" прошел около Луны на расстоянии 5000 км. "Лунник-2" потерпел катастрофу около кратера Архимед, но "Лунник-3" передал на Землю первые изображения обратной стороны Луны. Последующие зонды этой серии имели название "Луна", причем серия начиналась с "Луны-4". 

Лунно-солнечная прецессия 
См.: прецессия. 

Лунное затмение 
См.: затмение. 

Лунный вездеход (LRV) 
Питаемое от батарей транспортное средство для перемещения по поверхности Луны, использованное в трех последних проектах программы "Аполлон" ("Аполлон-15, -16 и -17"). Вездеходы были доставлены на Луну, поскольку в предыдущих полетах астронавты испытывали трудности из-за отсутствия хороших средств передвижения. Общая протяженность поездок, совершенных астронавтами "Аполлона-15, -16 и -17", составила соответственно 28, 27 и 35 километров. 

Лунный параллакс 
Средняя величина экваториального горизонтального параллакса Луны (суточный параллакс), которая равна 3422,45 дуговых секунды. 

"Луноход" 
Автоматизированное транспортное средство, доставленное на поверхность Луны в ходе двух советских беспилотных полетов ("Луна-17 и -21"). "Луноход-1" был доставлен "Луной-17" в западную часть моря Дождей 17 ноября 1970 г. и использовался в течение 10 месяцев. "Луноход-2" был высажен с "Луны-21" в восточной части моря Ясности 16 января 1973 г., где работал в течение четырех месяцев. Общее пройденное расстояние составило 10,5 и 37 км соответственно. "Луноход" имел восемь колес и был оборудован фотокамерами, системой связи, лазерным отражателем, магнитометром, солнечными батареями и датчиками космических лучей. 

Луч 
Светлая линейная деталь на поверхности небесных тел, простирающаяся в радиальном направлении от кратера. Так, многие лунные кратеры окружены обширными и заметными системами лучей, которые можно обнаружить на полном диске Луны невооруженным глазом. Системы лучей связаны с самыми молодыми кратерами, например, с кратерами Тихо и Коперник. Такие системы могут быть образованы породами, выброшенными на поверхность при недавних ударных воздействиях; они отражает больше света, чем старые поверхности, в течение миллионов лет подвергавшиеся эрозии. Другая точка зрения состоит в том, что лучи образованы выбросами стекловидной массы с большим коэффициентом отражения.
Лучи обнаружены у кратеров на некоторых других телах Солнечной системы. 

Луч (2) 
Область неба, наблюдаемая в некоторый момент радиотелескопом. 

Лучевая скорость 
Скорость объекта относительно наблюдателя, измеренная вдоль луча зрения. Чтобы определить истинную скорость объекта в пространстве, необходимо знать также их скорость по направлению, перпендикулярному к лучу зрения. Для звезд, галактик и других астрономических объектов определить лучевую скорость часто намного легче, чем "поперечную". Это объясняется наличием доплеровского эффекта. 
См.: собственное движение. 

Лучистый перенос 
Процесс, посредством которого энергия электромагнитного излучения передается веществу, с которым это излучение взаимодействует. При лучистом переносе происходит непрерывное поглощение фотонов и их повторное излучение атомами вещества.
Попросту говоря, закон сохранения энергии означает следующее. Количество энергии, выделенной некоторым объектом, равно энергии, поступившей в него извне, плюс энергия, генерируемая в нем, минус энергия, поглощенная им. Это положение может быть записано математически, но воспользоваться такой записью будет трудно из-за сложности описания процессов взаимодействия между веществом и электромагнитным излучением. 

Лучистое давление 
Давление потока фотонов на вещество, при котором происходит передача импульса. В астрономии лучистое давление существенно тогда, когда имеют место большие потоки излучения, например, во внешних слоях звезды. В межзвездной среде лучистое давление на зерна пыли может быть сильнее локального гравитационного поля. Так, в пределах Солнечной системы лучистое давление Солнца выталкивает самые маленькие частицы вещества вовне. 
См.: эффект Пойнтинга-Робертсона.

                                                                                    М
"Магеллан" 
Орбитальный космический зонд США, запущенный 4 мая 1989 г. к Венере с шаттла "Атлантис". В его задачи входило составление карты по крайней мере 70% поверхности Венеры с разрешением в несколько сотен метров с помощью радиолокатора синтеза апертур. Применение радиолокационных методов наблюдения обусловлено тем, что Венера постоянно закрыта непрозрачными облаками. "Магеллан" достиг Венеры 10 августа 1990 г., и первая часть его программы, продолжавшаяся 243 дня и позволившая картировать 84% поверхности планеты, была успешно завершена в мае 1991 г. Следующая фаза программы предусматривала наблюдения, необходимые для заполнения пробелов на карте и получения более детальных изображений.
Предыдущие исследования показали, что около 80% поверхности Венеры покрыты потоками вулканической лавы. Изображения, полученные "Магелланом", дали возможность исследовать эти структуры гораздо более детально. Был идентифицирован целый ряд больших щитовых вулканов и ударных кратеров (один из которых имеет в диаметре 275 км), а также множество деталей, характерных только для Венеры. Огромный объем данных, переданных "Магелланом", существенно пополнил наши сведения о поверхности Венеры. 

Магелланов поток 
Длинное волокно нейтрального водородного газа, протянувшееся на 200000 световых лет между Магеллановыми Облаками и нашей Галактикой. Оно образует в южном небе дугу длиной 150°. Возможно, это волокно состоит из газа, "вытянутого" из Магеллановых Облаков в результате приливного взаимодействия с Галактикой. 

Магеллановы Облака 
Две небольших неправильных галактики, которые являются спутниками нашей Галактики. Они видны как туманные пятна в южном небе. Большое Магелланово Облако (БМО) находится в созвездии Золотой Рыбы на расстоянии около 170000 световых лет.Малое Магелланово Облако (ММО) - в созвездии Тукана на расстоянии около 210000 световых лет. 

Магнитная буря 
См.: геомагнитная буря. 

Магнитная звезда 
Звезда с исключительно сильным магнитным полем. Для группы A-звезд были измерены магнитные поля, которые оказались в тысячу раз сильнее поля Солнца. Эти звезды имеют также пекулярные спектры и поэтому классифицируются как Ap-звезды. Под влиянием магнитного поля линии звездного спектра расщепляются на поляризованные компоненты (эффект Зеемана). Хотя линии обычно слишком широки для того, чтобы расщепленные компоненты можно было разрешить, изменение поляризации вдоль расширенных спектральных линий может быть измерено и использовано для оценки силы магнитного поля.
Почти во всех случаях сила поля и спектральные линии изменяются регулярно. Это можно объяснить, если сделать предположение, что ось вращения и магнитная ось звезд не совпадают.
См.: пекулярная звезда. 

Магнитный монополь 
Гипотетический дефект в ткани пространства-времени, который ведет себя подобно изолированному северному или южному полюсу магнита и имеет массу, равную 1016 масс протона. Никогда не был обнаружен.
Потенциальное существование магнитных монополей - серьезная проблема, которая возникает в теории "Великого объединения" фундаментальных физических сил. Если бы они существовали в достаточных количествах, то радикально замедлили бы расширение Вселенной, что не соответствует наблюдениям. Проблема дефектов снята в модели раздувающейся Вселенной. 

Магнитный хвост 
Часть магнитосферы Земли (или любой другой планеты), которая на ночной стороне планеты вытягивается в направлении, противоположном Солнцу, подобно хвосту кометы. Магнитный хвост Земли простирается на ночной стороне от 10 до 80, а, возможно, и до 1000 земных радиусов. 

Магнитограф 
Инструмент, используемый в солнечной астрономии для картирования силы, направления и распределения магнитного поля на поверхности Солнца. 

Магнитометр 
Инструмент для измерения силы и направления магнитного поля. 

Магнитопауза 
Слой земной ионосферы толщиной 100 - 200 км, который отделяет магнитосферу от солнечного ветра. 

Магнитосфера 
Область вокруг Земли (или любой другой планеты), в пределах которой естественное магнитное поле ограничивается солнечным ветром. 

Мазер 
В астрономии - процесс излучения в молекулярных облаках, при котором некоторые спектральные линии в микроволновом излучении определенных молекул существенно усиливаются в ходе естественных процессов, подобных процессам в лазерах. Астрофизический эффект мазера впервые был обнаружен в 1965 г. в излучении молекул гидроксила (OH) источника в туманности Ориона. Впоследствии были обнаружены и другие молекулы, дающие подобный эффект, в том числе молекулы воды (H2O), моноксида кремния (SiO), формальдегида (H2CO) и метилового спирта (CH3OH). Слово "maser" (мазер) является акронимом для "microwave amplification by the stimulated emission of radiation" (усиление микроволн посредством индуцированного излучения). 
См.: OH-источник. 

Малая гантель 
Популярное название планетарной туманности M76 (NGC 650) в созвездии Персея. Это - самый слабый объект, включенный в каталог Мессье. 

Малая Медведица (Ursa Minor) 
Северное созвездие, в котором лежит северный полюс мира. Самая яркая звезда Малой Медведицы, имеющая 2-ю звездную величину, - Полярная звезда, которая находится от полюса на расстоянии менее 1°. Созвездие входило в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Астеризм из семи звезд Малой Медведицы, который часто называют Малым Ковшом, напоминает Большой Ковш в Большой Медведице, меньше по размерам и слабее.
См.: Таблица 4. 

Малая планета 
Альтернативное название астероида.
См.: большая планета. 

Маленькие зелёные человечки 
Название, данное Джослином Б. Бернеллом первым четырем пульсарам до того, как стала ясной их физическая природа, связанная с вращением нейтронных звезд. 

Маллардовская космическая научная лаборатория (MSSL) 
Институт в Сэррей, к югу от Лондона, который составляет часть Факультета физики и астрономии (один из колледжей Лондонского университета). Деятельность лаборатории в основном ориентирована на изготовление инструментов для астрономических спутников. 

Маллардовская радиоастрономическая обсерватория (MRAO) 
Радиоастрономическая обсерватория Кембриджского университета. Главный инструмент - интерферометр синтеза апертур на основе земного вращения , который состоит из восьми 13-метровых антенн с 5-километровой базой, расположенной в направлении восток-запад. Он называется Телескопом Райла по имени основателя обсерватории (в 1946 г.) и ее первого директора сэра Мартина Райла, который входил в коллектив ученых, получивших в 1974 г. Нобелевскую премию по физике за развитие принципа синтеза апертур на основе земного вращения. Кроме того, имеется низкочастотный телескоп глубокого обзора с антеннами Яги, работающий на частоте 151 Мгц и использующий тот же принцип.
Обсерватория специализируется на составлении каталогов радиоисточников, и именно там подготовлены Третий, Четвертый, Пятый, Шестой и Седьмой Кембриджские каталоги (сокращенно 3C, 4C и т.д.) источников различной частоты. Эти каталоги привели к открытию многих квазаров и радиогалактик. Первые пульсары были открыты MRAO в 1967 г. Дальнейшее развитие обсерватории в 1990-х гг. предусматривает сооружение оптического интерферометра (КОАСТ). 

Малое Магелланово Облако (ММО) 
См.: Магеллановы Облака. 

Малое молекулярное облако 
См.: молекулярное облако. 

Малый Ковш 
Популярное в США название созвездия Малой Медведицы, описывающее фигуру, образованную ее главными звездами: Бета (β), Гамма (γ), Эта (η), Дзета (ζ), Эпсилон (ε), Дельта (δ) и Альфа (α). 

Малый Конь (Equuleus) 
Второе из самых маленьких созвездий неба, лежащее у небесного экватора вблизи созвездия Пегаса. Слабое и малозаметное, оно тем не менее входило в число 48 созвездий, перечисленных Птолемеем (ок. 140 г. н.э.). Две самые яркие звезды - 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Малый круг 
Круг на поверхности сферы, который делит сферу на две неравных части. Малыми кругами являются круги постоянной широты или склонения, отличные от экватора.
См.: большой круг. 

Малый Лев (Leo Minor) 
Небольшое и очень неприметное созвездие между созвездиями Льва и Большой Медведицы. Это созвездие было введено Иоганном Гевелием в конце XVII в. и содержит только одну звезду ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Малый Пес (Canis Minor) 
Небольшое созвездие, расположенное вблизи Ориона у небесного экватора. Считается, что как и Большой Пес, оно напоминает одну из собак, сопровождавших охотника Ориона. Созвездие было известно еще Птолемею (ок. 140 г. н.э.). Оно содержит только две заметных звезды, самой яркой звездой является Процион.
См.: Таблица 4. 

Малыши 
Группа из трех звезд в созвездии Возничего - ε (Эпсилон), ζ (Дзета) и η (Эта). 

Мантия 
Слой, лежащий ниже коры и покрывающий ядро планеты или спутника. Мантия Земли содержит 65% планетной массы. 

Марганцевая звезда (ртутная звезда; ртутно-марганцевая звезда
Звезда спектрального класса B с пекулярным спектром, в котором исключительно сильны линии марганца и ряда других экзотических элементов, особенно ртути, галлия и иттрия. 

"Маринер" 
Серия автоматических межпланетных станций, запущенных США в 1960-х и 1970-х гг. в рамках программ исследований планет Меркурия, Венеры и Марса.
"Маринер-2" в 1962 г. осуществил первый успешный пролет вблизи Венеры (в 1967 г. за ним последовал "Маринер-5"). "Маринер-4", запущенный в 1964 г., первым успешно достиг Марса и доказал наличие на этой планете кратеров. Вслед за ним этот путь проделали "Маринер-6" и -7" в 1969 г. 
В 1971 г. на орбиту вокруг Марса был запущен "Маринер-9", который передал на Землю свыше 7000 изображений. "Маринер-10" в 1974 г. впервые осуществил одновременное исследование двух планет. В программе его полета были три встречи с Меркурием, в ходе которых было получено 10000 изображений, а также пролет вблизи Венеры. В целом серия "Маринер" обеспечила успешное выполнение семи проектов. АМС этой серии с номерами 11 и 12 были переименованы в "Вояджер-1" и "Вояджер-2". 
маркировочная сетка 
Перекрестия, или сетка тонких линий, используемые для измерения положений, в частности, в фокальной плоскости окуляра телескопа. 

"Марс" 
Серия cоветских автоматических межпланетных станций, предназначенных для изучения планеты Марс. Полезная информация была передана на Землю "Марсом-2" и -3 в 1971 г., а также "Марсом-5" в 1974 г. Другие запуски результатов не дали. 

Марс 
Четвертая от Солнца большая планета. Из-за своего цвета, заметного даже невооруженным глазом, часто называется Красной планетой.
Марс - одна из планет земной группы, с диаметром немного больше половины диаметра Земли. Она долго рассматривалась как единственная (кроме Земли) планета, на которой вероятно существование жизни, что подкреплялось наблюдением полярных ледяных шапок и сезонных изменений. Наблюдатели XIX в., особенно Персиваль Лоуэлл, убедили сами себя в том, что они видят систему прямых русел - каналов, которые могли бы иметь искусственное происхождение. Исследование планеты автоматическими межпланетными станциями фактически положило конец гипотезам о возможности существования в настоящее время жизни на Марсе. Однако изучение метеоритов, имеющих, по всей видимости, марсианское происхождение, вновь породило спекуляции, что по крайней мере в отдаленном прошлом, когда климат был более влажным и теплым, на Марсе могла существовать микроскопическая жизнь. В число успешных американских космических проектов по изучению Марса, входят "Маринер-4" в 1965 г., "Маринер-6" и -7" в 1969 г., "Маринер-9" в 1971 г., а также "Викинг-1" и "Викинг-2" в 1976 г. После отказа в 1993 г. АМС "Марс Обсервер" США запустили "Марс Глобал Сервейор" и "Марс Пэсфайндер". Их встреча с Марсом была запланирована на 1997 г. Высадка человека на Марс может произойти в самом начале XXI в.
Относительно низкая плотность Марса (в 3,95 раза выше плотности воды) позволяет предположить, что в железном ядре содержится всего 25% массы планеты. У планеты имеется слабое магнитное поле, сила которого составляет около 2% от поля Земли. Кора богата оливином и железистыми окислами, которые и придают планете ржавый цвет.
Разреженная марсианская атмосфера содержит 95,3% углекислоты, 2,7% молекулярного азота и 1,6% аргона. Кислород присутствует только в виде следов. Атмосферное давление у поверхности составляет 0,7% давления у поверхности Земли. Однако сильные атмосферные ветры вызывают обширные пылевые бури, которые иногда охватывают всю планету.
На Марсе наблюдаются разнообразные формы облаков и тумана. Рано утром туман сгущается в долинах, а по мере того, как ветры поднимают охлаждающиеся воздушные массы на возвышенные плато, облака появляются и над высокими горами Фарсида. Зимой северная полярная шапка окутывается завесой ледяного тумана и пыли, называемой полярным капюшоном. Подобное явление в несколько меньшей степени наблюдается и на юге.
Полярные области покрыты тонким слоем льда, который, как полагают, является смесью водяного льда и твердой углекислоты. Изображения с высокой степенью разрешения показывают спиральные образования и страты нанесенного ветром вещества. Северная полярная область окружена рядами дюн. Полярные ледяные шапки увеличиваются и убывают в соответствии со сменой времен года. Смена времен года, как и на Земле, обусловлена наклоном оси вращения планеты (на 25°) к орбитальной плоскости. 
Марсианский год примерно вдвое длиннее земного, так что времена года также более длинные. Однако из-за относительно высокого эксцентриситета орбиты Марса они имеют неравную продолжительность: лето в южном полушарии (которое наступает, когда Марс находится около перигелия) короче и жарче лета на севере. Наблюдаемые с Земли сезонные изменения внешнего вида деталей объясняются физическими и химическими процессами.
Если мысленно разделить планету пополам большим кругом, наклоненным на 35° к экватору, то между двумя половинами Марса имеется заметное различие в характере поверхности. Южная часть имеет в основном древнюю поверхность, сильно изрытую кратерами. В этом полушарии расположены главные ударные впадины - равнины Эллада, Аргир и Исиды. На севере доминирует более молодая и менее богатая кратерами поверхность, лежащая на 2-3 км ниже. Самые высокие области - большие вулканические купола гор Фарсида и равнины Элизий. Над обеими областями доминируют несколько огромных потухших вулканов, самым большим из которых является гора Олимп. 
Эти вулканические области расположены на восточном и западном концах огромной системы каньонов - долины Маринер, которая простирается на 5000 км вдоль экваториальной области и имеет среднюю глубину 6 км. Полагают, что она возникла в результате разлома, связанного с надвигом купола Фарсида. 
Имеются свидетельства (сохранившиеся русла потоков), что на поверхности Марса в свое время существовала жидкая вода. Кажется, что эти русла, идущие от долины Маринер, возникли в ходе какого-то внезапного наводнения. Кроме того, в сильно изрытых кратерами областях найдены извилистые следы высохших рек со многими притоками. 
Марс имеет два маленьких естественных спутника - Фобос и Деймос, которые находятся близко к планете на почти круговых орбитах, лежащих в экваториальной плоскости. Увидеть их с Земли очень трудно. Они настолько отличны от Марса, что, вполне вероятно, представляют собой захваченные астероиды.
См.: Таблица 5 и Таблица 6.

"Марс Глобал Сервейор" ("Марсианский глобальный исследователь ") 
Проект NASA по изучению Марса, пришедший на смену потерпевшему неудачу "Марс Обсерверу". Запуск аппарата состоялся 7 ноября 1996 г., причем достижение планеты планировалось на сентябрь 1997 г. АМС была успешно выведена на высокую эллиптическую орбиту вокруг Марса 11 сентября 1997 г. В последующие месяцы она должна быть постепенно переведена на почти круговую околополярную орбиту, с которой с марта 1998 г. по январь 2000 г. будет выполняться систематическое картирование планеты. Для изменения орбиты станции применяется метод "аэроторможения", при котором для уменьшения орбитальной скорости станции используется трение марсианской атмосферы. "Марс Глобал Сервейор" сконструирован так, что после завершения проекта картирования он будет работать как спутник связи. 

"Марс Обсервер" ("Марсианский наблюдатель") 
Беспилотный проект NASA по изучению Марса. АМС "Марс Обсервер" была успешно запущена в 1992 г., но по достижению Марса в сентябре 1993 г. была потеряна (предположительно, разрушилась). Станция должна была выйти на орбиту вокруг Марса и в течение одного марсианского года вести детальное картирование и наблюдения. При полете на Марс АМС "Марс Глобал Сервейор" были заменены шесть из восьми пропавших инструментов. 

"Марс Пэтфайндер" ("Марсианский следопыт") 
Проект NASA по изучению Марса. АМС "Марс Пэтфайндер" была запущена 4 декабря 1996 г. и 4 июля 1997 г. достигла планеты. Главной целью проекта была проверка дешевых средств запуска космического аппарата и нового транспортного средства, так называемого "ровера", который должен был опуститься на марсианскую поверхность. Этот 10-килограммовый миниатюрный "ровер" был назван "Соджорнером" (т.е."Временным жителем"). Он был оборудован специальными средствами для измерения химического состава поверхностных пород и почвы и фотографирования окрестностей места посадки в долине Арес.
Новый метод посадки спускаемого аппарата предусматривал гашение удара с помощью наполненных воздухом мешков, которые перед окончательной остановкой обеспечивали несколько "подскоков". Характеристики как спускаемого аппарата, так и самого ровера превзошли все ожидания, и они смогли продолжить работу и после истечения минимального запланированного срока в 7 марсианских дней ("солей"). На Землю были переданы панорамные снимки окружающего ландшафта, и "Соджорнер" успешно совершил несколько экспедиций, пройдя в общей сложности около 80 м. Инструменты спускаемого аппарата вели мониторинг атмосферных условий на поверхности. В процессе парашютируемого спуска были измерены и параметры марсианской атмосферы.
После прибытия на Марс основная станция спускаемого аппарата была переименована в Мемориальную станцию Сагана в честь американского ученого-планетолога Карла Сагана, который скончался в 1997 г. 

"Марс Сервейор-1998" ("Марсианский исследователь-1998") 
Проект NASA по запуску двух космических аппаратов к Марсу, намеченному на декабрь 1998 г. и начало января 1999 г. Сначала будет произведен запуск орбитального аппарата, а примерно месяцем позже - запуск спускаемого аппарата. Орбитальный аппарат предназначен для продолжения глобальной разведки планеты, начатой "Марс Глобал Сервейором". Второй аппарат должен опуститься около южной полярной области. Особое внимание в проекте уделяется изучению марсианского климата и взаимодействия между атмосферой и поверхностью. 

"Марс-96" 
Международный проект, выполнявшийся под руководством Российского космического агентства, который предусматривал запуск АМС на Марс, но после неудачного запуска в ноябре 1996 г. был свернут. 

Маскон 
Область аномально сильного гравитационного поля на Луне. Термин представляет собой сокращение обозначения "массовая концентрация". Масконы, как предполагается, указывают на присутствие пород, плотность которых выше средней, хотя пока нет общего мнения относительно их происхождения. Эти области имеют почти круглую форму и связаны с лунными морями. 

Масса Джинса 
Минимальная масса межзвездного облака, при которой возмущение плотности под действием собственной гравитации уменьшается. 

Массив 
Совокупность связанных радиолокационных антенн, которые вместе составляют радиотелескоп 

Матильда 
Астероид 253, изображение которого было получено космическим аппаратом проекта Околоземное встречи с астероидами ("NEAR") 27 июня 1997 г. с пролетной траектории. Матильда -равномерно темный астероид типа C с альбедо, равным только 3%. По данным, полученным с "NEAR", средний диаметр астероида равен 52 км. Во время встречи на освещенной Солнцем стороне астероида были идентифицированы пять кратеров с диаметром более 20 км. Был измерен и период вращения астероида, который оказался неожиданно большим (17,4 суток). 

Маунт-Байжлоу 
См.: Обсерватория Стюарта. 

Маунт-Вилсоновская обсерватория 
Обсерватория вблизи Пасадены, штат Калифорния (США), расположенная на горе Маунт-Вилсон (на высоте 1750 м). Первым инструментом этой обсерватории был горизонтальный солнечный телескоп, введенный в действие в 1904 г. по проекту Джорджа E. Хейла. В течение нескольких последующих лет были добавлены два башенных телескопа, сначала "60-футовый", а затем - в 1910 г. - "150- футовый". Сооружение 1,5-метрового отражательного телескопа было начато в 1904 г. и закончено в 1908 г. Зеркало для телескопа Хейлу подарил его отец в день рождения. Этот телескоп оставался самым большим в мире до открытия в 1917 г. 2,5-метрового Телескопа Хукера.
До 1985 г. обсерватория эксплуатировалась Институтом Карнеги. С 1948 по 1970 гг. она имела общую администрацию с Паломарской обсерваторией и они носили объединенное название "Маунт-Вилсоновская и Паломарская обсерватории". В период 1970-1980 гг. название было заменено на "Обсерватории Хейла". В 1980- 1985 гг. Маунт-Вилсоновская обсерватория стала частью объединения "Обсерватории Маунт-Вилсоновская и Лас-Кампанас". Институт Карнеги прекратил свою работу в Маунт-Вилсоновской обсерватории в 1985 г., когда Телескоп Хукера на некоторое время вышел из строя. С 1985 г. солнечные башни и 60-дюймовый телескоп используются Гарвардским университетом и астрономическими отделениями Южнокалифорнийского университета и Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе. Впоследствии Телескоп Хукера был модернизирован и в 1993 г. снова введен в действие.
На Маунт-Вилсон размещены также несколько оптических и инфракрасных интерферометров. Самый большой интерферометр, пуск которого намечен на 1998 г., - массив CHARA Университета штата Джорджия.
(CHARA - сокр. Center for High Angular Resolution Astronomy - Центр астрономии большого углового разрешения.) Он состоит из пяти 1,0-метровых телескопов, расположенных в форме буквы "Y" на круге 400- метрового диаметра.
См.: Обсерватория Лас-Кампанас. 

Маунт-Грэхемская международная обсерватория 
Обсерватория, расположенная в местности Маунт-Грэхем около Сэффорда в юго-восточной части штата Аризона (США). Первые два телескопа, которые были установлены в этом месте, - 1,8-метровый Ватиканский Телескоп усовершенствованных технологий (ВАТТ) и Субмиллиметровый телескоп Генриха Герца. Здесь будет размещаться также Большой бинокулярный телескоп. 

Маунт-Леммон 
См.: Обсерватория Стюарта. 

Маятник Фуко 
Длинный свободно качающийся маятник, который Фуко в 1851 г. предложил использовать для демонстрации вращения Земли. При отсутствии возмущений плоскость, в которой происходит колебание маятника, медленно поворачивается. Скорость поворота составляет 15 ? sin? градусов за час звездного времени, где ? - географическая широта. 

Мегапарсек (Мпс
Единица измерения расстояния, равная одному миллиону парсеков. 

Медонская обсерватория 
См.: Парижская обсерватория. 

Межамериканская обсерватория Сьерро-Тололо 
Обсерватория в Чили, составляющая часть Национальных оптических астрономических обсерваторий США. Ее основные службы базируются в окрестностях города Ла-Серена, в 480 км к северу от Сантьяго, в горной местности в 70 км от побережья на высоте 2200 м. Самый большой инструмент - 4-метровый Телескоп Виктора М. Бланко, полностью идентичный телескопу в Китт-Пик в Аризоне. Среди шести других приборов, размещенных в обсерватории, - 1,5-метровый, 1,0-метровый и 92-сантиметровый рефлекторы. Кроме того, там же находится 1,2-метровый радиотелескоп Чилийского университета. 

Межгалактическая среда 
внутренняя среда скопления галактик. 

Международная ассоциация темного неба 
Организация, основанная в США для борьбы с световым загрязнением. 

"Международная лаборатория гамма-излучения" ("INTEGRAL") 
Европейско-Российская орбитальная обсерватория (International Gamma Ray Laboratory - INTEGRAL) для исследований в области спектроскопии и точного отображения источников гамма-излучения. Запуск с помощью российской ракеты-носителя "Протон" запланирован на 2001 г. 

Международное атомное время (TAI) 
Непрерывная шкала измерения времени, получаемая в результате сопоставления атомных эталонов времени во многих странах, которое проводится Международным Бюро мер и весов.
См.: атомные часы. 

Международные годы спокойного Солнца (IQSY) 
Период 1964-5 гг., в течение которого после успеха предыдущего Международного геофизического года была организована скоординированная программа международных геофизических исследований, совпадающая с периодом минимальной солнечной активности. 

"Международный астрономический союз" (IAU
Организация, сформированная в 1919 г. с целью международного сотрудничества в области астрономии. Она состоит из государств-членов (представленных национальными академиями или другими неправительственными учреждениями) и около 8000 индивидуальных членов. Вместе с подобными организациями в других отраслях науки, IAU принадлежит к Международному совету Научных союзов, штаб которого размещается в Париже.
Историю создания IAU можно проследить, начиная от международного сотрудничества по проекту "Карта Неба". В 1887 г. Постоянная комиссия по фотографической карте неба распространила свои интересы и на другие разделы астрономии и поэтому может считаться родоначальницей IAU.
IAU признан в качестве высшей международной инстанции в решении астрономических вопросов, требующих сотрудничества и стандартизации, таких как официальное наименование астрономических тел и деталей на них. Под его покровительством работают Центральное бюро астрономических телеграмм и Центр малых планет, расположенные в Смитсоновской астрофизической обсерватории. IAU также содействует проведению астрономических наблюдений в развивающихся странах. Каждые три года собирается Генеральная ассамблея IAU, регулярно организуются симпозиумы и коллоквиумы специалистов. Текущая организационная работа проводится Комиссиями и Рабочими группами. 

Международный геофизический год (IGY) 
Период с 1 июля 1957 до 31 декабря 1958, в течение которого была организована скоординированная программа международных геофизических исследований, совпадающая с периодом максимума солнечной активности. 

Международный кометный зонд" ("ICE") 
"Космический аппарат (International Cometary Explorer - ICE), запущенный в 1978 г. под названием "ISEE-3" (International Sun–Earth Explorer - Международный солнечно- земной зонд). Затем в программу полета были внесены изменения с тем, чтобы в сентябре 1985 г.он прошел сквозь хвост кометы Джакобини-Циннера, а позже (в марте 1986 г.) провел наблюдения кометы Галлея с расстояния 28 млн. км. 

"Международный солнечно-земной зонд" ("ISEE") 
Название трех космических аппаратов (International Sun–Earth Explorer - ISEE), созданных NASA и ESA для изучения влияния Солнца на околоземное пространство и магнитосферу. "ISEE-1" и "ISEE-2" были запущены в 1977 г. "ISEE-3", запущенный в 1978 г., позже функционировал как Международный кометный зонд ("ICE"). 

"Международный ультрафиолетовый зонд" ("IUE") 
Астрономический телескоп (International Ultraviolet Explorer - IUE) с 45-сантиметровым первичным зеркалом, предназначенный для работы в ультрафиолетовой области спектра, который был запущен на околоземную орбиту в 1978 г. в порядке реализации объединенного проекта NASA–ESA–Великобритании. Зонд проводил успешные наблюдения в течение 18 лет, прекратив работу в сентябре 1996 г. 

Межзвёздная пыль 
Маленькие частицы в межзвездной среде. Частицы межзвездной пыли (размером 0,005 - 1 мкм) в межзвездной среде обычно смешаны с газом. Составляя меньше 1% массы межзвездной среды, пыль поглощает гораздо больше света и генерирует гораздо больше инфракрасного излучения, чем газ. Это вызывает как межзвездную экстинкцию, так и межзвездное покраснение. Свет звезд, рассеиваемый частицами пыли, создает отражающие туманности.
Поглощение пылью энергии света звезд поднимает ее температуру до нескольких десятков градусов выше абсолютного нуля. При таких температурах пыль является источником теплового излучения, которое достигает максимума интенсивности в инфракрасном диапазоне. Пыль, нагретая до температур выше 1500 K, разрушается.
Маловероятно, что вся межзвездная пыль состоит из одного и того же вещества. Предполагается, что распространены графит (обычная форма углерода), а также силикаты железа, алюминия, кальция и магния, хотя широкие спектральные полосы, порождаемые пылью, трудно идентифицировать с достаточной точностью. Наличие эффектов поляризации доказывает, что по крайней мере некоторые из частиц не имеют сферической формы. Большая часть пыли, как полагают, порождается при оттоке вещества от холодных красных гигантов. По мере того, как с увеличением расстояния от звезды газ охлаждается, происходит конденсация твердых веществ. Обнаруженное у таких звезд инфракрасное излучение показывает, что они и в самом деле окружены оболочками пыли. Вещество может конденсироваться в зерна также внутри молекулярных облаков. 

Межзвёздная среда 
Диффузное вещество в пространстве внутри галактики между отдельными звездами, которые обычно отстоят друг от друга на несколько световых лет. В нашей Галактике масса вещества в межзвездной среде составляет, по некоторым оценкам, по крайней мере одну десятую от массы звезд. Все это вещество сконцентрировано в центральной области Галактики и в ее четырех спиральных рукавах. Обычно спиральные галактики содержат значительное количество межзвездного вещества, а эллиптические - совсем немного или даже не содержат его вообще.
Между звездами и межзвездной средой происходит непрерывное взаимодействие, которое приводит к возникновению целого ряда разнообразных компонентов: темных облаков газа и пыли, областей ионизированного водорода и нейтрального водорода, молекулярных облаков, глобул, а также очень горячего разреженного газа и высокоэнергичных частиц космических лучей.
Межзвездные облака - это области звездообразования, однако они богаты и веществом, выброшенным сверхновыми и порожденным другими звездными процессами, связанными с потерей массы. На масштабах в тысячи световых лет в структуре межзвездной среды, вероятно, доминируют процессы слипания остатков сверхновых. Окружающие их массивные оболочки в конечном счете охлаждаются и уплотняются, превращаясь в небольшие облака. Такие облака могут взаимодействовать и сталкиваться, слипаясь или, наоборот, распадаясь. 
См.: астрация, Местный пузырь. 

Межзвёздная экстинкция 
Ослабление света от удаленной звезды в результате поглощения и рассеяния межзвездной пылью. Этот эффект уменьшается с увеличением длины волны. Экстинкция для красного света менее эффективна, чем для синего, в результате чего возникает явление межзвездного покраснения. Яркость синего света от звезды вблизи центра Галактики уменьшается межзвездным веществом по нашему лучу зрения примерно на 25 звездных величин. Для инфракрасного и радиоизлучения, у которых длины волн больше, чем у видимого света, межзвездная среда все более и более прозрачна. В ультрафиолете экстинкция продолжает увеличиваться к более коротким длинам волны. Это явление изучалось вплоть до длины волны 100 нм. 

Межзвездное покраснение 
Видимое покраснение света удаленных звезд из-за рассеяния, которое вызывается межзвездной пылью. Степень рассеяния и поглощения света в межзвездной среде зависит от длины волны: синий свет ослабляется сильнее, чем красный. В результате цвет звезд, наблюдаемых сквозь межзвездное вещество, измененяется и кажется более красным. Степень покраснения возрастает с увеличением количества вещества, лежащего по лучу зрения. Подобным эффектом в атмосфере Земли объясняется покраснение Солнца, когда оно находится близко к горизонту. 

Межзвездные молекулы 
Молекулы, присутствующие в межзвездной среде, особенно в молекулярных облаках. Они могут "выжить" только в том случае, если будут защищены от разрушительного влияния ультрафиолетового излучения звезд, и поэтому обычно их находят в плотных межзвездных или околозвездных облаках. До 1963 г. единственными известными межзвездными молекулами были молекулярные соединения CH (метилидин), CH+ и CN (циан), спектры которых расположены в видимом диапазоне. В 1963 г. было выяснено, что источником радиоизлучения на длине волны 18 см является гидроксил (ОH). Начиная с 1968 г. было идентифицировано свыше 90 различных молекул (прежде всего на основе их спектров в диапазоне миллиметровых волн). Чаще всего они представляют собой простые органические молекулы. 

Межзвёздный полет "Вояджеров" 
Продолжение полета "Вояджера-1" и "Вояджера-2" после завершения исследования Солнечной системы. Как ожидается, источники энергии на обеих АМС будут работать до 2020 г. Бортовая аппаратура АМС будет продолжать измерение магнитного поля и обнаружение частиц в гелиосфере. Ожидается, что впервые будут получены данные о гелиопаузе, где солнечный ветер сливается с межзвездной средой. 

Межпланетная среда 
Среда между планетами в Солнечной системе, содержащая межпланетную пыль, электрически заряженные солнечные частицы и нейтральный газ из межзвездной среды.
Заряженные частицы представлены электронами, протонами и гелиевыми ядрами (альфа-частицы), которые, устремляясь от Солнца, образуют солнечный ветер. Атомы нейтрального водородного и гелиевого газа поступают в окрестность Солнца из межзвездной среды. Из-за влияния солнечного ионизирующего излучения время жизни этих атомов в нейтральном состоянии (на расстоянии от Солнца до Земли) составляет около двадцати дней. 

Межпланетные мерцания 
Колебания мощности сигнала, получаемого от удаленных радиоисточников, наблюдаемых по лучу зрения, близкому к Солнцу. Мерцания вызываются неоднородностями солнечного ветра. 

Мезосидериты 
Класс железо-каменных метеоритов. 

Мезосфера 
Часть атмосферы Земли, расположенная выше стратосферы на высотах от 50 до 85 км, в который температура с высотой уменьшается, достигая -90° C у верхней границы (мезопаузы). 

Мельпомена 
Астероид 18 диаметром 162 км, открытый Дж. Р. Хиндом в 1852 г. 

Мера вращения 
Для радиоисточника поляризованного излучения - показатель, определяющий степень вращения вектора поляризации за время движения излучения от источника до наблюдателя. Степень вращения пропорциональна напряженности магнитного поля в направлении, перпендикулярном лучу зрения, и электронной плотности в направлении луча зрения. Мера вращения зависит от квадрата длины волны, так что ее величину для некоторого источника можно определить, если наблюдать поляризацию излучения на нескольких длинах волны. Изучение меры вращения является главным источником информации о силе и направлении магнитного поля в Галактике. 

Мера дисперсии (МД) 
Величина, характеризующая запаздывание во времени поступления радиоимпульсов пульсара различной частоты, которое объясняется присутствием электронов в межзвездной среде. Если плотность электронов известна из независимых измерений, то мера дисперсии пульсара может использоваться для вычисления расстояния до него. 

Мерак (Бета Большой Медведицы; β UMa) 
Одна из двух звезд Большого Ковша в Большой Медведице (вторая - Дубхе), называемых Указателями. Звезды в Большом Ковше были обозначены в соответствии с их расположением, а не яркостью. В действительности Мерак - самая яркая звезда в созвездии (звездная величина 2,4). Это A-звезда; ее название имеет арабское происхождение и означает "чресла". 

Меридиан (небесный) 
Большой круг на небесной сфере, проходящей через полюсы мира и зенит. 

Меридиан (географический) 
Линия долготы на Земле или на другом астрономическом теле. На Земле - меридиан, проходящий через Гринвич, обозначает нуль долготы и иногда называется главным меридианом. 

Меридианный круг 
Телескоп, установленный так, чтобы он мог вращаться в вертикальной плоскости "север-юг" вокруг горизонтальной оси. Используется для точных измерений углов возвышения звезд и для определения времени их прохождения через меридиан. 

"Меркурий" 
Серия американских космических кораблей, рассчитанных на одного астронавта. С использованием кораблей "Меркурий" осуществлялись первые американские эксперименты в области пилотируемых космических полетов. Первый подорбитальный полет (до высоты 187 км) состоялся в 1961 г., а первый орбитальный полет с участием астронавта Джона Гленна - в феврале 1962 г. 

Меркурий (планета) 
Самая близкая к Солнцу большая планета и самая маленькая из планет земной группы.
Телескопические наблюдения Меркурия с Земли чрезвычайно затруднены, частично из-за его небольшого размера, а частично из-за того, что на небесный сфере он не отходит от Солнца больше чем на 28°, так как его орбита лежит далеко внутри орбиты Земли. По этой же причине диск Меркурия (подобно Венере, другой нижней планете) показывает цикл фаз, подобных фазам Луны. До пролетов "Маринера-10" в 1974 и 1975 гг. о поверхностных деталях Меркурия и о самой планете было известно очень мало. "Маринер-10" был выведен на такую орбиту вокруг Солнца, что до того, как были израсходованы необходимые для позиционного управления запасы топлива, он встетился с Меркурием три раза. Переданные на Землю изображения позволили составить карту, охватывающую около 35% поверхности Меркурия.
До 70% изученной области занимает древняя, сильно изрытая кратерами поверхность. Наиболее существенная деталь - равнина Жары, огромный ударный кратер с диаметром 1300 км (четверть диаметра планеты). Впадина была заполнена лавой и относительно сглажена, причем поверхность того же типа захватывает и часть области выброса. Удар произошел 3800 млн. лет назад, вызвав временное оживление вулканический деятельности, которая в основном прекратилась за 100 млн. лет до того. Это и привело к сглаживанию областей внутри и вокруг впадины. В той области поверхности Меркурия, которая диаметрально противоположна месту удара, наблюдается удивительно хаотическое строение, созданное, по-видимому, ударной волной.
Характерные детали, найденные на Меркурии, - изрезанные обрывы (уступы), которые принимают форму утесов высотой от нескольких сотен до 3000 м. Как предполагают, они сформировались при сжатии планетарной коры в процессе охлаждения. В некоторых местах они пересекают стенки кратеров.
Период вращения планеты таков, что "сутки" на Меркурии продолжаются два "года". Это ведет к огромным температурным контрастам: в перигелии температура подсолнечной точки достигает 430° C; ночные температуры опускаются до -170° C.
Высокие дневные температуры и небольшая масса планеты делают удержание атмосферы невозможным. Небольшие обнаруженные количества гелия могли появиться в результате радиоактивного распада поверхностных пород или из-за захвата солнечного ветра.
Средняя плотность Меркурия ненамного меньше плотности Земли. Если принять во внимание небольшие размеры и более низкое внутреннее давление, то можно прийти к выводу, что Меркурий имеет значительное железное ядро, на долю которого приходится 70% массы и 75% общего диаметра. У планеты имеется магнитное поле, по напряженности составляющее около 1% поля Земли, что служит дополнительным доказательством существования металлического ядра.
См.: Таблица 5. 

Меропа 
Одна из ярких звезд в Плеядах. 

Мерцание 
Быстрые движения и сцинтилляция изображения звезды, вызываемые турбулентностью в атмосфере Земли.

Местная группа 
Совокупность галактик, к которой принадлежит наша Галактика Млечный Путь. Доминирующие члены - туманность Андромеды (M31), которая является самой большой и наиболее массивной галактикой, и наша собственная Галактика. Следующие по размеру - спиральная галактика M33 в созвездии Треугольника, компаньон галактики M31, и Большое Магелланово Облако, лежащее вблизи нашей Галактики. Другие члены Местной группы - небольшие эллиптические и неправильные галактики, а также некоторое количество карликовых сферических галактик, напоминающих изолированные шаровые скопления. Эти карликовые галактики настолько слабы, что на расстояниях, превышающих расстояние до туманности Андромеды, обнаружить их очень трудно. Поэтому общее количество их неизвестно. Четыре небольших эллиптических галактики (NGC 221, 205, 185 и 147) представляют собой спутники галактики M31, а Магеллановы Облака и различные карликовые галактики - спутники нашей собственной Галактики. Таким образом, Местная группа не имеет центрального уплотнения, а состоит из двух подгрупп, сосредоточенных вокруг двух наиболее массивных ее членов.
Местная группа занимает объем пространства с радиусом около 3 млн. световых лет (около 1 Мпс). Другие близкие галактики удалены на расстояния, вдвое или даже втрое большие.
См.: галактики Маффей. 

Местное время 
Истинное солнечное время или среднее солнечное время для данного места расположения наблюдателя. Оба этих времени, вообще говоря, отличаются и от гражданского времени в этом месте и, например, от всемирного времени, в зависимости от часового пояса и долготы места соответственно. 

Местное звёздное время (LST) 
Звездное время для заданного положения наблюдателя. Местное звездное время отличается от гринвичского звездного времени на четыре минуты для каждого градуса восточной или западной долготы от Гринвича. Время для местностей, расположенных к востоку, идет позже, а к западу - раньше. 

Местное облако 
Небольшое диффузное облако межзвездного вещества, внутри которого лежит Солнце. Облако имеет около 20-30 световых лет в поперечнике, а Солнце расположено ближе к его краю. Местное облако лежит внутри Местного пузыря. 

Местное сверхскопление галактик 
Сверхскопление галактик с центром в скоплении галактик в Деве, которое включает Местную группу, расположенную на его периферии. Местное сверхскопление галактик имеет в диаметре больше ста миллионов световых лет. Его существование было впервые предположено Г. Вокулером в 1956 г. 

Местное среднее солнечное время (LMST) 
Среднее солнечное время для заданного положения наблюдателя. Вообще говоря, местное среднее солнечное время отличается и от гражданского времени и от истинного солнечного времени в этом месте (в соответствии с часовым поясом и уравнением времени). 

Местный пузырь 
Область межзвездной среды с низкой плотностью, в которой расположено Солнце. За границами "пузыря" плотность газа резко возрастает (по крайней мере в 10 раз). Наиболее близко к Солнечной системе граница пузыря подходит в направлении к центру Галактики, где на расстоянии около 30 световых лет лежит обширное облако пыли (известное как облако Тинбергена). Природа этого облака неизвестна, но кажется, что движение его газопылевых масс привело к значительной деформации Местного пузыря. Самая далекая часть пузыря находится на расстоянии около 500 световых лет в направлении созвездия Большого Пса, где на его границах лежат туннелеподобные структуры. Местный пузырь, вероятно, образовался под действием ударной волны одного или нескольких взрывов сверхновых, которые имели место в нашей части Галактики в отдаленном прошлом. 

Местный часовой угол 
Часовой угол небесного объекта, измеренный наблюдателем в некотором данном месте. Местный часовой угол объекта в любой фиксированный момент времени изменяется при смене долготы места расположения наблюдателя. 

Месяц 
Промежуток времени, необходимый для завершения одного оборота Луны вокруг Земли. Продолжителность месяца изменяется в соответствии с точкой отсчета. 
Тип месяца Точка отсчета Продолжительность в сутках 
Аномалистический апсида 27.55455 
Драконический узел 27.21222 
Сидерический неподвижные звезды 27.32166 
Синодический фаза 29.53059 
Тропическиий точка равноденствия 27.32158 

Метагалактика 
Вся наблюдаемая Вселенная. 

Метаморфическая порода 
Изверженная или осадочная горная порода, которая находилась на большой глубине и изменялась под действием высокой температуры и/или давления. 

Метеор 
Полоска света на небе, наблюдаемая, когда частица пыли или осколок горной породы входит в верхние слои атмосферы Земли из космоса. Популярное название метеора - падающая звезда.
Земля подвергается постоянной бомбардировке веществом из космоса. Вторгающиеся объекты различаются по размеру от камней весом в несколько килограммов до микроскопических частиц, весящих меньше миллионной доли грамма. По оценкам специалистов, в течение года Земля захватывает больше 200 млн. кг метеорного вещества. Десятая часть этой массы достигает поверхности в форме метеоритов и микрометеоритов. Остальная часть сгорает в атмосфере, порождая метеорные следы.
Метеорное вещество обычно входит в атмосферу со скоростью около 15 км/сек. Нагреваясь от трения, частицы среднего размера испаряются, давая вспышку видимого света и оставляя кратковременный след ионизированного газа. Такие следы способны отражать радиолокационные сигналы, поэтому для обнаружения метеоров, которые слишком слабы для визуального наблюдения (а также метеоров, появляющихся при дневном свете), используются методы радиолокации.
Большая часть метеорного вещества в Солнечной системе обращается вокруг Солнца по определенным орбитам. Характеристики орбит метеорных роев могут быть рассчитаны по наблюдениям метеорных следов. Таким способом было показано, что многие метеорные рои имеют те же самые орбиты, что и известные кометы. Частицы могут быть распределены по всей орбите или сконцентрированы в отдельных скоплениях. Когда при своем движении по орбите Земля пересекает такой рой, в небе наблюдается метеорный поток. Эффект перспективы порождает оптическую иллюзию того, что метеоры, которые в действительности движутся по параллельным траекториям, кажутся исходящими из одной точки в небе, которую называют радиантом.
В дополнение ко множеству регулярных метеорных потоков, в течение года наблюдаются и спорадические метеоры. Они могут прийти с любого направления. 
См.: болид. 

Метеорит 
Обнаруженный фрагмент метеороида, который "пережил" прохождение сквозь атмосферу Земли. Метеориты обычно называются по имени места, где они упали. Изучение траекторий небольшого числа метеоритов, которые наблюдались как болиды и были обнаружены впоследствии, показывает, что они двигались по траекториям, берущим свое начало в поясе астероидов. Химический и минералогический состав метеоритов изучается очень внимательно, так как они, по-видимому, являются образцами населения удаленных частей Солнечной системы и поэтому дают ключ к пониманию ее происхождения и эволюции.
Метеориты подразделяются на три основных класса: железные (сидериты), железо-каменные (сидеролиты или литосидериты) и каменные (аэролиты). Каменные метеориты в свою очередь разделяются на два важных подкласса: хондриты и ахондриты. Хондриты характеризуются наличием хондр - небольших сферических включений, которые могут состоять из металлов, силикатов или сульфидов. В ахондритах хондр нет.
Химический состав хондритов имеет очень большое сходство с составом Солнца, за исключением того, что они не содержат свободного водорода и гелия, но имеют больше лития и бора. Этот факт пытаются интерпретировать как доказательство того, что хондриты представляют первичное вещество Солнечной системы, которое не было существенно изменено нагреванием, хотя и имеются следы метаморфизма и некоторых изменений под действием воды. Углистые хондриты имеют самое высокое содержание летучих веществ и по своему составу наиболее близки к Солнцу. "Обычные" хондриты имеют самое низкое содержание летучих веществ; энстатитовые хондриты занимают промежуточное положение.
Ахондриты разделяются на многочисленные подтипы в соответствии с особенностями их химического и минералогического состава. В Антарктиде, где в некоторых областях ледяного панциря скопилось большое количество метеоритов, были найдены ахондриты, очень близкие по составу к образцам лунных пород, привезенным астронавтами "Аполлона".
Железо-каменные метеориты содержат свободные металлы и минеральные вещества в примерно равных пропорциях. Палласиты состоят из покрытых металлической оболочкой зерен оливина; мезосидериты представляют собой агломерат металла и силикатов.
Железные метеориты состоят почти целиком из железа и никеля. В них было обнаружено свыше сорока различных минералов, хотя основные компоненты - две формы железо-никелевого сплава, камасит и тэнит. Железные метеориты классифицируются в соответствии с пропорцией никеля, который определяет их кристаллическую структуру. Гексаэдриты содержат до 6% никеля, октаэдриты - между 6 и 14% и атакситы - до 66%. 

Метеорит Альенде 
Метеорит типа углистых хондритов, который упал в Мексике в 1969 г. На землю выпало более двух тонн вещества, рассеявшегося на пространстве 48 ? 7 км, что позволяет считать этот метеорит одним из наиболее массивных углистых хондритов. 

Метеорит Баруэлл 
Каменный метеорит массой 46 кг, который упал недалеко от деревни Баруэлл в графстве Лестершир (Великобритания) в 1965 г. Хотя при падении он разбился, это был самый большой каменный метеорит, упавший в Великобритании. 

Метеорит Гоба 
Самый большой известный метеорит в мире. Принадлежит к типу железных метеоритов и весит приблизительно 55000 кг. Он все еще находится на месте падения в Намибии, где был обнаружен в 1928 г. Метеорит покрыт слоем ржавого эродированного вещества; с учетом эрозии первоначальная масса метеорита должна превышать 73000 кг. 

Метеорит группы SNC 
Член небольшой группы необычных базальтовых метеоритов, образовавшихся, очевидно, в мантии родительского тела. Префикс образован из первых букв английских названий подгрупп таких метеоритов: шерготтиты, наклиты и шассиньиты. Возможно, что эти метеориты образовались на поверхности Марса. 

Метеорит Лост-Сити 
Хондрит, который упал в штате Оклахома в США в 1970 г. При прохождении атмосферы был сфотографирован болид, что позволило определить место падения метеорита, где он и был найден несколькими днями позже. 

Метеорный поток 
Множество метеоров, которые кажутся исходящими из одной точки в небе и наблюдаются в течение ограниченного периода (обычно несколько часов или дней). Метеорные потоки возникают, когда Земля при своем орбитальном движении пересекает метеорный рой. Известно множество ежегодных потоков, хотя только некоторые из них порождают метеорные дожди. Очень редко Земля сталкивается с особенно плотным роем частиц, и тогда может возникнуть исключительно сильный поток с десятками или сотнями метеоров каждую минуту. Обычно хороший регулярный поток дает около 50 метеоров в час.
Члены потока характеризуются тем, что их траектории, прослеженные "в обратном направлении", кажутся пересекающимися в одной точке неба, названной радиантом. Эта иллюзия - эффект перспективы. В действительности метеоры порождаются частицами вещества, входящими в верхние слои атмосферы по параллельным траекториям. 

Метеорный рой 
Протяженное скопление метеорного вещества на орбите вокруг Солнца. Многие метеорные рои, как известно, связаны с некоторыми кометами, двигаясь по тем же орбитам. Вещество может быть распределено по орбите равномерно или сконцентрировано в одном месте. В частности, молодой метеорный рой может долго оставаться с концентрированным около родительской кометы. 
См.: метеор, метеорный поток. 

Метеороид 
Кусок породы или пыли в космосе, который потенциально может стать метеором или метеоритом. 

Метида 
Астероид 9 диаметром 190 км, открытый А. Грэхемом в 1848 г. 

Метида 
Небольшой спутник Юпитера (номер XVI), открытый С. П. Сайноттом в 1979 г. Он имеет около 40 км в диаметре, неправильную форму и красноватый цвет.
См.: Таблица 6. 

Метонов цикл 
Период, равный 19 тропическим годам, после которого фазы Луны наступают в те же самые дни года. Это происходит потому, что 19 тропических лет содержат 6939,60 суток, т.е. почти точно соответствуют 235 синодическим месяцам (6939,69 суток). Открытие цикла приписывается греческому астроному Метону, работавшему в V в. до н.э. 

Метрика 
Мера расстояния в пространстве или в пространстве-времени, которая одинакова для всех наблюдателей независимо от их движения.
В обычной эвклидовой геометрии расстояние (s) выражается через значения координат x, y и z соотношением s2 = x2 + y2 + z2. Это и есть метрика трехмерного эвклидова пространства.
В астрономии и космологии этот термин приобретает особое значение, когда рассматриваются геометрические свойства Вселенной в большом масштабе. Введя время как четвертое измерение, Эйнштейн предложил концепцию "интервала" в континууме пространства-времени, задаваемого метрикой s2 = t2 - (x2 + y2 + z2)/c2. Включение времени в эту метрику гарантирует, что измерения интервалов не изменяются (остаются инвариантными) в системах отсчета , которые находятся в движении относительно друг друга.
Наличие вещества во Вселенной вызывает искривление пространства-времени. Различные способы математического описания разных видов кривизны ведут к различным метрикам. Выше приведен пример простой метрики Минковского, которая могла бы применяться для бесконечной Вселенной, не содержащей вещества. В более реалистических моделях используются более сложные метрики, в частности метрика Робертсона-Уокера или метрика Керра. 

Метрика Керра 
Решение уравнений Эйнштейна для пространственно-временного вращения черной дыры, полученное Роем Керром в 1963 г. Метрика Керра говорит о том, что около половины массы черной дыры теоретически может быть извлечено в виде энергии вращения. Этот вывод имеет существенное значение для моделей квазаров и активных галактических ядер, в которых черные дыры рассматриваются в качестве "центрального движителя". 
См.: метрика. 

Метрика Робертсона-Уокера 
Метрика или формула для вычисления интервалов в однородной и изотропной Вселенной.
Метрика Робертсона-Уокера - математическая формула для определения масштабов времени и расстояния, принимаемая для моделей крупномасштабной структуры Вселенной. Используется в идеализированной модели ( Вселенная Фридмана), которая является совершенно однородной и совершенно изотропной, то есть удовлетворяющей космологическому принципу.
Робертсон и Уокер показали, что в такой идеализированной модели пространство-время можно разделить на две компоненты, общие для всех наблюдателей, - искривленное пространство и космическое время. Хотя такое концептуальное разделение пространства и времени может показаться очевидным, оно справедливо только для очень ограниченного диапазона геометрических свойств пространства-времени. Например, в окрестности черных дыр различие между пространством и временем стирается, так что вместо метрики Робертсона-Уокера используется метрика Керра или метрика Шварцшильда. 

Метрика Шварцшильда 
Метрика пространства-времени, удобная для случая сферической массы. Математическое описание гравитационного поля сферической массы, предложенное Карлом Шварцшильдом в 1915 г., не находило приложения до 1950-х гг., когда оно оказалось востребованным специалистами в области космологии. Метрика Шварцшильда приводит непосредственно к концепции черных дыр. 

Механика 
Раздел прикладной математики, который изучает движение и равновесие тел. Подразделяется на динамику (движение под действием сил), статику (условия равновесия) и кинематику (движение независимо от массы или силы). Небесная механика - применение механики в астрономии. 

Меч Ориона 
Звезды Тета (θ) и Йота (ι) в созвездии Ориона, которые образуют меч, свисающий с пояса асоциируемой с созвездием мифологической фигуры. 

Микроволновая астрономия 
Изучение радиоизлучения астрономических источников в широкой полосе частот электромагнитного спектра (от дальнего инфракрасного с длиной волны 1 мм до коротковолнового радиодиапазона с длиной волны около 6 см). В более коротковолновом конце эти волны поглощаются атмосферой Земли. 
См.: Зонд космического фона, миллиметровая астрономия, радиоастрономия, субмиллиметровая астрономия. 

Микроволновое фоновое излучение 
См.: космическое фоновое излучение. 

Микролинза 
Эффект, заключающийся в том, что объект звездного размера действукт как гравитационная линза. Этот эффект использовался для поиска невидимых тусклых звезд или коричневых карликов, которые могут составлять до 90% общей массы Галактики (такие объекты иногда описываются как MACHO). Эффект микролинзы вызывает временное увеличение яркости звезды, когда для наблюдателя с Земли она проходит за одним из темных объектов. В ходе систематического поиска таких событий удалось обнаружить несколько случаев, которые можно считать проявлениями эффекта микролинзы. 

Микрометеорит 
Частица метеоритного вещества, которая настолько невелика, что теряет свою энергию еще до того, как она могла бы воспламениться в атмосфере Земли. Микрометеориты выпадают на Землю как дождь мельчайших пылевых частиц. Количество вещества, ежегодно выпадающего на Землю в такой форме, оценивается в 4 млн. кг. Размер частиц обычно меньше 120 мкм. Такие частицы удается собрать в ходе космических экспериментов, а железные частицы благодаря их магнитным свойствам могут быть обнаружены и на поверхности Земли.
См.: метеор, метеорит, зодиакальный свет. 

Микрометеороид 
Очень маленький метеороид. 

Микрометр 
Вообще говоря, любой инструмент для точного измерения небольших расстояний. В астрономии микрометры, входящие в комплект оборудования телескопов, используются визуальными наблюдателями для измерения угловых расстояний между компонентами пар объектов типа двойных звезд.
В нитяном микрометре можно с помощью винтового механизма регулировать и измерять расстояние между двумя тонкими нитями или маркерами, видными в окуляре. В микрометре с двойным изображением (при использовании расщепляющей линзы или кристалла с двойным лучепреломлением) для совмещения получаемых изображений или установки их в некоторое положение используется регулировочный механизм, калиброванный в единицах углового разделения пары объектов. 

Микрон (мкм) 
Единица измерения, равная одной миллионной метра 

Микроскоп (Microscopium) 
Небольшое и незначительное южное созвездие, введенное в середине XVIII в. Никола Л. Лакайлем. Самая яркая звезда имеет звездную величину 4,7.
См.: Таблица 4. 

Миллиард 
Тысяча миллионов (109). Раньше в некоторых странах (например, в Великобритании), термин "миллиард" (billion) означал "миллион миллионов". 

Миллиметровая астрономия 
Астрономические наблюдения радиоволн в миллиметровом диапазоне электромагнитного спектра (1-10 мм). Эта часть спектра богата линиями сложных молекул и имеет большое значение при изучении молекулярных облаков, областей звездообразования, околозвездных дисков и комет. Чтобы повысить разрешающую способность, достижимую в телескопах с одной антенной, были построены массивы, состоящие из нескольких антенн, такие как Массив BIMA. 
См.: Миллиметровый массив, астрономия субмиллиметровых волн. 

Миллиметровый массив (MMA) 
Проектируемый телескоп миллиметрового диапазона (Millimeter Array - MMA), сооружение которого должно быть завершено к 2005 г. Массив из сорока 8-метровых антенн будет построен в пустыне Атакама на севере Чили. 

Мимас 
Спутник Сатурна, открытый Уильямом Гершелем в 1789 г., имеющий сферическую форму с диаметром 390 км. Судя по сильно изрытой кратерами поверхности, на ней после образования спутника не произошло никаких изменений. Самый большой кратер Гершель с центральным пиком имеет 130 км в диаметре, что составляет треть размера спутника. Было подсчитано, что ударное воздействие, вызвавшее образование этого кратера, вполне могло разрушить Мимас.
См.: Таблица 6. 

Мимоза (Бета Южного Креста; β Cru) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Южного Креста. Представляет собой гигантскую B-звезду звездной величины 1,3 и является слабо переменной звездой типа Беты Большого Пса с амплитудой переменности 0,1 звездной величины и периодом около 6 час.
См.: Таблица 3. 

Минерал 
Содержащийся в породах природный материал, состоящий из одного химического вещества. 

Минимум Маундера 
Интервал протяженностью около 70 лет, начиная примерно с 1645 г., в течение которого солнечная активность постоянно была на низком уровне, а солнечные пятна наблюдались редко. В течение 37 лет не было зарегистрировано ни одного полярного сияния. 

Минтака (Дельта Ориона; δ Ori) 
Одна из трех звезд, образующих пояс Ориона. Имея звездную величину 2,2, она тем не менее является седьмой по яркости звездой созвездия. Минтака представляет собой затменную двойную, которая изменяет свою яркость на 0,1 звездной величины с периодом 5,7 дня. Имеет визуального компаньона 7-й звездной величины. Основная звезда - сверхгигант, O-звезда. Минтака, название арабского происхождения, означает "пояс". 

Минута 
Единица времени, равная 60 секундам. 

"Мир" 
Советская (теперь Российская) космическая станция, запущенная на околоземную орбиту в 1986 г. 

Мира (Мира Кита; Омикрон Кита; ο Cet) 
Прототип класса долгопериодических переменных звезд. Название по- латыни означает "дивная".
Мира была первой открытой переменной звездой: голландский астроном Давид Фабрициус отметил ее в 1596 г. как звезду 3-й звездной величины, но через несколько месяцев обнаружил, что она стала невидимой для невооруженного глаза. Однако в 1609 г. он снова отметил, что она имеет 3-ю звездную величину. Мира - гигант, M-звезда, яркость которой изменяется от 2-й до 10-й звездной величины с периодом около 332 дней, хотя как период, так и максимальное и минимальное значение яркости слегка нерегулярны. Мира выбрасывает большие количества газа и пыли, которые образуют сильный звездный ветер.
Ультрафиолетовые и оптические изображения, полученные Космическим телескопом Хаббла, разрешили белого карлика, являющегося компаньоном Миры, и показали, что основная звезда имеет удлиненную асимметричную форму. Кажется, что в двойной системе происходит передача вещества белому карлику. 

Миранда 
Спутник Урана, самый маленький из всех, которые были известны до полета "Вояджера-2" в 1986 г. Был открыт Герардом Койпером в 1948 г. Космический аппарат прошел мимо Миранды на расстоянии около 3000 км, передав на Землю очень подробные изображения поверхности.
Несмотря на то, что Миранда имеет только 470 км в диаметре, на ней можно различить несколько контрастирующих типов поверхности. Рядом с покрытыми кратерами областями, типичными для планет и спутников, имеются большие пространства рвов и гряд. Кажется маловероятным, что такое разнообразие могло быть вызвано геологической активностью на небольшом спутнике. По одной из теорий, спутник был однажды разбит ударом массивного тела на несколько частей, которые впоследствии вновь соединились.
См.: Таблица 6. 

Мирах (Бета Андромеды; β And) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Андромеды. Гигант, M- звезда звездной величины 2,1. Название, арабского происхождения, означает "кушак" или "пояс". 

Мирзам (Бета Большого Пса; β CMa) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Большого Пса. Гигантская B- звезда звездной величины 2,0; представляет собой прототип класса слабо переменных звезд типа Беты Большого Пса. Ее яркость изменяется каждые шесть часов на несколько сотых долей звездной величины. Такой низкий уровень переменности невооруженным глазом не обнаруживается.
См.: Таблица 3. 

Мирфак (Альфа Персея; α Per) 
Самая яркая звезда в созвездии Персея. Желтый сверхгигант, F- звезда звездной величины 1,8. Название, арабского происхождения, означает "локоть".
См.: Таблица 3. 

Мицар (Дзета Большой Медведицы; ζ UMa) 
Четвертая по яркости звезда в созвездии Большой Медведицы, A-звезда звездной величины 2,3. Вместе со звездой 4-й звездной величины Алькор она образует оптическую пару (т.е. не истинную двойную систему, а простое совпадение двух звезд на луче зрения). Мицар имеет и настоящего компаньона 4-й звездной величины, образуя спектрально-двойную систему. Арабское название означает "кушак" или "пояс". 

Млечный Путь 
Полоса туманного света, опоясывающая небо, которая образуется светом огромного количества звезд нашей Галактики. Термин используется также как синоним Галактики.
Видимая полоса представляет собой рассматриваемый изнутри диск Галактики. Солнце в Галактике располагается ближе к краю, на расстоянии двух третей расстояния от центра галактического диска. Поэтому Млечный Путь кажется наиболее ярким в направлении балджа вокруг галактического центра, который лежит в созвездии Стрельца. Облака пыли (типа Угольного мешка около Южного Креста), затеняющей свет звезд, придают Млечному Пути пятнистый вид.
Главные созвездия, через которые проходит Млечный Путь, - Персей, Кассиопея, Лебедь, Орел, Стрелец, Скорпион, Центавр, Паруса, Корма, Единорог, Орион, Телец и Возничий. 

Модель 
В науке - попытка построить описание физической ситуации посредством числовых значений некоторых физических параметров (например, температуры или давления) и связывающих их математических выражений, описывающих существующие физические законы. Удовлетворительная модель должна соответствовать существующим наблюдениям, а также предсказывать любые изменения или дополнительные наблюдения, посредством которых может быть проверена справедливость модели. Часто ограниченному объему доступных наблюдений может отвечать более, чем одна модель. В действительности может оказаться, что ни одна из предложенных моделей не является правильной. В то же время любая модель, которая успешно предсказывает будущие события, имеет определенную ценность, независимо от того, является ли она абсолютно правильной или нет. 

Модель "грязного снежка” 
Популярное описание структуры комет, которые, как полагают, состоят из воды, метана и аммиака с вмерзшими внутрь пылевыми частицами минералов и металлов. Модель была впервые предложена Ф. Уипплом в 1949 г. 

Модель Оррери 
Действующая модель Солнечной системы, показывающая планеты и, возможно, некоторые из их лун, на орбитах вокруг Солнца. Название "Оррери" впервые было использовано для такой модели в 1713 г., когда макет был изготовлен для Четвертого графа Корка и Оррери.
Приводной механизм таких моделей обычно делали так, чтобы периоды обращения планет находились в отношениях, соответствующих реальным соотношениям в Солнечной системе. Однако создание демонстрационных моделей такого типа, в которых размеры планеты и расстояния между ними отвечали бы реальности, невозможно из-за большого различия масштабов планет и расстояний между ними. 

Модуль расстояния 
Разность между видимой и абсолютной звездными величинами звезды (или другого астрономического объекта), которая является прямой мерой расстояния до объекта. Согласно определениям абсолютной и видимой звездной величины, модуль расстояния задается соотношением 5 log d - 5, где d - расстояние в парсеках. 

Молекулярное облако 
Облако межзвездного вещества, в котором газ имеет по преимуществу молекулярную форму. Существуют молекулярные облака двух различных типов - малые молекулярные облака и гигантские молекулярные облака (ГМО). Облака обоих типов в пределах Млечного Пути можно найти вблизи галактической плоскости.
Малые облака имеют обычно несколько световых лет в диаметре, плотность порядка 1000-10000 молекул в кубическом сантиметре и температуру около 10-20 K. В таких облаках встречаются и более холодные сконденсированные "ядра", где плотность в десять или сто раз больше. Малые облака содержат главным образом молекулярный водород (H2). Не получая энергии излучения звезд, они остаются очень холодными.
Гигантские молекулярные облака состоят в основном из молекулярного водорода и моноксида углерода (CO), но содержат также много других межзвездных молекул. Это наиболее массивные объекты в пределах нашей Галактики, содержащие до десяти миллионов солнечных масс. Обычно они имеют в поперечнике150 - 250 световых лет. Плотность их достаточно высока - до десяти миллионов молекул в кубическом сантиметре. Инфракрасное излучение из этих облаков свидетельствует, что они являются областями звездообразования. ГМО почти всегда оказываются связанными со скоплениями горячих массивных молодых звезд. Яркие облака ионизированного водорода (области H II), возможно, возникают под действием таких звезд, образовавшихся у границ ГМО. В туманности Ориона, например, ГМО лежит позади оптически видимой туманности. Другой пример связан с туманностью "Омега" (M17). ГМО, содержащее от трех до пяти миллионов солнечных масс вещества, расположено вблизи галактического центра, перед радиоисточником Стрелец B2. Оно содержит многие из известных типов межзвездных молекул. 
Предполагают, что в Галактике существует до 4000 ГМО. 

Молочный Ковш 
Астеризм в созвездии Стрельца, образованный звездами Дзета (ζ), Тау (τ), Сигма (σ), Пси (ψ) и Лямбда (λ). Название, возможно, обусловлено формой ковша и тем фактом, что в созвездии Стрельца лежит наиболее интенсивная часть Млечного Пути. 

Момент количества движения 
Произведение скорости и массы тела. Момент количества движения системы сохраняется, пока и поскольку на нее не действуют никакие внешние силы. 

Монохроматор 
Инструмент для создания луча света с очень узким диапазоном длин волн. Желаемого эффекта можно достичь, например, путем разложения света в спектр при помощи дифракционной решетки с последующим выделением требуемой части спектра с помощью выходной щели. 

Моноцентрический окуляр 
Тип жесткого телескопического окуляра, состоящего из трех скрепленных линз, образующих триплет. 

Море (mare, мн. maria) 
Термин, используемый для обозначения обширных темных областей на Луне. Его появление относится к тому времени, когда полагали, что более темные детали на Луне содержат жидкую воду, что, как известно, не соответствует действительности. Поскольку этот термин использовался в течение длительного времени, он был сохранен и в официальных названиях этих лунных деталей. Самое большое море названо не "морем", а "океаном" (oceanus) - океан Бурь.
Лунные моря - фактически "моря" затвердевшей лавы, возникшие вскоре после образования Луны, когда она была вулканически активна (больше 4000 млн. лет назад). Расплавленная лава стекала в огромные впадины, образованные ударным воздействием больших метеоритов. На последующих стадиях истории Луны частота метеоритных столкновений упала: плотность кратеров в лунных морях заметно ниже, чем в более ярких возвышенных областях - "землях" (terrae). 

Мурзим 
Альтернативная запись названия звезды Мирзам. 

Муха (Musca) 
Небольшое южное созвездие, содержащее одну звезду 2-й и три звезды 3-й звездной величины. Его выделение на небе приписывается Иоганну Байеру.
См.: Таблица 4. 

Мыс (promontorium) 
Термин, используемый в названиях нескольких деталей на Луне, где яркая область "вторгается" в более темную. Подобные названия возникли в то время, когда предполагалось, что темные места на Луне заполнены водой. Теперь известно, что это не соответствует действительности, однако термин, использовавшийся в течение долгого времени, был сохранен в некоторых официальных названиях деталей на поверхности Луны. 

Мыс Канаверал 
Местоположение Космического центра им. Кеннеди, штат Флорида, США, откуда производится большинство космических запусков NASA. 

Мыс Кеннеди 
Имя, под которым Мыс Канаверал был известен между 1963 и 1973 г. 

Мыши 
Популярное название пары взаимодействующих галактик NGC 4676 A и B. Длинные хвосты вещества, простирающиеся от этих галактик, придают им форму, напоминающую пару мышей. 

Мю Цефея 
См.: Гранатовая звезда.

                                                                                  Н

навигационные сумерки 
Формально определяются как интервал времени, в течение которого Солнце находится ниже точки зенита в интервале от 96° до 102°. 
См.: сумерки. 

Навигационный альманах 
Сокращенная версия "Навигационного альманаха и астрономических эфемерид". Это название использовалось до 1960 г. для главного ежегодного сборника астрономических данных, издаваемого Службой навигационных альманахов Великобритании. Впоследствии это издание стало называться Астрономическими эфемеридами, а совсем недавно - Астрономическим альманахом. Издаваемый в настоящее время Навигационный альманах содержит сокращенные данные, необходимые для целей навигации. 

Надир 
Точка на небесный сфере, диаметрально противоположная зениту. 

Наклит 
Редкий тип ахондритного метеорита, состоящий из кальциевого пироксена и оливина. Вместе с шерготтитами и шассиньитами наклиты принадлежат к классу SNC-метеоритов, которые, как полагают, происходят с поверхности Марса. 

Наклон эклиптики к экватору (e) 
Угол между экваториальной плоскостью Земли и эклиптикой. В настоящее время составляет около 23°26'. Влияние прецессии и нутации приводит к тому, что наклон меняется в пределах от 21°55' до 24°18'. 

Наклонение (i) 
Один из основных элементов орбиты, определяемый как угол между плоскостью орбиты и основной плоскостью. Например, для орбит планет и комет вокруг Солнца основной плоскостью является плоскость эклиптики. Для орбит спутников - это плоскость экватора родительской планеты.
Термин используется также для угла между осью вращения тела и основной плоскостью, которой обычно является плоскость орбиты тела. 

Нанометр (нм) 
Единица измерения расстояний, равная одной тысячемиллионной (10-9) доле метра. 

Наносекунда 
Единица измерения времени, равная одной тысячемиллионной (10-9) доле секунды. 

Нанси 
Местность во Франции, где расположена радиоастрономическая станция Парижской обсерватории. 

Наррабрай 
См.: Кулгура. 

Население типа I 
Общее название для относительно молодых звезд и звездных скоплений в пределах Галактики, которые лежат в галактической плоскости, особенно в ее спиральных рукавах. Различие между населением типа I и населением типа II впервые было выяснено в 1944 г. В. Бааде, который и ввел этот термин. Типичные объекты населения типа I представляют собой наиболее горячие звезды главной последовательности, рассеянные скопления и ассоциации. С населением типа I связано и межзвездное вещество. Звезды населения типа I относительно богаты тяжелыми элементами, поскольку вещество, из которого они образовались, было обогащено продуктами ядерного синтеза в предыдущих поколениях звезд.
См.: астрация. 

Население типа II 
Общее название для звезд и звездных скоплений в сферическом гало вокруг центра Галактики (но не в ее плоскости), характеристики которых предполагают их большой возраст. Звезды, принадлежащие к населению типа II, обычно содержат существенно меньше тяжелых элементов и имеют большие скорости по сравнению с Солнцем и другими звездами галактического диска. Их орбиты в Галактике имеют вытянутую эллиптическую форму и сильно наклонены к галактической плоскости. К населению типа II принадлежат и шаровые скопления. Характеристики объектов населения типа II можно было бы легко объяснить, если допустить, что эти объекты образовались до того, как Галактика сколлапсировала и приобрела нынешнюю плоскостную структуру, и прежде, чем межзвездная среда обогатилась более тяжелыми элементами за счет потери массы старыми звездами. 
См.: население типа I. 

Насос (Antlia) 
Небольшое слабое южное созвездие, помещенное на карту неба в середине восемнадцатого столетия Н. Лакайлем. Первоначально носило название "Воздушный Насос" (Antlia Pneumatica).
См.: Таблица 4. 

Наугольник (Norma) 
Незначительное южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII в. Звезд ярче 4-й звездной величины в созвездии нет.
См.: Таблица 4. 

Наугольник Птолемея 
Инструмент для определения высоты небесного тела, использовавшийся в древнем мире и известный также под названием трикветрум. Несмотря на название, кажется вероятным, что прибор применялся и до Птолемея (ок. 100-170 гг. н.э.). Инструмент состоит из вертикальной стойки с двумя планками, прикрепленными к ней - наверху и у основания (см. иллюстрацию). Держащиеся на петлях планки соединены так, что образуется треугольник, а верхняя планка может перемешаться вдоль нижней. Верхняя линейка снабжена визиром, а на нижнюю нанесена шкала с делениями. Когда наблюдаемый объект находится в поле зрения визира, на нижней шкале отсчитывается его зенитное расстояние. 

Научно-исследовательский институт Космического телескопа 
Научно-исследовательский институт, расположенный в Балтиморе, шт. Мэриленд (США), управляемый Ассоциацией университетов для астрономических исследований по контракту с NASA. В основные задачи института входит руководство научной программой Космического телескопа "Хаббл", обработка полученных данных и координация работ с Центром управления Космическим телескопом. 

Наффилдские радиоастрономические лаборатории 
Радиоастрономический факультет Манчестерского университета в Джодрелл Бэнк (графство Чешир, Англия). Главный инструмент - 76-метровый полностью управляемый телескоп с параболической антенной, получивший в 1987 г. имя Ловелла. Строительство телескопа, законченное в 1957 г., было задумано и осуществлено Бернардом Ловеллом, который в 1945 г. начал здесь радиолокационные эксперименты с целью обнаружения ливней космических лучей.
Эллиптическая антенна (38 ? 25 метров) была построена в 1964 г. В 1980 г. появилась возможность связать телескопы Джодрелл Бэнк с другими телескопами, находящимися на большом удалении, образовав радиоинтерферометр MERLIN. 

Находка 
Метеорит, который был обнаружен случайно и опознан по своим свойствам, в противоположность метеориту, падение которого наблюдалось непосредственно. 

Национальная обсерватория Китт-Пик 
Подразделение Национальных оптических астрономических обсерваторий США, расположенное в Китт-Пик (штат Аризона). Самый большой телескоп обсерватории - 4-метровый телескоп Мэйэлла. Кроме того, имеется 2,1-метровый телескоп и камера Шмидта. 

Национальная радиоастрономическая обсерватория (NRAO) 
Объединие организаций, ведущих в США работы по радиоастрономии под эгидой частного консорциума университетов Ассошиэйтид Юниверситиз Инк. Объединение получает финансирование согласно соглашению консорциума с Национальным научным фондом США. Телескопы, используемые NRAO, расположены в трех различных местах. Это "Очень большая решетка" (VLA) в Нью-Мексико, телескоп миллиметровых волн в Китт-Пик, а также 42-метровая антенна и интерферометр телескопа Грин-Бэнк, расположенные в Грин-Бэнк (штат Западная Виргиния). Администрация NRAO находится в Шарлоттсвилле (штат Виргиния). 

Национальная солнечная обсерватория (NSO) 
Подразделение Национальных оптических астрономических обсерваторий, занимающееся наблюдениями Солнца. NSO включает Систему солнечного телескопа МакМат-Пирса в Китт-Пик, штат Аризона, и Обсерваторию Сакраменто- Пик в Нью-Мексико. Кроме того, NSO несет ответственность за участие США в международном проекте GONG. 

Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства (NASA)
 
Правительственное агентство США, ответственное за пилотируемые и беспилотные полеты в космическое пространство, выполняемые в мирных целях, включая развитие средств запуска и управления, создание научных космических аппаратов (например, орбитальных обсерваторий) и космических зондов (в том числе для полетов на Луну и планеты Солнечной системы), а также за развитие космической технологии. Погодные спутники и спутники связи после вывода в космическое пространство могут быть переданы другим агентствам.
NASA было создано 29 июля 1958 г., когда американский президент Дуайт Эйзенхауэр подписал Закон о национальной аэронавтике и исследовании космического пространства. Этот законодательный акт, поддержанный Конгрессом США, стал ответом на технологический вызов Советского Союза, успешно и неожиданно запустившего первый искусственный спутник Земли. Штаб NASA находится в Вашингтоне, округ Колумбия, и использует несколько космических центров и других служб в различных районах США, а также несколько станций слежения, разбросанных по всему миру. 
См.: Годдардовский центр космических полетов, Лаборатория реактивного движения, Космический центр Кеннеди, Космический центр Линдона Джонсона. 

Национальные оптические астрономические обсерватории (НОАА) 
Объединение, созданное в США в 1984 г. с целью координации усилий национальных организаций, работающих в области оптической астрономии - Национальной обсерватории Китт-Пик, Межамериканской обсерватории Сьерро-Тололо и Национальной солнечной обсерватории. Кроме того, НОАА участвует в проекте телескопа WIYN (Китт- Пик) и несет ответственность за участие США в международном проекте телескопов "Джемини". Последний проводится Ассоциацией университетов для астрономических исследований (AURA) по контракту с Национальным научным фондом. 

Национальный телескоп "Галилей" 
3,5-метровый рефлекторный телескоп в Обсерватории дель Рок де лос Мучачос на Канарских островах. Строительство этого итальянского телескопа вел Падуанский университет; и телескоп был введен в строй в 1997 г. Конструкция телескопа повторяет конструкцию расположенного в Европейской южной обсерватории Телескопа новых технологий. 

Начальная функция масс 
Математическое выражение, описывающее относительное число объектов в скоплениях звезд или галактик (или в любом заданном объеме космического пространства) во время их образования, в зависимости от массы. 

Наяда 
Спутник Нептуна (1989 N6), открытый "Вояджером-2" с пролетной траектории в августе 1989 г.
См.: Таблица 6. 

Небесная механика 
Общий термин для разделов астрономии, имеющих дело с движением и последовательными положениями астрономических объектов, особенно с определением орбит. 

Небесная сфера 
Небо, рассматриваемое как внутренняя поверхность пустой сферы для удобства описания положения и движения астрономических объектов. Любой наблюдатель размещается в центре своей собственной небесной сферы. Небо можно представить себе как полусферический купол. От находящегося на поверхности Земли наблюдателя половина неба всегда скрыта (какая именно половина небесной сферы открыта наблюдателю, зависит от широты точки его положения на Земле, а также от даты и времени суток). Измерения на небесной сфере производятся в угловых единицах (градусах) и не зависят от реального удаления объектов от наблюдателя. 

Небесные координаты 
Любая система координат, которая может быть использована для описания положения объекта на небесной сфере. В различных астрономических приложениях используются различные системы координат. Наиболее часто употребляются экваториальные координаты, горизонтальные координаты, эклиптические координаты и галактические координаты. 

Небесный экватор 
Большой круг на небесной сфере, отмечающий границу между северным и южным полушариями и служащий началом отсчета склонения. Он образуется в результате пересечения небесной сферы плоскостью земного экватора. 

Небулий 
Гипотетический элемент, существование которого было постулировано в XIX в., чтобы объяснить присутствие неопознанных эмиссионных линий в спектрах некоторых светящихся туманностей. Теперь известно, что эти линии принадлежат известным элементам, но в лабораторных условиях они обычно не наблюдаются. По этой причине в физике они считаются запрещенными линиями. 

Небулярная гипотеза 
Теория, впервые выдвинутая в 1755 г. философом Иммануилом Кантом и состоящая в том, что планеты образовались из первичной туманности вокруг Солнца. 

Недостающая масса 
Вещество (до сих пор не обнаруженное), которое должно было бы присутствовать во Вселенной, чтобы бесконечное расширение было невозможным. Недостающая масса, если она существует, должна иметь форму темного вещества. 

Незаходящая звезда 
Звезда, которая для данного наблюдателя никогда не опускается ниже линии горизонта. Для этого склонение звезды должно быть больше, чем 90° минус широта места наблюдения. Таким образом, для наблюдателя, находящегося на экваторе, незаходящих звезд нет, а для наблюдателя на полюсах Земли все звезды - незаходящие 

Нейтральный водород ( H I или H0) 
Неионизированный атомарный водородный газ, представляющий собой важный компонент межзвездной среды. Возможно, он составляет около половины ее массы, хотя плотность его очень низка (в среднем около 50 атомов в кубическом сантиметре).
Температура нейтрального водорода лежит между 25 и 250 K, т.е. газ слишком холоден, чтобы излучать в видимом диапазоне. Однако измерение радиоизлучения на длине волны 21 см позволило картировать распределение нейтрального водорода в спиральных рукавах нашей собственной Галактики и других близлежащих галактик. 

Нейтринная астрономия 
Попытки обнаружить нейтрино от космических источников, в том числе порождаемые Солнцем. Нейтрино представляют собой элементарные частицы без электрического заряда и почти не обладающие массой, а их взаимодействие с другим веществом очень незначительно. Они движутся практически со скоростью света и в большом количестве возникают при ядерных реакциях, которые имеют место в центральной части звезд и при взрывах сверхновых.
Нейтрино очень трудно обнаружить по той причине, что они слабо взаимодействуют с любым веществом. Самый продолжительный эксперимент по обнаружению солнечных нейтрино был проведен в шахте Хоумстейк (штат Южная Дакота, США). Предполагалось использовать то обстоятельство, что случайные нейтрино будут взаимодействовать с атомами хлора, преобразуя его в радиоактивный изотоп аргона. Детектор нейтрино представлял собой резервуар, содержащий 400000 литров очищенной жидкости (перхлорэтилена). Такие эксперименты должны быть подземными, чтобы избежать влияния космических лучей. Теоретически можно было ожидать, что с помощью этой установки будет обнаруживаться одно взаимодействие в день. Практически, однако, наблюдалось втрое меньше взаимодействий. Это несоответствие получило название проблемы нейтрино.
В другой успешно работающей системе детектором является большой резервуар воды, в котором фиксируется черенковское излучение, возникающее при взаимодействии электронов с солнечными нейтрино. С помощью детекторов этого типа (японская система "Камиоканде" и подобный детектор в штате Огайо) были проведены первые наблюдения нейтрино от сверхновой SN1987A. В 1996 г. "Камиоканде" был заменен усовершенствованным вариантом, получившим название "Super-Kamiokande". Еще один путь обнаружения нейтрино (взаимодействие нейтрино с галлием) проверяется в международном европейском проекте ГАЛЛЕКС (GALLEX) и в экспериментах, выполняемых в России. 
По мере получения новых результатов с помощью более чувствительных систем можно будет определить, нуждаются ли нынешние теории солнечной физики в уточнении или причиной "проблемы нейтрино" являются неизвестные физические процессы. 

Нейтронная звезда 
Звезда с массой от 1,5 до 3,0 солнечных масс, которая под действием гравитационных сил коллапсировала до такой степени, что теперь состоит почти полностью из нейтронов. Нейтронные звезды имеют в поперечнике всего около 10 км при плотности 1017 кг/м3. Они образовались при взрывах сверхновых и наблюдаются как пульсары. 
Как только ядерное топливо в звезде истощится, ядро начинает охлаждаться, и внутреннее давление падает, что приводит к сжатию звезды. Для звезд с массой больше 1,8 солнечных масс этот процесс носит катастрофический характер, который приводит к уплотнению вещества до тех пор, пока давление нейтронов не уравновесит внутреннее напряжение, вызываемое силами гравитации. В результате появляется сверхновая, а большая часть первоначальной массы звезды выбрасывается в пространство.
Звездный остаток, масса которого равна трем солнечным массам или больше, будет коллапсировать не в нейтронную звезду, а в черную дыру. 

Немецкая установка 
Один из видов экваториальной установки. 

Неопознанный летающий объект (НЛО)(UFO) 
Любое небесное явление, для которого у наблюдателя нет подходящего рационального объяснения. Термин часто используется в связи с гипотетическими появлениями искусственных космических объектов. Иногда используется также сокращение УФО (UFO unidentified flying object). 

Неправильная галактика 
Любая галактика, которая не является ни эллиптической галактикой, ни спиральной галактикой. К неправильным галактикам относится около четверти всех известных галактик. Во многих из них, по-видимому, идет процесс звездообразования, так что в них преобладают области светящегося газа и ярких молодых звезд. Радионаблюдения водородного газа в неправильных галактиках часто показывают внутреннюю симметрию вращающегося газового диска. В этом отношении (как и по звездному населению) они напоминают спиральные галактики. 

Непрерывное рождение 
Положение о непрерывном спонтанном рождении вещества во Вселенной. Такое положение должно было бы выполняться, если бы расширяющаяся Вселенная всегда казалась наблюдателю одинаковой, независимо от его положения во времени и пространстве, как это предполагается в теории стационарной Вселенной . Доказательств реального существования такого процесса нет. 

Непрерывный спектр 
Спектр, в котором интенсивность излучения меняется с изменением длины волны постепенно, в отличие от острых пиков интенсивности, обнаруженных в эмиссионном линейчатом спектре. Любое тело с температурой выше абсолютного нуля испускает непрерывный спектр, характер которого зависит от температуры. Непрерывный спектр может быть пересечен узкими линиями поглощения, например, как в спектре Солнца.
См.: излучение абсолютно черного тела, тепловое излучение. 

Непрозрачность 
Мера способности вещества поглощать и рассеивать падающее электромагнитное излучение. Непрозрачность зависит от длины волны, но для упрощения вычислений можно использовать ее среднюю величину. 

Нептун 
Одна из больших планет Солнечной системы, обычно восьмая от Солнца (в период с 1979 по 1999 г. вытянутость орбиты Плутона привела к тому, что он оказалась к Солнцу ближе, чем Нептун.) Нептун, один из четырех "газовый гигантов", имеет небольшое каменное ядро, окруженное ледяной мантией из замерзших воды, метана и аммиака. Диаметр планеты почти в четыре раза больше диаметра Земли. Внешняя атмосфера состоит главным образом из молекулярного водорода с добавлением гелия (15-20% по массе) и небольшого количества метана.
Нептун открыт в Берлинской обсерватории 23 сентября 1846 г. Иоганном Галле на основании предсказаний, сделанных независимо Джоном К. Адамсом в Англии и Урбеном Ж. Леверрье во Франции. Их вычисления опирались на несоответствия между наблюдаемой и предсказанной орбитами Урана, начиная с его открытия в 1781 г., которые были приписаны гравитационным возмущениям неизвестной планеты.
На небе Нептун представляет собой объект седьмой или восьмой звездной величины, т.е. невооруженным глазом с Земли наблюдаться не может. Через хороший телескоп с большим усилением Нептун выглядит как слегка голубоватый диск (этот цвет объясняется присутствием метана в верхней атмосфере планеты). Поверхностные детали наземными оптическими инструментами обнаружены быть не могут, хотя в инфракрасном свете наблюдаются яркие пятна.
Крупноплановые изображения Нептуна были получены "Вояджером-2" с пролетной траектории в августе 1989 г. Наблюдения с помощью космического телескопа "Хаббл" (HST), позволяющие различить отдельные детали атмосферы Нептуна, начались в 1994 г. Во многих отношениях (например, по размеру и строению) Нептун похож на Уран. Но, в отличие от Урана, в высокодинамичной атмосфере Нептуна имеются заметные и изменяющиеся облачные структуры. Наиболее выделяющаяся структура, обнаруженная "Вояджером- 2", была названа Большим темным пятном. По своему характеру оно оказалось подобным Большому красному пятну Юпитера. Располагаясь на 20° к югу от экватора, оно вращается против часовой стрелки с периодом около 16 дней. Над ним, как и над другими темными пятнами формируются яркие "перистые" облака. Однако к 1994 г., когда были проведены наблюдения с помощью HST, это пятно полностью исчезло. Тем временем в северном полушарии планеты образовалось другое темное пятно, не замеченное "Вояджером". Этому пятну также сопутствовали яркие облака. Последующие наблюдения HST показали, что характер облаков изменялся, хотя в целом структура атмосферы оставалась устойчивой.
В верхней атмосфере Нептуна имеются два главных слоя облаков. Слой, состоящий из кристаллов метанового льда, лежит поверх непрозрачных облаках, которое, возможно, содержат замерзший аммиак или сероводород. Кроме того, в верхних слоях атмосферы имеется углеводородная дымка, возникшая в результате действия солнечного излучения на метан.
Регулярные радиовсплески, обнаруженные "Вояджером-2", говорят о том, что Нептун имеет магнитное поле и окружен магнитосферой. Всплески разделены интервалом времени в 16,11 часа, что, по всей видимости, соответствует периоду вращения планетарного ядра. Атмосферные детали вращаются с различными скоростями, при этом происходит их смещение по широте. Измеренная скорость ветра составляла 2200 км/час. Магнитная ось планеты наклонена к оси вращения под углом в 47°, что позволяет думать, что асимметричное поле возникает в мантии, а не в ядре.
Основываясь на общем количестве излучаемой энергии, можно оценить среднюю температуру планеты в 59 K., но при этом остается непонятным, почему Нептун излучает энергии в 2,7 раза больше, чем получает от Солнца.
Наблюдения, сделанные с Земли во время покрытий Нептуном других небесных тел, позволили предположить наличие у него неполных кольцевых "дуг". "Вояджер-2" обнаружил четыре незначительных кольца, одно из которых "сдвоено" именно так, как требуется для объяснения результатов наблюдений при покрытиях. Во время полета "Вояджера-2" у Нептуна было открыто шесть новых лун, что довело общее количество известных спутников (вместе с Тритоном и Нереидой) до восьми. Одна из лун, обнаруженных "Вояджером" - Протей, диаметр которого равен 400 км, что вдвое превосходит размер Нереиды.
См.: Таблица 5, Таблица 6 и Таблица 7. 

Нерегулярная переменная 
Пульсирующая переменная звезда, яркость которой изменяется медленно и нерегулярно. Такие звезды принадлежат главным образом к спектральным классам K, M, C и S. 

Нерезкая маска 
Фотографический метод, используемый при обработке изображений для выявления тонких деталей. На низкоконтрастной пленке со стеклянной фотопластинки делается позитивная контактная копия. Из-за наличия слоя стекла (между пленкой и изображением на пластинке) копия оказывается нечеткой. Этот нечеткий отпечаток содержит крупномасштабную структуру изображения и используется в качестве "нерезкой маски". Если его поместить с обратной стороны исходной фотопластинки, то можно удалить крупномасштабную структуру, оставив тонкие детали, которые станут гораздо более заметными. 

Нереида 
Небольшая внешняя луна Нептуна, открытая Г. Койпером в 1949 г. Лучшие из изображений, полученных "Вояджером-2" с расстояния 4,7 млн. км, все же недостаточно хороши для того, чтобы показать поверхностные детали этого спутника планеты. Впрочем, они позволили уточнить диаметр Нереиды, оказавшийся равным 170 км.
См.: Таблица 6. 

Нестационарные явления 
Явления, которые характеризуются небольшой длительностью 

Нестационарные явления на Луне 
Возможное кратковременное появление цветных пятен или затемнений на поверхности Луны. Сообщения о наблюдениях подобных явлений относились, в частности, к областям кратеров Аристарх, Гассенди и Альфонс. Остается неясным, лежали ли в основе этих сообщений какие-либо реальные физические явления. 

Нетепловое излучение 
В астрономии - электромагнитное излучение электрона, движущегося со скоростью, близкой к скорости света, и возникающее в том случае, когда он вынужден изменить скорость. Наиболее общая форма такого излучения - синхротронное излучение при закручивании электронов вокруг магнитного поля. Если у некоторого астрономического объекта обнаружено нетепловое излучение, то это является определенным свидетельством того, что в нем протекают процессы с высокой энергией. 
В более общем случае термин используется для любого электромагнитного излучения, не связанного с тепловыми процессами. 

Нижнее соединение 
Положение планет Меркурия или Венеры, когда они находятся непосредственно между Землей и Солнцем. Из-за относительного наклона планетарных орбит фактическое прохождение Меркурия или Венеры по диску Солнца происходит достаточно редко. Обычно во время нижних соединений планеты проходят в небе севернее или южнее Солнца 

Нижняя кульминация 
Пересечение небесного меридиана незаходящей звездой в самой низкой для нее точке. 

Нижняя планета 
Любая из двух планет (Меркурий или Венера), орбиты которых вокруг Солнца лежат внутри орбиты Земли. 

Ниса 
Астероид 44 диаметром 68 км, открытый в 1857 г. Г. Гольдшмидтом. Этот астероид известен своим высоким альбедо (почти 40%). Представляет собой один из двух больших членов группы Нисы семейств Хираямы. Другой член семейства - астероид Герта(135). 

Нисходящий узел 
См.: восходящий узел. 

Нить 
Солнечный протуберанец, видимый в свете некоторых спектральных линий, особенно в линии H? и в линиях ионизированного кальция, на фоне яркого диска Солнца (то есть в проекции сверху) и выглядящий как темный штрих на поверхности фотосферы. 

Нитяной микрометр 
См.: микрометр. 

НЛО 
Сокр. неопознанный летающий объект. 

Новая 
Звезда, яркость которой внезапно увеличивается примерно на десять звездных величин, а затем постепенно (в течение нескольких месяцев) падает. Латинское обозначение новой, nova (мн. novae), представляет собой часть словосочетания "nova stella " - новая звезда. 
Наблюдения показали, что новые представляют собой тесные двойные звезды, один из компонентов которых - белый карлик. Когда звезда-компаньон расширяется, заполняя полость Роша, потоки вещества устремляются к белому карлику и образуют вокруг него аккреционный диск. Принятая в настоящее время теория взрывов новых состоит в том, что на поверхности белого карлика вещество накапливается до тех пор, пока температура и давление в более глубоких слоях не станут достаточно высокими для возникновения углеродного цикла ядерных реакций. Генерируемая при этом энергия не может рассеяться в пространстве, поскольку в лежащих выше слоях находится большое количество вещества. Температура поднимается до 100 млн. градусов и в некоторый момент начинается взрывной процесс ядерных реакций, приводящий к наблюдаемой вспышке новой.
Было замечено, что некоторые из новых окружены расширяющейся газовой оболочкой, которая уносится в пространство со скоростями, достигающими 1500 км/сек. По имеющимся оценкам, масса выбрасываемого вещества составляет около одной десятитысячной (10-4) части массы Солнца, а выделенная энергии равна одной миллионной доли той энергии, которая выделяется при взрыве сверхновой. Выброшенное вещество содержит углерод, азот и кислород, а наблюдаемые отношения изотопов 13C/12C и 15N/14N соответствуют принятой теории.
Классические новые взрываются только один раз, хотя полагают, что вспышки могут повторяться каждые 10000 или 100000 лет. Взрывы повторной новой, типа P Лебедя, могут повторяться с интервалами от десяти до ста лет. В любой галактике, как правило, в год возникает несколько десятков новых. 
См.: карликовая новая. 

Новолуние 
Фаза Луны, когда она находится на той же небесной долготе, что и Солнце, и потому при наблюдении с Земли выглядит полностью неосвещенной.
См.: фаза. 

Новый генеральный каталог туманностей и звёздных скоплений (NGC) 
Каталог астрономических объектов незвездного типа, составленный Й.Л.Э. Дрейером в Обсерватории Арма и изданный в 1888 г. В него входило 7840 объектов. Еще 1529 объектов было внесено в приложение к каталогу, которое появилось семью годами позже под названием Индексный каталог (IC). Второй Индексный каталог (1908 г.) расширил дополнительный список еще на 5386 объектов. Номера каталогов NGC и IC до сих пор широко используются для обозначения незвездных астрономических объектов.
Слово "Новый" в названии NGC связано с тем, что каталог рассматривался как развитие Генерального каталога туманностей Джона Гершеля, который был издан в 1864 г. 

Ноктюрнал 
Простой прибор (типа пассажного инструмента) для определения времени ночью посредством определения положения двух звезд в созвездии Большой Медведицы, известных как Указатели. Продолжение линии, соединяющей эти звезды, проходит очень близко от северного полюса мира, так что их можно использовать как гигантскую стрелку часов (поскольку вращение Земли заставляет их ежедневно описывать в небе полный круг).
Прибор состоит из двух концентрических кругов и зрительной трубы, через которую можно видеть Полярную звезду. Нижний диск отградуирован в соответствии с днями года, а верхний разделен на 24 части (отвечающие 24 часам суток). Для определения времени достаточно навести прибор по линии Указателей. Круговые шкалы необходимы для того, чтобы перевести данные прямого измерения, которое точно соответствует звездному времени, в среднее солнечное время. 

Номера Флемстида 
Номера звезд в каталоге "Historia coelestis Britannica", составленном Джоном Флемстидом (1646-1719). В официальную версию каталога, изданную посмертно в 1725 г., номера включены не были . Однако они приведены в предварительной версии, изданной Эдмундом Галлеем и Исааком Ньютоном в 1712 г. без разрешения Флемстида. Поскольку Флемстид, возмущенный действиями Галлея и Ньютона, уничтожил большую часть тиража этой версии каталога, сохранилось всего несколько экземпляров.
Номера были присвоены в соответствии с принадлежностью звезд к созвездиям и в порядке возрастания их прямого восхождения. Впоследствии эти номера использовали и другие составители каталогов, включая Джона Бевиса (1750 г.) и Ж.Ж. Лаланда (1783 г.). Номера Флемстида все еще используются для тех звезд, для которых не введено символов Байера. 

Нормальная галактика 
Любая спиральная или эллиптическая галактика, которая не имеет необычной структуры, нарушенного или активного ядра или нетеплового радиоизлучения. 

Ночное свечение атмосферы 
См.: свечение атмосферы. 

Нунки (Сигма Стрельца; σ Sgr) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Стрельца, B-звезда видимой звездной величины 2,0.
См.: Таблица 3. 

Нутация 
Относительно короткопериодические колебания, накладывающиеся на прецессию оси вращения тела под действием вращательного момента из-за внешних гравитационных влияний. Нутация оси Земли (достигающая 15 дуговых секунд с периодом около 18,6 лет) вызвана изменениями орбиты Луны. 

Ньютоновский телескоп 
Простой тип отражательного телескопа, разработанный Исааком Ньютоном (1642- 1727), который продемонстрировал его в Королевском Обществе в Лондоне в 1671 г. Первичное зеркало телескопа представляет собой параболоид (для небольших апертур можно использовать сферическое зеркало), а вторичное зеркало - плоское, помещенное на пути отраженного луча под углом 45° к оптической оси, так что изображение образуется вне главной трубы (см. иллюстрацию). Конструкция широко используется для небольших любительских инструментов, но для больших телескопов не подходит.

                                                                                 О


Оберон 
Один из больших спутников Урана, открытый Уильямом Гершелем в 1787 г. Поверхность Оберона имеет многочисленные ударные кратеры, многие из которых окружены яркими системами лучей и областями выбросов. Несколько кратеров внутри покрыты очень темным веществом.
См.: Таблица 6. 

Облако Оорта (облако Оорта-Эпика) 
Гипотетическая сферическая оболочка, окружающая Солнечную систему на расстоянии около 1 светового года (50000 а.е.), в которой содержатся миллиарды комет с общей массой, равной примерно массе Земли.
Облако считается источником комет, наблюдаемых в Солнечной системе, которые могли бы отклониться "внутрь" под влиянием проходящей относительно недалеко звезды. Эта идея впервые была выдвинута E. Эпиком в 1932 г., а затем в 1950-х гг. развивалась Яном Оортом. (Отсюда возник иногда используемый альтернативный термин "облако Оорта-Эпика"). Никаких прямых свидетельств существования такого облака нет, если не считать потребности объяснить происхождение комет Солнечной системы. Если облако Оорта и существует, то остается неясным, как оно образовалось. Правда, согласно некоторым теориям, кометы образовались в районе нынешнего местоположения внешних планет и только позже разошлись на большие расстояния. 

Облако Оорта-Эпика 
См.: облако Оорта. 

Облако Ро Змееносца (облако ρ Oph) 
Большая туманная область около звезды Ро Змееносца, представляющая собой сочетание отражающей туманности, эмиссионной туманности, темной поглощающей туманности и молекулярных облаков. Находится относительно близко, на расстоянии около 700 световых лет. Инфракрасные наблюдения показывают присутствие в облаке скопления, насчитываающего, по крайней мере, 40 звезд. Это область очень активного звездообразования, которая содержит много звезд типа T Тельца и объектов Хербига-Аро. 

Область (regio, мн. regiones) 
Термин для обозначения части поверхности, используемый в некоторых названиях деталей планет 

Область H I (область H0) 
Межзвездное облако нейтрального водорода. 

Область H II (область H+) 
Межзвездное облако ионизированного водорода. 

Область Бета (Beta Regio) 
Возвышенная область на поверхности Венеры, над которой возвышаются два щитовых образования - гора Тейи и гора Реи, достигающие высоты 4,5 км. 

Облучение 
Воздействие электромагнитного излучения или энергичных частиц. 

Обнуление пульсаций 
Падение интенсивности радиоизлучения пульсара до низкого уровня. Явление, которое встречается довольно часто, обычно захватывает несколько импульсов, после чего интенсивность излучения возвращается к нормальному уровню. 

Оболочка 
Газообразная область, окружающая одну или несколько звезд (или любых других астрономических объектов). 

Обратная квадратическая зависимость 
Отношение между двумя физическими величинами, при котором одна величина уменьшается обратно пропорционально квадрату другой. Примером такого отношения является зависимость гравитации от расстояния. Математически сила тяготения F между двумя массами m и M может быть выражена как F = GmM/r2, где r - расстояние между массами, а G - гравитационная постоянная Ньютона. 

Обратная сторона 
Полушарие Луны, постоянно обращенное в сторону от Земли. 
См.: либрация. 

Обратное 
Термин, описывающий движение объекта на небесный сфере в направлении восток-запад, а также орбитальное движение или осевое вращение в солнечной системе, направленное (при наблюдении с севера эклиптики) по часовой стрелке.
См.: прямое. 

Обратное время 
Интервал между текущим временем и временем в прошлом, когда образовалось излучение, полученное нами от удаленной галактики. Обратное время увеличивается с увеличением красного смещения. Обратное время как бы возвращает наблюдателя к более ранним этапам истории Вселенной. 

Обратное рассеяние 
Рассеяние излучения или частиц под углом, больше 90° относительно первоначального направления распространения. 

Обратный эффект Комптона 
Столкновение между фотоном и высокоэнергичным электроном, в котором часть энергии электрона передается фотону.
См.: эффект Комптона. 

Обращающий слой 
Внешний слой звезды, линии поглощения которого предположительно накладываются на непрерывный спектр расположенного ниже слоя горячего газа. Понятие обращающего слоя, однако, слишком упрощено, поскольку во всех слоях звезды имеют место как излучение, так и поглощение. 

Обрит 
Тип каменного метеорита. Обриты представдляют собой ахондриты, состоящие почти полностью из силикатного минерала энстатита. 

Обсерватории Мауна-Кеа 
Обсерватория в высокогорной местности на Гавайских островах на высоте 4200 м. Это одно из лучших мест в мире для оптической, инфракрасной и субмиллиметровой астрономии, и оборудование обсерватории для этих целей ведется с 1970 г. Первым из больших телескопов был установлен 2,24- метровый рефлектор Гавайского университета. В 1979 г. в обсерватории были введены в действие три главных телескопа: Британский инфракрасный телескоп, Инфракрасная телескопическая система NASA и Канадско-Французско-Гавайский телескоп. Джеймса Клерка Максвелла, работающий в миллиметровом диапазоне, и Калтеховский 10,4-метровый субмиллиметровый массив начали работу в 1987 г. В 1992 г. была закончена первая из двух обсерваторий Кека, а в 1996 г. - вторая. Два 8-метровых инструмента - японский Телескоп Субару и один из международных телескопов "Джемини" - должны быть закончены в 1999 г. 

Обсерватории Маунт-Стромло и Сайдинг-Спринг 
Оптические обсерватории, принадлежащие Австралийскому национальному университету (АНУ) и эксплуатируемые университетским Институтом перcпективных исследований. Наблюдательные средства расположены в местности Маунт-Стромло вблизи Канберры и в Сайдинг-Спринг (штат Новый Южный Уэльс). Обсерватория была основана в 1924 г. как Государственная солнечная обсерватория. После Второй мировой войны она была преобразована в астрофизическую обсерваторию и стала частью Института перcпективных исследований АНУ. Место расположения администрации - Маунт-Стромло; там же размещаются 1,9-метровый, 76-сантиметровый и 66-сантиметровый телескопы. В Обсерватории Сайдинг-Спринг, которая была основана в 1962 г., используются 2,3-метровый альтазимутальный рефлектор и 1,0-метровый, 66-сантиметровый и 61-сантиметровый телескопы.
По мере развития города Канберра появилась необходимость найти для оптической астрономии более подходящее место, чем Маунт-Стромло. Таким местом оказалась гора Сайдинг-Спринг, которая достигает высоты 1000 м и находится в районе Уоррумбангл, большая часть которого образует Национальный парк. В этом месте теперь размещается также ряд телескопов, принадлежащих другим организациям: Британский телескоп Шмидта, Англо-Австралийский телескоп и Шведская камера Шмидта. 
Обсерватории Хейла 
Название группы обсерваторий, включающей Паломарскую обсерваторию, Маунт-Вилсоновскую обсерваторию, Биг-Бирскую солнечную обсерваторию и Обсерваторию Лас- Кампанас. 

Обсерватория 
Место или здание, в котором ведутся (или велись в прошлом) астрономические наблюдения, а также административный центр, руководящий такими работами. 

Обсерватория Апачи-Пойнт 
Обсерватория в штате Нью-Мексико, США, находящаяся в собственности и эксплуатируемая сообществом университетов (Университетом штата Нью-Мексико, Вашингтонским университом, Чикагским университетом, Принстонским университетом и Университетом штата Вашингтон). Основной инструмент - 3,5-метровый альтазимутальный телескоп для наблюдений в оптическом и инфракрасном диапазоне. Главное зеркало имеет сотовую структуру и изготовлено методом вращательного литья, что делает его в пять раз легче сплошного зеркала того же размера. В 1997 г. для работы по проекту "Цифровой обзор неба" введен в строй 2,5-метровый телескоп и телескоп поддержки с зеркалом диаметром 0,6 м. Цель проекта состоит в том, чтобы собрать изображения и спектроскопические данные о сотнях миллионов астрономических объектов, в том числе слабых галактик. Имеется также телескоп с зеркалом диаметром 1,0 м, принадлежащий Университету штата Нью-Мексико. Обсерватория начала работу в конце 1990 г. 

Обсерватория Бойдена 
Оптическая обсерватория в Блумфонтейне (Южная Африка). Начиная с 1976 г. эксплуатировалась Университетом Оранж Фри Стэйт. Первоначально Бойденская станция была организована в Перу на деньги, которые в 1890 г. завещал для этой цели Урия А. Бойден, Обсерваторией Гарвардского колледжа. В 1926 г. ее перевели в Южную Африку, где вплоть до 1954 г. она управлялось Гарвардским университетом. С 1954 по 1976 г. принадлежала Международному консорциуму обсерваторий. 

Обсерватория Гарвардского колледжа 
Обсерватория в Гарвардском колледже, основанная в 1839 г. В 1847 г. была оборудована 0,38-метровым телескопом-рефрактором, который и сейчас находится в том же здании, башне Сирс на холме Обсерватории. В 1973 г. был образован Гарвардско-Смитсоновский астрофизический центр, объединивший ресурсы Смитсоновской астрофизической обсерватории и Обсерватории Гарвардского колледжа, директором которого стал Джордж Филд. 

Обсерватория Гриффита 
Общедоступная обсерватория, находящаяся в собственности города Лос-Анджелес и используемая для образовательных целей. Она была основана в соответствии с завещанием полковника Гриффита Дж. Гриффита и формально названа его именем в 1935 г. Оборудование включает планетарий, научную выставку и 30-сантиметровый телескоп для бесплатного общественного использования. 

Обсерватория Двинглоо 
Радиоастрономическая обсерватория в Нидерландах, основанная в 1956 г., где располагается администрация Нидерландского фонда астрономических исследований (НФАИ). Там же размещается европейское отделение Объединенного института VLBI. 25-метровый радиотелескоп в Двинглоо принадлежит и эксплуатируется НФАИ. 
См.: VLBI,Вестерборкская обсерватория. 

Обсерватория дель Рок де лос Мучачос 
Обсерватория на острове Ла-Пальма в Канарском архипелаге. Место расположения обсерватории считается одним из лучших в мире и используется Канарским астрофизическим институтом. Этот институт предоставляет возможность вести исследования нескольким организациям, имеющим там свои телескопы, среди которых и Королевская Гринвичская обсерватория (RGO). Группа телескопов RGO, носящая имя Исаака Ньютона, состоит из телескопа Уильяма Гершеля, телескопа Якобуса Каптейна и телескопа Исаака Ньютона. Другие инструменты обсерватории включают шведский солнечный телескоп и 2,56-метровый телескоп, принадлежащий совместно Швеции, Норвегии, Финляндии и Дании (Скандинавский оптический телескоп, СОТ), а также Карлсбергский меридианный круг, используемый совместно Данией, Великобританией и Испанией. Обсерватория занимает область почти в два квадратных километра и расположена на высоте 2400 м. 

Обсерватория Дэвида Данлэпа 
Обсерватория Торонтского университета, Канада, расположенная в 25 км к северу от университетского городка. Она была преподнесена в дар университету в 1935 г. госпожой Данлэп как мемориал ее мужу. Основной инструмент Обсерватории - самый большой в Канаде 1,88-метровый рефлектор. В куполах в верхней части здания администрации размещены 0,5-метровый и 0,6-метровый рефлекторы. Обсерватория используется для обучения студентов и пробуждения общественного интереса к астрономии, а также для проведения научных исследований. 

Обсерватория Карла Шварцшильда 
Немецкая обсерватория около г. Иены, которая была основана в 1960 г. как часть Академии Наук Германской Демократической Республики. Обсерватория оборудована 2-метровым цейссовским отражательным телескопом, который может использоваться как фотографическая камера Шмидта, а также как кассегреновский телескоп или фокус кудe. 

Обсерватория Кека 
Два 10-метровых отражательных телескопа, принадлежащих Калифорнийскому технологическрму институту (Калтех) и Калифорнийскому университету. Телескопы расположены в обсерваториях Мауна-Кеа (Гавайи), а их создание финансировалось фондом У.М. Кека. Первый телескоп был закончен в 1992 г., второй - в 1996 г.
Первичные зеркала этих телескопов Ричи-Кретьена имеют уникальную конструкцию, состоящую из 36 отдельных шестиугольных элементов. Необходимая конфигурация зеркал поддерживается специальной системой пассивных опор и активной компьютерной системой управления. Этот метод позволяет строить и собирать телескопы с большой апертурой в отдаленных горных районах. Использование адаптивной оптики на длине волны 2 микрона делает возможным получение изображений с разрешением 0,04 дуговых секунды.
Оба телескопа можно использовать вместе как интерферометр. Поскольку телескопы "Кек I" и "Кек II" находятся на расстоянии около 85 м друг от друга, они будет иметь разрешение, эквивалентное телескопу с 85-метровым зеркалом, т.е. около 0,005 дуговых секунды. 

Обсерватория Ла-Силла 
Обсерватория, принадлежащая Европейской южной обсерватории (ESO). Расположена на высоте 2400 м в южной части пустыни Атакама в Чили, примерно в 600 км севернее Сант-Яго. В число инструментов входят 3,6-метровый телескоп и 3,5-метровый Телескоп новых технологий, а также 15- метровый субмиллиметровый телескоп в совместном пользовании Швеции и ESO. 

Обсерватория Лас-Кампанас 
Обсерватория в Сьерра-дель-Кондор, Чили, на высоте 2300 м, эксплуатируемая Институтом Карнеги (Вашингтон). Основные инструменты - 2,5-метровый и 1,0-метровый рефлекторы. 

Обсерватория Лика 
Обсерватория, принадлежащая Калифорнийскому университету, которая расположена на горе Гамильтон (хребет Дьябло в Калифорнии) на высоте 1300 м. Теперь обсерватория представляет собой просто станцию наблюдения, управлямую из университетского городка Санта-Круз, принадлежащего Калифорнийскому университету.
Средства для строительства обсерватории были предоставлены университету бизнесменом и миллионером Джеймсом Ликом (1796-1876). Сооружение здания и 92-сантиметрового рефракторного телескопа было завершено в 1888 г., через двенадцать лет после смерти Лика. Сам он похоронен у основания телескопа.
В настоящее время основным исследовательским инструментом обсерватории является 3-метровый рефлекторный телескоп Шейна, работающий с 1959 г. 92-сантиметровый рефлектор Кроссли, построенный Эндрю Коммоном, был подарен обсерватории в 1895 г. его английским владельцем Эдуардом Кроссли. Самый современный инструмент - 1,0-метровый автоматизированный рефлектор Найкела, вошедший в строй в 1980 г. Имеется также 50-сантиметровый астрограф со сдвоенной трубой, предназначенный специально для получения фотографий одновременно в синей и желтой областях спектра. 

Обсерватория Лоуэлла 
Частная обсерватория во Флэгстаффе, штат Аризона, США. Была основана в 1894 г. Персивалем Лоуэллом (1855-1916), который, в частности, интересовался возможностью высокоорганизованной жизни на Марсе. В 1930 г. в Обсерватории Лоуэлла Клайд Томбо открыл планету Плутон. В настоящее время небольшой штат астрономов ведет исследования в области планетологии и в ряде других разделов астрономии.
Во Флэгстаффе имеется несколько телескопов: самый ранний инструмент - 60-сантиметровый рефрактор, 60-сантиметровый рефлектор Моргана, 53-сантиметровый рефлектор. Кроме того, имеется 45- сантиметровый астрограф, который вместе с 33-сантиметровым телескопом, использованным Томбо для поисков Плутона, в 1996 г. был восстановлен и возвращен на первоначальное место расположения в куполе обсерватории. Обсерватория использует также три других телескопа, расположенных в Андерсон-Меса в 24 километрах на юго-восток от Флэгстаффа (в том числе 1,8-метровый телескоп Перкинса, принадлежащий Университету штата Огайо и Уэслианскому университету штата Огайо). 

Обсерватория МакДональда 
Обсерватория Техасского университета, расположенная в местности Маунт-Лок в горах Дэйвис (около г.Форт-Дэйвис). Основана в 1932 г. на средства, полученные по наследству от богатого техасского банкира и астронома-любителя Уилльяма Дж. МакДональда. Первый инструмент, введенный в действие в 1938 г. (и все еще находящийся в эксплуатации), - 2,08-метровый рефлектор, названный Телескопом Отто Струве в честь первого директора обсерватории. Позднее, в 1969 г., начал работу 2,72-метровый рефлектор. Самое последнее пополнение - Телескоп Хобби * Эберли, законченный в 1996 г. Имеются также 91- и 76- сантиметровый рефлекторы, работающие с 1956 г. и 1970 г. соответственно. 76-сантиметровое зеркало представляет собой центральную часть большого зеркала, которая была вырезана, чтобы создать отверстие для кассегреновской системы в 2,08-метровом рефлекторе. Кроме того, имеется 76-сантиметровый телескоп, предназначенный для спутниковых лазерных измерений и 5-метровая антенна для приема миллиметровых волн. 

Обсерватория Марии Митчелл 
Обсерватория в г. Нантакет, штат Массачусетс, основанная в 1908 г. как мемориал Марии Митчелл (1818-1888), которая стала ведущим ученым и преподавателем в то время, когда женщины почти не занимались академической работой. Международную известность она получила после открытия кометы в 1847 г. 
В обсерватории, которая была построена Ассоциацией Марии Митчелл, размещены 18- и 20- сантиметровый телескопы, используемые прежде всего для образовательных целей. Кроме того, там ведется работа по изучению переменных звезд. 

Обсерватория Молонгло 
Австралийская радиоастрономическая обсерватория, расположенная недалеко от Канберры и принадлежащая Сиднейскому университету. В 1966 г. там был построен большой радиотелескоп - Крест Миллса. Один из антенных массивов этого креста, расположенный по направлению восток-запад, был преобразован в Телескоп синтеза апертур Обсерватории Молонгло, известный под названием МОСТ (Molonglo Observatory Synthesis Telescope - MOST). 

Обсерватория От Прованс 
Обсерватория в южной Франции у подножия Альп, в 100 км севернее Марселя, на высоте 650 м. Была основана в 1937 г. как национальная база для французских астрономов; в настоящее время принадлежит Национальному центру научных исследований (CNRS). Главный инструмент - 1,93-метровый рефлектор, который используется с 1958 г. 1,52-метровый телескоп, эксплуатируемый с 1967 г., оборудован фокусом кудe и современным спектрографом, введенным в действие в 1989 г. Имеются также 1,2- метровый и 80-сантиметровый телескопы и 60/90-сантиметровая камера Шмидта. 

Обсерватория Пик дю Миди 
Обсерватория, расположенная на высоте 2877 м во Французских Пиренеях, вблизи северной оконечности горной цепи. В 1878 г. в этом месте была основана Метеорологическая обсерватория. В 1903 г. она была присоединена к Обсерватории Тулузского университета, и там были установлены два телескопа - 50-сантиметровый рефлектор и 23-сантиметровый рефрактор. В 1943 г. в действие был введен 60-сантиметровый рефрактор, а в 1964 г. при содействии NASA - 1,06-метровый лунный и планетарный телескоп. Самый современный инструмент - 2-метровый рефлектор, который начал работу в 1980 г. Имеются также солнечные инструменты; первые эксперименты с коронографом были выполнены здесь Бернаром Лио в 1930 г. 

Обсерватория Пола Уайлда 
См.: Телескоп "Австралия". 

Обсерватория Пурпурной горы 
Обсерватория Китайской Академии Наук, расположенная в местности под названием Пурпурная гора вблизи г. Нанкина. Была построена в 1929-1934 гг. В настоящее время располагает следующими инструментами: 43-сантиметровой камерой Шмидта, 1,5-метровой радиоантенной для солнечных наблюдений, 20-сантиметровым рефрактором, 60-сантиметровым рефлектором и двойным 40-сантиметровым рефрактором, который используется для планетарных исследований. 

Обсерватория Сайдинг-Спринг 
См.: Обсерватории Маунт-Стромло и Сайдинг-Спринг. 

Обсерватория Сакраменто-Пик 
Солнечная обсерватория в Нью-Мексико, составляющая часть Национальной солнечной обсерватории США. Обсерватория расположена в Линкольновском Национальном парке на высоте 2800 м в местности, название которой можно перевести как "Солнечное пятно" (Санспот). Она была основана в 1951 г. как Исследовательская обсерватория верхней атмосферы Научно-исследовательских лабораторий ВВС в Кембридже для предсказания различных нарушений, вызываемых солнечной активностью (например, нарушений связи). В 1976 г. обсерватория была передана Национальному научному фонду, а в 1984 г. стала частью Национальной солнечной обсерватории, входящей в состав Национальных оптических астрономических обсерваторий.
Самый большой инструмент этой обсерватории - вакуумный башенный телескоп. Он используется для наблюдения мелкомасштабных солнечных деталей с разрешением до четверти дуговой секунды. Комплект солнечного оборудования (названный по имени первого директора Джона У. Эванса) содержит различные инструменты, включая 40-сантиметровый коронограф и 30-сантиметровый целостат, который может направлять поток солнечного излучения к нескольким инструментам. 

Обсерватория Стюарта 
Обсерватория Аризонского университета. Ее телескопы размещены во многих местах штата Аризона. Самый большой инструмент - 2,29-метровый телескоп Бока в Китт-Пик, пущенный в 1969 г. и получивший в 1996 г. имя Барта Бока. Кроме того, имеются 1,54-метровый рефлектор и 42-сантиметровая камера Шмидта на высоте 2515 м в Маунт-Байджлоу (в горах Каталины), в 54 км от Таскона. 1,5-метровый и 1,0-метровый телескопы расположены в Маунт-Леммон, а Субмиллиметровый телескоп Генриха Герца и 1,8-метровый рефлектор Леннона - в Маунт-Грэхемской международной обсерватории. 

Обсерватория Тейде 
Обсерватория на острове Тенерифе (Канарские острова), используемая совместно Астрофизическим институтом Канарских островов и его европейскими партнерами. Инструменты обсерватории включают несколько солнечных телескопов, спектрогелиограф, радиотелескоп для изучения космического фонового излучения и 155-сантиметровый инфракрасный телескоп. 

Обсерватория Уиппла 
См.: Обсерватория Фреда Лоуренса Уипла. 

Обсерватория Фреда Лоуренса Уипла 
Обсерватория на горе Хопкинс в штате Аризона, США, эксплуатируемая Гарвардско-Смитсоновским астрофизическим центром. Основные инструменты обсерватории - 10- метровый оптический рефлектор для гамма-лучевой астрономии, 0,61-метровый и 1,5-метровый оптические телескопы для планетарной, звездной и внегалактической астрономии, автоматические фотоэлектрические телескопы и реконфигурированный Кратный зеркальный телескоп. Эти инструменты размещены на высоте 2600 метров, а их эксплуатация ведется совместно с Аризонским университетом. Обсерватория названа в честь первого директора Смитсоновской астрофизической обсерватории, который широко известен своими работами по изучению комет. 

Обсерватория "Эйнштейн" 
Рентгеновский астрономический спутник, запущенный США 13 ноября 1978 г. Официальное название " HEAO-2" (HEAO - High Energy Astrophysical Observatory - Астрофизическая обсерватория высоких энергий). Был неофициально переименован в работающем с ним научном коллективе в честь столетия со дня рождения Альберта Эйнштейна.
Спутник стал первой рентгеновской обсерваторией, способной обнаруживать слабые источники и получать изображения сложных или протяженных источников. До того, как в апреле 1981 г. были исчерпаны ресурсы управления положением телескопа, было проведено много важных и значительных наблюдений. 
См.:рентгеновская астрономия. 

Общая теория относительности 
Теория гравитации, окончательный вариант которой был опубликован в 1916 г. Разработана Альбертом Эйнштейном (1878-1955) как развитие его более ранней специальной теории относительности (1905 г.). 
Один из основных постулатов общей теории относительности состоит в том, что в ограниченной области пространства-времени наблюдателю невозможно установить, находится ли он в состоянии равномерно ускоренного движения или испытывает воздействие гравитационного поля. Этот постулат носит название принципа эквивалентности. Эйнштейн показал, что нет необходимости рассматривать гравитацию как силу, действующую на расстоянии. Вместо этого он описал гравитацию в терминах локальных воздействий на пространство и время, т.е. как кривизну пространства-времени, которая определяется распределением вещества и энергии.
Хорошей трехмерной аналогией, помогающей понять значение кривизны четырехмерного пространства-времени, является геометрия на поверхности сферы. Например, два путешественника, отправляющиеся на север из различных мест на экваторе, в конечном счете обнаружат, что их пути пересекаются, хотя они начали движение параллельно друг другу. Это отличается от того, что происходит на плоской поверхности, где параллельные линии никогда не пересекаются. Конечно, путешественники могли бы сказать, что они притягивались друг к другу некоторой силой (например, силой гравитации), но факт их встречи легче объяснить геометрически.
В областях со слабым гравитационным полем общая теория относительности дает примерно те же результаты, что и теория, сформулированная Исааком Ньютоном. Что касается сильных гравитационных полей, то общая теория относительности дает лучшее описание, чем все другие теории (ни одна из которых не нашла столь же успешного подтверждения).
Аргументы в пользу общей теории относительности можно найти и в нескольких областях астрономии. Например, перемещение перигелия эллиптической орбиты Меркурия вокруг Солнца за столетие оказывается на 43 дуговых секунды больше, чем следует из теории Ньютона. В то же время этот факт точно соответствует положениям общей теорией относительности. Лучи света от звезд при прохождении вблизи Солнца должны в соответствии с теорией Эйнштейна отклоняться от прямой линии, что и наблюдается при солнечных затмениях. Кроме того, в рамках общей теории относительности легко объясняется и движение пульсаров в двойных системах. Чаще всего общая теория относительности используется в космологии, поскольку во всех математических моделях Вселенной гравитация играет основную роль. 

Общее собственное движение 
Термин, применяемый к двум или более звездам, движение которых в пространстве кажется подобным, но которые не имеют очевидной физической связи друг с другом в составе скопления, ассоциации или кратной системы.
См.: собственное движение. 

Объединенный институт лабораторной астрофизики (JILA) 
Организация, с 1962 г. являющаяся для Колорадского университета и Национального института стандартов и технологии США (ранее Национальное бюро стандартов) центром передовых исследований и обучения в таких областях науки, как атомные взаимодействия, спектроскопия, гравитационная физика, распространение излучения, внутреннее строение звезд и многие другие. В институте проводятся теоретические и экспериментальные исследования. JILA расположен в основном университетском городке Колорадского университета (г. Боулдер). 

Объект Беклина-Нейгебауэра 
Один из самых ярких небесных источников инфракрасного излучения. Был обнаружен Эриком Беклиным и Герри Нейгебауэром в 1967 г. Находится в туманности Клейнмана-Лоу, внутри туманности Ориона. Полагают, что это очень молодая массивная звезда спектрального класса B, скрытая за облаками пыли, в видимом свете почти на заметная. Имеются и другие инфракрасные источники, расположенные поблизости, что, как полагают, является свидетельством наличия здесь области активного звездообразования. 

Объект глубокого неба 
Объект астрономического изучения, который не принадлежит к Солнечной системе. Это нестрогое определение используется прежде всего астрономами-любителями как общий термин для галактических и внегалактических объектов, таких как туманность и галактика. 

Объект типа BL Ящерицы 
Эллиптическая галактика с ярким существенно переменным плотным ядром. Первым таким объектом была туманность BL Ящерицы, открытая в 1929 г. Тогда думали, что это переменная звезда (откуда и форма названия). Уникальное свойство таких объектов - резко выраженная короткопериодическая переменность светового излучения при отсутствии каких-либо характерных черт в спектре. Яркость может измениться за месяц в сотни раз, причем иногда изменения наблюдаются ежедневно.
Многие из объектов типа BL Ящерицы являются радиоисточниками. Интенсивные радиовыбросы замечены и в самой туманности BL Ящерицы, но они не коррелируют с вариациями яркости в световом диапазоне. Такие объекты называются также Лацертидами - от Lacerta (лат. ящерица) 

Объект Хербига-Аро (HH-объект) 
Пекулярный туманный объект, связанный с вновь формирующимися звездами. Первые три таких объекта были обнаружены на изображениях туманности NGC 1999 в Орионе в 1946-47 гг. американским астрономом Дж. Хербигом и мексиканским астрономом Г. Аро. С тех пор было идентифицировано множество других подобных объектов.
Объекты Хербига-Аро, как полагают, образуются в результате взаимодействий между сильным биполярный оттоком от протозвезды и нагретым и сжатым межзвездным газом. Эти объекты, как правило, имеют размер 500 - 4000 а.е. и массу от 0,5 до 30 земных масс. Это означает, что они являются наименее массивными объектами, обнаруженными вне Солнечной системы. Их скорости достаточно высоки, так что во многих случаях удается проследить траекторию их движения, начинающуюся у звезд типа T Тельца или у объектов - источников инфракрасного излучения. Это позволяет предположить, что они были выброшены молодыми звездами.
Примером HH-объекта является переменная туманность Хаббла. 

Объектив 
Основная собирающая линза в телескопе-рефракторе. 

Объективная призма 
Тонкая призма, помещенная на апертуре телескопа для получения суммарного спектра всех звезд, находящихся в поле зрения. 

Объективная решетка 
дифракционная решетка, помещаемая на апертуре телескопа для получения суммарного спектра всех звезд, находящихся в поле зрения. 

Объектное стекло (OG) 
Устаревший термин, обозначающий линзу объектива рефракторного телескопа. Сокращение "OG" (object glass), до сих пор используется при регистрации наблюдений (по крайней мере, в англоязычных странах), чтобы показать, что при получении данных использовался рефрактор. 

Овен (Aries) 
Небольшое зодиакальное созвездие, входившее в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Две тысячи лет тому назад было выяснено, что Солнце в день весенного равноденствия находилось на небе в созвездии Овна, хотя из-за прецессии это положение переместилось в созвездие Рыб. Созвездие по мифологическим представлениям изображает золотое руно, которое искал Язон. Самая яркая звезда - Гамаль, звезда 2-й величины.
См.: Таблица 4. 

Огментация 
Показатель, характеризующий увеличение видимого диаметра небесного тела при его наблюдении с поверхности Земли по сравнению с тем, который был бы при наблюдении из центра Земли. 

Огненный шар 
Вариант термина первичный огненный шар. 

Озеро (lacus, мн. lacus) 
Термин, используемый в названиях темных выделяющихся деталей на Луне. Использование термина "озеро" началось в то время, когда предполагалось, что более темные участки поверхности Луны соответствуют водным пространствам, что, как известно, оказалось неверным. Однако с учетом традиций термин до сих пор сохраняется в официальных названиях структур лунной поверхности.
Этот термин использовался раньше и в названиях некоторых деталей на поверхности Марса. Хотя такие названия все еще используются астрономами-любителями, официально они были заменены более точными описательными терминами. Так, деталь, ранее именовавшаяся озеро Солис (Solis Lacus), теперь носит название плато Солис (Solis Planum). 

Озон 
Молекулярный кислород, молекула которого содержит три атома вместо обычных двух. Возникает при действии ультрафиолетового излучения на воздух или кислород. Слой озона в верхней атмосфере Земли (на высотах 25 - 40 км ) служит защитным барьером от вредного для жизни ультрафиолетового излучения Солнца. 

Окно Бааде 
Область неба вокруг шарового скопления NGC 6522 в созвездии Стрельца, особенно богатая звездами. Внимание на эту область впервые обратил немецко-американский астроном Вальтер Бааде (1893-1960), который понял, что это область в диске нашей Галактики, относительно свободная от межзвездного вещества, через которую видны удаленные звезды балджа Галактики. 

Околозвёздное вещество 
Оболочка газа или пыли, окружающая звезду. 

Октант (Octans) 
Слабое и невыразительное созвездие, в котором находится южный полюс мира. Созвездие было введено в середине XVIII в. Никола Л. Лакайлем и содержит только одну звезду ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Октаэдрит 
Класс железных метеоритов, содержащих по весу от 6 до 17% никеля. В октаэдритах встречаются две различных формы железо-никелевого сплава, называемые камаситом и тэнитом. Взаимопроникающий рост кристаллов этих двух сплавов приводит к появлению их октаэдрической формы, причем возникает характерный рисунок, называемый видманштеттеновыми фигурами. Этот рисунок четко проявляется на полированной поверхности метеорита, обработанной кислотой. 

Окуляр 
Набор установленных в тубусе небольших линз, предназначенный для увеличения и фокусировки изображения, сформированного телескопом или другим оптическим прибором. Окуляры, используемые для визуального наблюдения в телескопе, обычно взаимозаменяемы. Они вставляются или ввинчиваются в тубус стандартного размера. Фокусное расстояние окуляра fe при фиксированном фокусном расстоянии телескопа fo определяет увеличение телескопа, которое задается выражением: увеличение = fo/fe.
В различных приложениях (в зависимости от требуемого увеличения, качества изображения и размера поля зрения) используются разные типы окуляров.
См.: окуляр Гюйгенса, окуляр Рамсдена, окуляр Кельнера, ортоскопический окуляр, окуляр Эрфля. 

Окуляр Гюйгенса 
Одна из самых простых конструкций телескопического окуляра, состоящая из двух плосковыпуклых линз. Хорошо работает в длиннофокусных рефракторах, но при коротких фокусных расстояниях из-за сферической аберрации появляются искажения. 

Окуляр Кельнера 
Тип телескопического окуляра с плоско-выпуклой полевой линзой и ахроматическим дублетом в качестве объектива. Представляет собой хороший и широко используемый универсальный окуляр. 

Окуляр Нэглера 
Окуляр с исключительно широким полем зрения (80°), используемый в телескопах для профессиональных астрономов. 

Окуляр Плесля 
Телескопический окуляр, составленный из двух ахроматических дублетов. Он дает высококачественное изображение по всему полю с хорошим расстоянием наилучшего зрения и особенно эффективен в короткофокусных телескопах. 

Окуляр Рамсдена 
Телескопический окуляр, состоящий из двух одинаковых плосковыпуклых линз, выпуклые стороны которых обращены друг к другу и разделены расстоянием, равным двум третям суммы их фокусных расстояний. К недостаткам этой простой системы относится хроматическая аберрация, поэтому в астрономии предпочитают окуляр Кельнера. 

Окуляр Толлеса 
Тип телескопического окуляра, изготовленного из цельного стеклянного цилиндра. 

Окуляр Эрфля 
Тип окуляра телескопа, состоящего из шести линз, собранных в три дублета. Он позволяет получить особенно широкое поле зрения - обычно 68°. 

Олиато 
Астероид 2201 диаметром 2,8 км, открытый в 1947 г. Х. Гикласом. После открытия был потерян, а в 1979 г. вновь обнаружен. Астероид находится на сильно вытянутой эллиптической орбите, пересекающейся с орбитой Земли, и имеет уникальный спектр, не похожий на спектр любого другого известного астероида, метеорита или кометы. Природа астероида не известна, но это могло бы быть "мертвое" ядро кометы, которая прекратила активное существование. 

Оливин 
Магниево-железный силикат. Наиболее распространенный минерал в составе хондритных метеоритов. 

Олимпийские снега (Nix Olympica) 
Прежнее название потухшего марсианского вулкана, теперь известного как гора Олимп. 

Омега Центавра (ω Cen; NGC 5139) 
Довольно яркое шаровое скопление в южном созвездии Центавра. Это самое большое из всех известных шаровых скоплений; его диаметр составляет 620 световых лет.
Омега Центавра лежит на расстоянии 16500 световых лет и имеет угловой размер около 1°. Его общая звездная величина составляет 3,6, так что скопление можно легко увидеть невооруженным глазом. Любопытно, что форма скопления - почти идеальный эллипс с соотношением осей 5:4.
Название "Омега Центавра" имеет такой же вид, как принятые обозначения отдельных звезд. Это связано с тем, что скопление очень долго принималось наблюдателями Средиземноморья за обычную звезду - для них эта "звезда" никогда не поднималась над горизонтом выше 10°. 

Омикрон Кита (ο Ceti) 
Обозначение переменной звезды, более известной как Мира. 

Оползень (labes, мн. labes) 
Описательный термин, используемый для обозначения планетарных деталей. 

Оптическая глубина (?) 
Мера степени поглощения электромагнитного излучения при прохождении через газообразную или пылевую среду (например, атмосферу звезды или планеты). 

Оптическая двойная 
Пара звезд, которые случайно оказались в небе близко одна от другой, но физически друг с другом не связаны (как в истинной двойной звезде). 

Оптический интерферометр 
См.: интерферометр. 

Орбита 
Путь тела, перемещающегося в гравитационном поле. Для тел, движущихся под действием центростремительной силы, орбиты (при отсутствии существенных возмущений) имеют форму конических сечений, т.е. представляет собой круг, эллипс, параболу или гиперболу. 

"Орбитальная астрономическая обсерватория" ("OAO") 
Серия американских астрономических спутников, запущенных между 1966 и 1972 гг. Работа обсерватории "OAO-1", запущенной 8 апреля 1966 г., нарушилась через день после вывода в космос. "OAO-2" была запущена 7 декабря 1968 г. На ней находились инструменты для фотометрических исследований и обзора неба в ультрафиолетовом диапазоне. Эксплуатация обсерватории продолжалась до февраля 1973 г. Следующий запуск, в 1970 г., потерпел полную неудачу. Заключительный аппарат серии, "OAO-3", после запуска 21 августа 1972 г. был переименован, получив название "Коперник". Его главной целью были исследования в области ультрафиолетовой астрономии, для чего в космос был выведен 0,8- метровый телескоп со спектрографом. На борту находилось и британское рентгеновское астрономическое оборудование, с помощью которого удалось выполнить большой объем наблюдений. 

"Орбитальная солнечная обсерватория" ("OSO") 
Серия американских спутников, запущенных в период 1962- 1975 гг. с целью изучений Солнца, в частности, в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн. 

Орёл (Aquila) 
Небольшое, но заметное северное созвездие. Было среди созвездий, включенных в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Считается, что созвездие представляет мифологического орла, посланного Юпитером, чтобы отнести Ганимеда на Олимп. Созвездие содержит одну из самых ярких звезд Альтаир.
См.: Таблица 4. 

Ореол 
Образование нежелательного гало (рассеянного света) в результате внутреннего отражения света от яркого объекта, например в неидеальной оптической системе или на фотографической пленке. 

Орион (Orion) 
Яркое созвездие, лежащее у небесного экватора, которое считают самым красивым и наиболее интересным созвездием неба. Фигура Ориона представляет охотника, в руках которого находятся дубинка и щит. Три ярких звезды отмечают пояс, а несколько более слабых звезд образуют висящий на нем меч. Созвездие Ориона содержит пять звезд первой звездной величины и еще десять, которые ярче 4-й звездной величины. В созвездии (в зоне "меча") находится и самая интересная диффузная туманность - едва видимая невооруженным глазом туманность Ориона.
См.: Таблица 4. 

Ориониды 
Ежегодный метеорный поток, множественный радиант которого лежит на границе созвездий Ориона и Близнецов, около звезды Гамма Близнецов (γ Gem). Пик потока приходится на 22 октября, а обычные пределы его появления - с 16 по 27 октября. Поток связан с метеороидами, пришедшими к Земле от кометы Галлея. 

Орионов рукав 
Спиральный рукав Галактики, в котором расположено Солнце. 

Орионово Молекулярное Облако 
См.:туманность Ориона. 

Ортоскопический окуляр 
Хороший телескопический окуляр общего назначения, дающий высококачественное изображение и приемлемое расстояние наилучшего зрения. Имеются различные формы, такого окуляра, но чаще всего используется выпуклая или плосковыпуклая линза с ахроматическим триплетом в качестве полевой линзы. 

Осадочная горная порода 
Горная порода, состоящая из фрагментов более древних пород (или, как это имеет место на Земле, твердых остатков мертвых организмов), которые откладываются в виде слоя, например, на морском дне. 

Осеннее равноденствие 
См.: равноденствие. 

Оскулирующие элементы 
Элементы орбиты, определяющие мгновенную строго эллиптическую орбиту тела, находящегося на реальной возмущаемой орбите. Если в какой-то момент времени снять все возмущающие воздействия, то тело продолжит движение по эллиптической орбите, которая в тот момент времени определялась оскулирующими элементами. 

Основная плоскость 
Плоскость, которая положена в основу некоторой системы координат. 

Остаток сверхновой 
Расширяющаяся оболочка вещества, созданного при сбрасывании внешних слоев звезды, взорвавшейся как сверхновая. Некоторые остатки сверхновых наблюдаются визуально; другие обнаруживаются по их радио- и рентгеновскому излучению. Сброшенной оболочке предшествует ударная волна, которая сталкивается с межзвездным газом и нагревает его. Возникает обратная ударная волна, движущаяся внутрь, которая в свою очередь нагревает выброшенное и межзвездное вещество, что приводит к появлению рентгеновского излучения. Кроме того, ускоренные ударной волной электроны посредством синхротронного излучения генерируют радиоволны. Выброшенное вещество образует сгустки, так что излучающая оболочка может и не быть однородным кольцом.
Некоторые остатки сверхновых, включая Крабовидную туманность, имеют довольно необычный вид. В них синхротронное излучение, генерируемое внутри оболочки, намного превосходит все виды излучения, возникающие в самой оболочке. Этот тип остатков сверхновых был назван плерионом. Для поддержания синхротронного излучения необходимо постоянное выделение релятивистских электронов. В Крабовидной туманности их источником может быть существующий там пульсар. Однако наблюдаются плерионы, где центральный пульсар не обнаружен. В этом случае приходится принять допущение о том, что при данном угле наблюдения его просто не удается выявить. Среди других общеизвестных примеров остатков сверхновых - Кассиопея A, звезда Кеплера, звезда Тихо Браге и Петля в Лебеде. 

Остаточная величина 
Различие между фактически наблюдаемой величиной и ее предсказанным (или ожидаемым) значением. Остаточные величины могут возникать как из-за ошибок наблюдения или их ограниченной точности, так и в результате погрешностей предсказания, с которым сравнивается наблюдение. 

Остров Вселенной 
Устаревший термин, использовавшийся для обозначения гигантской галактики. Он был введен философом Иммануилом Кантом (1724-1804) в 1755 г. и в популярной литературе использовался до 1920-х гг. 

Ось 
Воображаемая прямая линия, проходящая через тело, вокруг которой это тело вращается или относительно которой оно имеет вращательную симметрию. 

Ось склонения 
Одна из двух осей, относительно которой может вращаться телескоп с экваториальной установкой (другой является полярная ось). Вращение вокруг оси склонения позволяет наводить телескоп на объекты с различным склонением, в то время как прямое восхождение остается постоянным.
См.: экваториальная установка. 

Открытая Вселенная 
Модель Вселенной, в которой расширение продолжается вечно, а бесконечность достигается с отличной от нуля скоростью.
См.: пульсирующая Вселенная, замкнутая Вселенная. 

Относительность 
См.: общая теория относительности, специальная теория относительности. 

Отношение Погсона 
См.: звездная величина. 

Отношение Талли-Фишера 
Отношение между шириной линии 21 см спиральных галактик и их абсолютной фотографической звездной величиной. В 1977 г. Б.Талли и Р.Фишер определили количественные параметры связи между этими величинами, получив тем самым новый метод оценки расстояний до спиральных галактик. 

Отражающая туманность 
Холодное облако межзвездного газа и пыли, которое светится только потому, что пыль рассеивает свет близлежащих звезд; собственного свечения газо-пылевое облако не имеет. Спектр рассеянного света - такой же, как и у звезд, хотя синий свет рассеивается более интенсивно, чем красный, так как эффект зависит от длины волны. Одна из наиболее известных отражающих туманностей - та, которая окружает звезды Плеяд. 

Отрог 
Область непрерывного радиоизлучения, которая на радиокартах Млечного Пути кажется простирающейся от галактической плоскости. Наиболее заметным является Северный галактический (или Полярный) отрог, проектирующийся в северном направлении на галактической долготе 30°. Возможно, что он представляет собой часть остатка сверхновой. 

Офелия
 
Небольшой спутник Урана, открытый "Вояджером-2" в 1986 г. Офелия - один из двух "пастухов" кольца Эпсилон планеты (другой "пастух"- Корделия).
См.: Таблица 6. 

Охлаждающий поток 
Поток газа к центру богатого скопления галактик, который, сталкиваясь с более горячим и более разреженным межгалактическим газом, быстро охлаждает его с выделением энергии в виде рентгеновского излучения, и конденсируется, превращаясь в вещество звезд.

                                                                                 П

Павлин (Pavo) 
Южное созвездие, впервые появившееся в 1603 г. в звездном атласе Иоганна Байера. Оно содержит одну звезду 1-й звездной величины, которая сама носит название Пикок (что означает "Павлин").
См.: Таблица 4. 

Падающая звезда 
Другое название метеор. 

Падение 
Термин, относящийся к метеориту, обнаруженному после того, как был засвидетельствован его полет в атмосфере (в отличие от термина "находка"). 

Пак 
Спутник Урана, открытый "Вояджером-2" в 1985 г. Диаметр спутника - 150 км. На изображениях, переданных с "Вояджера", можно увидеть несколько относительно больших кратеров.
См.: Таблица 6. 

Палимпсест 
Круглое пятно на ледяном естественном спутнике, которое, как полагают, является "призраком" бывшего ударного кратера. 

Паллада 
Астероид 2, открытый Генрихом Вильгельмом Ольберсом в 1802 г. Астероид является вторым по величине (средний диаметр 533 км) и представляет собой астероид углистого типа, подобный самому большому астероиду Церере. Его орбита имеет необычно большое наклонение к плоскости Солнечной системы (35°). 

Палласиты 
Класс железо-каменных метеоритов. 

Паломарская обсерватория 
Обсерватория на горе Паломар в Калифорнии, где размещен 5-метровый Телескоп Хейла. Обсерватория принадлежит и эксплуатируется Калифорнийским технологическим институтом (Калтех). Другие инструменты обсерватории - 1,2-метровый Телескоп Осчина (камера Шмидта), 46- сантиметровая камера Шмидта и 1,5-метровый рефлектор, находящийся в совместной собственности Калтеха и Института Карнеги в Вашингтоне. 

Паломарский обзор неба 
Фотографический атлас полного неба севернее склонения -30°, состоящий из широкоформатных фотопластинок, полученных с помощью 1,2-метровой камеры Шмидта (Телескоп Осчина) в Паломарской обсерватории. Для каждого участка неба имеются две пластинки, сделанные соответственно в красном и синем свете. 

Пан 
Небольшой спутник Сатурна (1981 S13), орбита которого лежит в щели Энке системы колец планеты. Он был открыт Марком Р. Шоуолтером в 1990 г. при изучении изображений, полученных АМС "Вояджер- 1" и "Вояджер-2". Существование его было предсказано на основании анализа наблюдаемой структуры колец вокруг щели Энке. Пан имеет в диаметре около 20 км. 

Пандора 
Небольшой спутник Сатурна, размерами 110 ? 70 км, открытый "Вояджером-2" в 1980 г.
См.: Таблица 6. 

Парабола 
Форма незамкнутой кривой, принадлежащей к семейству кривых, известных как конические сечения. В астрономии с параболами сталкиваются в двух основных контекстах. Во-первых, это одна из форм орбиты тела, движущегося под действием центральной гравитационной силы (типа кометы), когда оно приближается к Солнцу. Во-вторых, форма параболоида обычно придается первичному зеркалу рефлекторного телескопа (параболоид представляет собой поверхность, полученную при вращении параболы). Изображения, полученные с помощью параболических зеркал, в отличие от сферических, не имеют искажений типа сферической аберрации. 

Параболическое зеркало 
Зеркало, поверхность которого имеет форму параболоида.
См.: парабола. 

Парадокс Ольберса 
Вопрос: "Почему небо ночью темное?". В 1826 г. немецкий астроном Генрих Ольберс (1758- 1840) обратил внимание на то, что при бесконечном возрасте большой Вселенной, более или менее однородно заполненной звездами, небо должно быть залито светом, потому что каждый луч зрения от наблюдателя в конечном счете сталкивается со звездой. Парадокс состоит в том, что, несмотря на это, небо ночью темное.
Разрешение парадокса лежит в том, что исходное предположение является ошибочным. Так как парадокс касается допущений об основных свойствах Вселенной, то ясно, что темнота ночного неба имеет важное значение для космологии. Парадокс получил разрешение в рамках космологической теории Большого Взрыва: конечность возраста галактик означает, что прошедшего времени недостаточно, чтобы заполнить всю Вселенную светом. Кроме того, расширение Вселенной ведет к ослаблению наблюдаемой яркости неба от отдаленных объектов. 

Парадокс Ферми–Харта 
Утверждение, что внеземная жизнь не может существовать, поскольку мы не видим никаких доказательств этого и не получаем никаких сигналов от внеземных существ. 

Парадоксальное красное смещение 
Красное смещение удаленной галактики или квазара, заметно отличающееся от красного смещения соседнего объекта, с которым они кажутся физически связанными. Вообще говоря, считается, что красное смещение, наблюдаемое в спектрах галактик и квазаров, отражает общее расширение Вселенной, которое продолжается начиная с Большого Взрыва. В этой интерпретации величина красного смещения пропорциональна расстоянию, и поэтому расстояние может быть вычислено, если измерено красное смещение. Если две галактики находятся на одном и том же расстоянии, естественно ожидать, что они покажут одинаковое красное смещение. Однако имеются примеры, когда изображения близких друг к другу на небесной сфере галактик и квазаров предполагают существование физической связи или моста между ними, и тем не менее их измеренное красное смещение оказывается различным. Эта ситуация может возникнуть, если кажущаяся связь - результат случайного соединения или если красное смещение не полностью обусловлено общим расширением Вселенной. 

Параллакс (?) 
Изменение относительного положения объекта при рассмотрении его с разных точек зрения. Тригонометрическим параллаксом называют фактически измеренный угловой сдвиг при изменении точки зрения наблюдателя. В случае астрономических объектов параллакс может быть измерен только для относительно близких объектов по отношению к удаленным звездам. Тем не менее измерение параллакса (в тех случаях, когда это оказывается возможным) очень важно, так как это один из прямых методов определения астрономических расстояний. В астрономии слово "параллакс" часто используется как синоним "расстояния".
Вращение Земли вызывает эффект суточного параллакса, а орбитальное движение Земли вокруг Солнца связано с появлением годичного параллакса.
См.: статистический параллакс. 

Параметр замедления (q0) 
Безразмерная величина, описывающая скорость, с которой расширение Вселенной замедляется из-за взаимной гравитации вещества внутри нее. Для значения, большего 0,5, расширение Вселенной в конечном счете прекратится, после чего наступит сжатие и коллапс. Значение, меньшее или равное 0,5, указывает, что Вселенная будет расширяться всегда. 
См.: критическая плотность. 

Параметр плотности(?0) 
В космологической теории отношение полной плотности Вселенной к критической плотности. 

Параметры Стокса 
Четыре числа, необходимые для полного математического описания поляризованного излучения. В некоторых радиотелескопах имеется возможность непосредственного измерения этих параметров, что позволяет получать характеристики магнитных полей радиоисточников.
См.: поляризация. 

Паранальская обсерватория 
Место расположения радиотелескопа VLA Европейской южной обсерватории. Паранальская обсерватория находится на высоте 2632 м в пустыне Атакама (Чили) в 120 км на юг от Антофагасты,. 

Паргелий 
Альтернативное название ложного Солнца. 

Парижская обсерватория 
Французский национальный астрономический научно-исследовательский институт, основанный в Париже в 1667 г. Это самая старая астрономическая обсерватория из тех, которые все еще используются для проведения исследований. Обсерватория имеет астрофизическое отделение, расположенное вне Парижа (в Медонской обсерватории), и радиоастрономическую станцию в Нанси. Исследования ведутся по многим разделам астрономии.
В Париже расположены три инструмента, введенные в строй еще в XIX в., в том числе телескоп, построенный для проекта "Карты Неба", и 38-сантиметровый рефрактор, который иногда используется для позиционирования звезд. Кроме того, систематические астрометрические измерения производятся с помощью призматической астролябии.
Медонская обсерватория основана в 1876 г. В 1926 г. в результате объединения она стала астрофизическим отделением Парижской обсерватории. Инструменты, расположенные в Медоне, включают 83-сантиметровый рефрактор, датируемый 1893 г., 1,0-метровый рефлектор, работающий также с 1893 г., но модернизированный в 1969 г., солнечный башенный телескоп, используемый для спектроскопических наблюдений Солнца, и спектрогелиограф. Кроме того, имеется большой сидеростат, который используется в сочетании с солнечным магнитографом и инструментами, контролирующими состояние солнечной хромосферы.
Большая Радиоастрономическая станция в Нанси, созданная в 1953 г., располагает многими инструментами. Наблюдения солнечного радиоизлучения ведутся с помощью радиогелиографа (многоканального инструмента для спектральных наблюдений Солнца в полосе радиочастот) и телескопов, следящих за солнечной активностью. Для наблюдений Солнца и планеты Юпитер в диапазоне длин волн от 3 до 300 м используется специальный антенный массив. Самый большой радиотелескоп Нанси имеет уникальную конструкцию, состоящую из двух огромных отражательных поверхностей, плоской и вогнутой, которые установлены друг против друга. Плоский рефлектор состоит из десяти групп, каждая размером 20 ? 40 м, которые могут вращаться вокруг горизонтальной оси. Вогнутый рефлектор имеет 300 м в длину и 35 м в высоту. Радиосигналы отражаются от плоского рефлектора к вогнутому отражателю, который направляет их к фокусу. Здесь они поступают в приемники, установленные в подвижной кабине. Этот телескоп используется для изучения 21-сантиметрового излучения нейтрального водорода, излучения гидроксильных молекул (OH), а также для других исследовательских работ. 

Парксская обсерватория 
Австралийская радиоастрономическая обсерватория, расположенная в 20 км к северу от г. Паркс, штат Новый Южный Уэльс. Инструмент - отдельная 64-метровая параболическая антенна с первичным фокусом и альтазимутальной установкой. Обсерватория была укомплектована в 1961 г. и используется Отделением радиофизики Организации научных и промышленных исследований Британского Содружества как Австралийская национальная радиоастрономическая обсерватория. В 1988 г. она стала подразделением, обслуживающим Телескоп "Австралия", который может использоваться как автономно, так и в качестве компонента массива с большой базой.
Параболическая антенна Парксской обсерватории была первой в южном полушарии. С ее помощью в 1963 г. был идентифицирован первый квазар, а также открыто много межзвездных молекул и более половины известных пульсаров. Антенна также использовалась (как дополнительный элемент Сети глубокого космоса) для слежения за космическими аппаратами, например, во время встреч "Вояджера-2" с Ураном и Нептуном и полета "Джотто" к комете Галлея. 

Парниковый эффект 
Эффект внутреннего нагрева планетарной атмосферы, вызванный ее непрозрачностью для инфракрасного излучения. Название обусловлено сходством с теплицей, где стекло играет ту же роль, что и атмосфера.
Основным источником тепла для поверхности планеты и атмосферы является энергия, излучаемая Солнцем в видимой и инфракрасной областях спектра. Более длинноволновое инфракрасное излучение, испускаемое самой планетарной поверхностью, задерживается атмосферой, вызывая повышение равновесной температуры (как атмосферы, так и планетарной поверхности). На Земле увеличение температуры составляет около 33 K. На Венере "распоясавшийся" парниковый эффект повысил температуру на целых 500 K. Нагрев Марса составляет "скромные" 5 K.
Повышение температуры за счет парникового эффекта определяется тем, насколько непрозрачна атмосфера для инфракрасного излучения. Одним из основных источников непрозрачности является углекислота, но свою лепту вносят также водяные пары и некоторые другие газы.
Большую обеспокоенность вызывает тот факт, что происходит глобальное нагревание Земли из-за увеличения концентраций углекислоты и других так называемых парниковых газов. Этот эффект обусловлен человеческой деятельностью, особенно сжиганием ископаемого топлива - угля и нефти. 

Парсек (пс) 
Единица расстояния, используемая в профессиональной астрономии. Она определяется как расстояние, на котором объект имел бы годичный параллакс, равный одной дуговой секунде. Один парсек эквивалентен 3,0857 ? 1013 км, 3,2616 световых лет или 206265 а.е.
Широко используются также кратные единицы - килопарсек (кпс, 1000 пс) и мегапарсек (Mпс, 1000000 пс). 

Паруса (Vela) 
Большое южное созвездие, представляющее собой одну из трех частей, на которые Никола Л. Лакайль разделил древнее созвездие Аргонавтов. Оно лежит в той части Млечного Пути, где имеется множество слабых туманностей, и содержит десять звезд ярче 4-й звездной величины. Звезды Дельта (δ) и Каппа (κ) Парусов вместе с Йотой (ι) и Эпсилоном (ε) Киля образуют астеризм, известный под названием "Ложный Крест" из-за того, что его иногда путают с созвездием Южного Креста.
См.: Таблица 4. 

Пасифе 
Один из небольших внешних спутников Юпитера (номер VIII), открытый в 1908 г. П. Дж. Мелоттом.
См.: Таблица 6. 

Патера (рatera, мн. рaterae) 
Мелкий кратер с фестончатыми или сложными краями. 

Паук 
Стойки поддерживающей конструкции вторичного зеркала в трубе отражательного телескопа. Возникающая при этой конструкции дифракция вызывает появление лучевого ореола на фотографических изображениях ярких звезд. 

Пациенция 
Астероид 451 диаметром 230 км, открытый A. Шарлуа в 1899 г. 

Пегас (Pegasus) 
Большое северное созвездие, включенное Птолемеем в его список 48 созвездий (ок. 140 г. н.э.). Оно выделяется хорошо заметным Квадратом Пегаса, образованным тремя его самыми яркими звездами и Альфой Андромеды (Альферац), имеющими 2-ю звездную величину. Раньше Альфа Андромеды рассматривалась обычно как принадлежащая Пегасу и обозначалась как Дельта Пегаса.
См.: Таблица 4. 

Пекинская обсерватория 
Астрофизический научно-исследовательский институт Китайской Академии наук, основанный в 1958 г. Имеет аппаратуру для радиоастрономических исследований, оптической астрономии, солнечных наблюдений и хронометрирования, которая размещена в пяти местах наблюдения. 

Пекулярная галактика 
Нестрогий термин, относящийся к любой галактике, которая не вполне укладывается в классификацию Хаббла и демонстрирует признаки необычной энергетической активности или приливного взаимодействия с соседними галактиками. 

Пекулярная звезда 
Звезда, чей спектр по сравнению с большинством звезд ее спектрального класса показывает необычные детали. Такие звезды обозначаются буквой "p" после символа спектрального класса. Чаще всего термин относится к звездам спектральных классов A и B. 
См.: Ap-звезда. 

Пекулярное движение (звезды) 
Движение отдельной звезды относительно местного стандарта покоя или относительно некоторой выделенной группы звезд. 

Пекулярное движение (галактики) 
Индивидуальное движение галактики или скопления галактик, дополнительное по отношению к движению, связанному с общим расширением Вселенной. 
См.: разбегание Хаббла. 

Пеле (Pele) 
Эруптивный центр на Ио. В марте 1979 г. "Вояджером-1" над ним был замечен большой султан, но четыре месяца спустя, ко времени пролета "Вояджера-2", вулканическая деятельность прекратилась. 

Пепельный свет 
Слабое свечение, которое, по утверждению некоторых наблюдателей, можно видеть на темной части Венеры, когда планета находится в фазе серпа. В отсутствие фотографических доказательств это явление подвергают сомнению, хотя о нем сообщали многие наблюдатели. Происхождение пепельного света неизвестно. Если это реальный физический эффект в атмосфере Венеры, то он может быть подобен земному свечению неба 

Пепельный свет 
Слабое освещение той части Луны, которая в фазе "тонкого полумесяца" была бы полностью темной. Эффект вызван солнечный светом, отраженным Землей. С этим явлением связано английское выражение "Новая Луна в руках старой Луны". 

Первая точка Овна 
Одна из двух точек на небесной сфере, где пересекаются эклиптика и небесный экватор. Она используется как начало отсчета прямого восхождения. Под влиянием прецессии экватор медленно перемещается вдоль эклиптики, делая один оборот за 25800 лет. Хотя несколько тысяч лет назад точка пересечения была в созвездии Овна, в настоящее время она находится в созвездии Рыб, что,однако, не повлекло изменения этого идущего из древности названия. Солнце находится в первой точке Овна в момент северного весеннего равноденствия, поэтому используется и термин "точка весеннего равноденствия". 

Первая четверть 
Фаза Луны, когда освещена половина видимого диска, а Луна прибывает. Первая четверть наступает, когда небесная долгота Луны на 90° больше, чем долгота Солнца. 

Первичное зеркало 
Главное зеркало в отражательном телескопе, собирающее свет. 

Первичный атом 
То же самое, что и первичный огненный шар. 

Первичный огненный шар 
Состояние Вселенной на очень ранней стадии, когда она была горячей и плотной, и в ней доминировало излучение с высокой энергией. Именно в таком состоянии когда-то находилась Вселенная согласно теории Большого Взрыва. Существование космического фонового излучения в значительной мере подтверждает это допущение. Его можно удовлетворительно объяснить только в том случае, если считать фоновое излучение реликтовым излучением, сохранившимся с ранней стадии, но в настоящее время сильно охладившимся и распространившимся. 

Первичный фокус 
Точка, в которой первичное зеркало отражательного телескопа фокусирует падающий поток света (в отсутствие вторичного зеркала). Первичный фокус лежит на линии падающего луча, но в очень больших телескопах в точку первичного фокуса можно поместить различные астрономические приборы без существенной потери качества. Расположение приборов непосредственно в первичном фокусе имеет определенные преимущества, поскольку здесь нет световых потерь и отсутствуют дефекты, вносимые вторичными зеркалами. Кроме того, можно получить относительно большую светосилу при широком поле зрения. 

Первый контакт 
Момент в ходе солнечного затмения, когда диск Луны начинает свое движение по солнечной фотосфере. В процессе лунного затмения первый контакт наступает, когда Луна начинает входить в полную тень (umbra) Земли. Термин используется также для обозначения аналогичной стадии в ходе прохождения или покрытия. 

Передача массы 
Поток вещества от одной звезды к другой в близкой двойной системе. Процесс может происходить, когда в ходе эволюционного процесса звезда расширилась до такой степени, что ее внешние слои притягиваются к компаньону. Перетекающее вещество может непосредственно поступать прямо на поверхность звезды или образовывать аккреционный диск.
См.:контактная двойная, карликовая новая, полость Роша,полуразделенная система, рентгеновская двойная. 

Переключение Дикке 
Используемая в радиоастрономии, особенно при работе в микроволновом диапазоне, методика, при которой мощность космического радиосигнала сравнивается с мощностью известного эталонного сигнала на Земле путем быстрых переключений между ними. 

Переменная Блажко 
См.: звезда типа RR Лиры. 

Переменная звезда 
Звезда, световой поток которой подвержен регулярным или нерегулярным изменениям. Зависимость яркости переменной звезды от времени называется световой кривой.
Переменность звезд вызывается целым рядом физических причин, и в соответствии с ними переменные звезды подразделяются на большие группы. В пределах каждой группы выделяется несколько типов, часто называемых по имени звезды-прототипа.
Эруптивные и взрывные переменные характеризуются своей непредсказуемостью и охватывают самые разнообразные звезды от звезд типа T Тельца, находящихся в стадии образования, до сверхновых, которые близки к взрыву, завершающему их жизнь. Эта группа включает также вспыхивающие звезды, новые и карликовые новые.
Колебания яркости пульсирующих звезд вызываются их внутренней физической нестабильностью. Подобные звезды включают цефеиды, звезды типа RR Лиры и звезды типа Миры. Другая большая группа переменных звезд состоит из затменных двойных, в которых изменение светимости обуславливается периодическим прохождением одной звезды перед другой. Такие двойные часто оказываются и физически взаимодействующими. Характерным примером затменной двойной является Алголь.
У некоторых звезд, например, звезд типа BY Дракона, изменчивость объясняется неоднородностью их поверхностной яркости, что при вращении создает эффект переменности.
Принятые способы обозначения переменных звезд кажутся довольно странными. Они восходят, главным образом, к обозначениям Ф.В.А. Аргеландера (1799-1875), который использовал для девяти самых ярких переменных в каждом созвездии буквы от R до Z в соединении с названием созвездия. Для последующих переменных стали использовать пары букв, от RR до RZ, от SS до SZ и так далее, вплоть до ZZ (буква J опускается). Затем используются пары букв от AA до AZ, от BB до BZ и так далее, что доводит число доступных обозначений до 334. Однако во многих созвездиях число открытых переменных намного превысило предельное значение 334, так что эти звезды стали обозначать просто как V335, V336, и так далее. 

Переменная туманность Хаббла ( NGC 2261) 
Светящаяся туманность треугольной формы в созвездии Единорога. По фотографиям, сделанным между 1900 и 1916 гг., Эдвин Хаббл обнаружил, что форма и яркость туманности меняются. Внутри туманности находится нерегулярно переменная звезда R Единорога,которая является сильным источником инфракрасного излучения. По всей видимости, R Единорога - очень молодая звезда, окруженная околозвездным диском и имеющая биполярный отток. Туманность, как полагают, является примером объекта Хербига-Аро. Заметен и свет звезды, отраженный межзвездной пылью. 

Переменные Хаббла–Сэндейджа 
Сверхсветящиеся переменные звезды, отмеченные Эдвином Хабблом и Алланом Сэндейджем при изучении галактик M31 и M33. Они были отнесены к классу переменных звезд, называемых звездами типа P Лебедя или звездами типа S Золотой Рыбы. 

Перемешивающаяся Вселенная 
Хаотическая модель ранней Вселенной, в которой в результате гигантских конвульсий и колебаний свет "плавает" вокруг Вселенной и способствует превращению неоднородной Вселенной в однородную. Было обнаружено, что эта модель не работает. 

Пересечение меридиана 
См.: кульминация. 

Периастр 
В орбитальном движении двойной звезды - точка максимального сближения обеих звезд. 

Перигей 
В орбитальном движении Луны или искусственного спутника Земли - точка, ближайшая к Земле. 

Перигелий 
В орбитальном движении тела вокруг Солнца - точка, ближайшая к Солнцу. 

Период 
Интервал времени, после которого циклическое явление повторяется.
См.: элементы орбиты. 

Период обращения 
Время, необходимое для однократного прохождения замкнутой орбиты. 

Периодическая комета 
Комета, движущаяся по замкнутой эллиптической орбите в пределах Солнечной системы. Периодические кометы наблюдаются во время их регулярных возвращений в окрестность Земли, если только в своем орбитальном движении они подойдут достаточно близко, чтобы их можно было снова идентифицировать. Термин обычно относится к кометам с периодами меньше 200 лет, которые, строго говоря, являются короткопериодическими кометами. 

Перистое облако 
См.: инфракрасное перистое облако. 

Перицентр 
Точка орбиты, ближайшая к центру масс. 

Персеиды 
Сильный ежегодный метеорный поток, радиант которого лежит недалеко от звезды Эта Персея (η Per). Пик потока приходится на 12 августа, а его нормальные пределы - с 23 июля по 20 августа. Метеорный поток связан с кометой 109P/Свифта-Туттля. Это один из красивых и наиболее стабильных ежегодных потоков с максимальными интенсивностями от 50 до 100 метеоров в час. Наблюдения Персеид насчитывают уже более 2000 лет. 

Персей (Perseus) 
Большое и красивое созвездие северного полушария, лежащее в богатой звездами части Млечного Пути. Созвездие вошло в число 48 созвездий, внесенных в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Оно содержит десять звезд ярче 4-й звездной величины, включая переменную звезду Алголь. В Персее находится также великолепная пара рассеянных скоплений, видимых невооруженным глазом, известных под названием Двойное скопление в Персее.
См.: Таблица 4. 

Петавий (Petavius) 
Большой лунный кратер, 176 км в диаметре, находящийся около юго-восточного лимба Луны. Поперек дна кратера между системой центральных пиков и террасированными стенками проходит заметная борозда. 

Петля Барнарда 
Слабое кольцо горячего газа, образующее эллипс размером 14° ? 10° в созвездии Ориона. Как полагают, кольцо является результатом лучистого давления горячих звезд, лежащих в области пояса и меча Ориона, которое действует на межзвездное вещество. 

Петля в Лебеде 
Круговая оболочка туманности с диаметром 3° в созвездии Лебедя. Одну секцию этой круговой структуры образует Туманность "Вуаль". Радиоизлучение подтверждает, что оболочка фактически является остатком сверхновой. Ее возраст оценивается в 30000 лет, и она лежит на расстоянии 2500 световых лет. Петля продолжает расширяться со скоростью 6 дуговых секунд за каждые сто лет, причем эта скорость меньше ее первоначальной величины из-за торможения в межзвездной среде. 

Печь (Fornax) 
Небольшое и малозаметное созвездие южного неба. Было введено в середине XVIII в. Никола Л. Лакайлем под более длинным названием Fornax Chemica - Химическая Печь. Ни одна из звезд созвездия не превосходит 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Печь A 
Сильный радиоисточник в созвездии Печи, отождествленный со спиральной галактикой NGC 1316. 

Пико (Pico) 
Изолированный горный пик в море Дождей на Луне. 

Пикок 
Самая яркая звезда в созвездии Павлина. 

Пиксел 
Сокр. "элемент изображения" (pixel - "picture element"). Термин используется, в частности, в связи с электронными методами отображения, например, при использовании устройств "соединенного заряда" (CCD), где получаемое изображение состоит из множества отдельных элементов. Таким образом, пиксел является минимальным элементом изображения, несущим информацию об интенсивности светового потока. 

"Пионер" 
Серия из 11 американских космических аппаратов, запущенных в 1958 - 1973 гг. КА "Пионер" (с номерами с первого по четвертый) были направлены к Луне; все они потерпели неудачу. КА "Пионер" (с номерами с пятого по девятый) были выведены на орбиты вокруг Солнца и использованы для изучения Солнца и условий в межпланетyном пространстве. "Пионер-10 и -11" осуществили весьма успешные пролеты вблизи Юпитера и вблизи Юпитера и Сатурна соответственно.
"Пионер-10" был запущен 3 марта 1972 г. и прошел около Юпитера по пролетной траектории 4 декабря 1973 г. на расстоянии 132000 км, передав на Землю лучшие для того времени изображения планеты. Он продолжал непрерывно передавать информацию вплоть до выхода за пределы Солнечной системы. 30 марта 1996 г., находясь на расстоянии больше 66 а.е. от Солнца, он "замолчал" навсегда. "Пионер-11" был запущен 6 апреля 1973 г. и встретился с Юпитером 3 декабря 1974 г. (минимальное расстояние составило 42800 км) и с Сатурном - 1 сентября 1979 г. (минимальное расстояние - 20800 км). 

"Пионер-Венера" 
Два американских космических аппарата, посланных к Венере в 1978 г. "Пионер-Венера-1", запущенный 20 мая 1978 г., был орбитальным аппаратом, который получил радиолокационные карты поверхности и передал на Землю визуальные изображения и другие данные. "Пионер-Венера-2", запущенный 8 августа 1978 г., представлял собой атмосферный зонд с пятью небольшими спускаемыми зондами на борту, не предназначенными для передачи данных после удара о поверхность. 

Пирогелиометр 
Инструмент для измерения общей тепловой энергии Солнца, попадающей на единицу площади в единицу времени. 

Питон (Piton) 
Изолированный горный пик в море Дождей на Луне. 

Пифагор (Pythagoras) 
Большой лунный кратер около северо-западного лимба Луны с диаметром 129 км. Имеет высокие стенки и центральный пик. 

Плазма 
Ионизированный газ, состоящий из смеси электронов и атомных ядер. Все вещество внутри звезд находится в состоянии плазмы. Кроме того, плазмой является и ионизированный водород. Области астрофизической плазмы представляют собой источники радиоизлучения. 

Плазменный хвост 
См.: ионный хвост. 

Плазмосфера 
Слой холодной плазмы высокой плотности, окружающий Землю выше ионосферы, т.е. на высотах больше 1000 км. Плазмосфера простирается до расстояний в 3 - 7 земных радиусов. Ее верхняя граница (плазмопауза) отмечена резким падением плазменной плотности. Большинство частиц в плазмосфере составляют протоны и электроны. 

Пламенная Звезда 
Популярное название повторной новой T Северной Короны, самой яркой из когда-либо зарегистрированных повторных новых. Дважды, в 1866 г. и 1946 гг., она достигала яркости второй звездной величины. 

Планета 
Небесное тело, вращающееся вокруг Солнца или другой звезды, масса которого слишком мала для того, чтобы тело могло стать звездой (меньше одной двадцатой массы Солнца). Планеты могут быть твердыми, типа внутренних планет (Меркурий, Венера, Земля и Марс), или газообразными с небольшим твердым ядром, подобно внешним планетам (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун). Эти восемь планет вместе с Плутоном являются большими планетами Солнечной системы. На Плутоне, хотя и напоминающем твердые планеты, сохранилось значительное количество льда, и в Солнечной системе он представляет собой единственный пример большой планеты - ледяного карлика. В пределах Солнечной системы имеется множество малых планет, или астероидов, и небольших ледяных карликов, составляющих население так называемогопояса Койпера за пределами Нептуна.
До сих пор не удалось непосредственно обнаружить какую-либо планету, вращающуюся вокруг другой звезды (кроме Солнца). Однако присутствие планет у нескольких звезд было косвенно обнаружено по доплеровским измерениям небольших периодических изменений лучевой скорости. Наблюдение дисков вокруг вновь формирующихся звезд, которые могут обеспечить веществом возникающие планетарные системы, подтверждают предположение о том, что такие системы имеются по крайней мере у некоторых похожих на Солнце звезд. Кроме того, имеются сильные аргументы (небольшие вариации частоты пульсаций) в пользу того, что по крайней мере один пульсар имеет компаньонов планетных размеров. 
См.: внесолнечная планета. 

Планета X 
Гипотетическая большая планета Солнечной системы, находящаяся вне орбиты Плутона. Символ "X " можно рассматривать как обозначение неизвестной или как римскую цифру десять. Открытие небольших планетарных тел за орбитой Нептуна, населяющих пояс Койпера, лишает эту гипотезу как теоретической, так и наблюдательной основы. 

"Планета-B" 
Японский космический аппарат, который должен быть запущен в августе 1998 г. к Марсу с целью изучения его атмосферы и ионосферы. Он выйдет на орбиту вокруг Марса в октябре 1999 г. 

Планетарий 
Куполообразное здание, вмещающее специальный проектор для моделирования вида ночного неба. Планетарии широко используются в образовательных и развлекательных целях.
Этим термином иногда обозначают и механическую модель Солнечной системы, чаще называемую моделью Оррери. 

Планетарная туманность 
Расширяющаяся оболочка газа, которая окружает звезду на последней стадии эволюции звезд. Название восходит к описанию, данному Уильямом Гершелем. Он считал, что их форма напоминают диски планет, видимые в небольшой телескоп. Однако никакой связи между планетами и планетарными туманностями нет.
Планетарные туманности образуются в процессе потери массы, при котором красные гиганты в конечном счете превращаются в белые карлики. Обычно масса газовой оболочки составляет несколько десятых солнечной массы, а вещество уносится со скоростью 20 км/сек. Такая оболочка существует, вероятно, в течение 35000 лет, а затем становится слишком разреженной и поэтому невидимой. Спектры показывают эмиссионные линии светящегося газа, объединенные со спектром центральной звезды, который может содержать линии поглощения и/или эмиссионные линии. Центральные звезды планетарных туманностей по существу уже "сгорели" и находятся в стадии превращения в белые карлики. Их температура достигает 125000 K, а другие характеристики уже подобны характеристикам белых карликов.
Планетарные туманности принимают разнообразные формы - кольцеобразные, круглые, гантелеподобные и неправильные. Самые известные среди них - туманность "Кольцо", туманность "Спираль" и туманность "Гантель". 

Планетарные кольца 
Кольцевые структуры, которые окружают четыре самых больших внешних планеты - Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун - и состоят из множества небольших тел и пылевых масс.
Кольца Сатурна были открыты в 1610 г. (их открытие принадлежит Галилею, первым из людей взглянувшим на небо в телескоп). В 1857 г. Джеймс Клерк Максвелл доказал теоретически, что кольца должны состоять из множества несвязанных частиц, что позже и было подтверждено спектроскопическими наблюдениями - оказалось, что внутренние частицы движутся по орбите быстрее внешних. В 1977 г. при покрытии Ураном звезды у него были обнаружены девять узких колец. В 1979 г. "Вояджер-1" открыл слабую полосу вокруг Юпитера, а в начале 1980-х гг. неполные кольцевые дуги были обнаружены у Нептуна (снова при наблюдении покрытия). В 1989 г. "Вояджер-2" показал, что Нептун имеет полные кольца - впечатление неполноты объяснялось некоторой "комковатостью" их структуры.
Фактически все планетарные кольца лежат внутри своих пределов Роша. Частицы вещества, находящиеся в диске вокруг формирующейся планеты вне пределов Роша, могут слипаться, образуя спутники; ближе к планете образованию спутников препятствуют приливные силы.
Кольца вокруг Юпитера - слабые и разреженные. Судя по их отражательным свойствам, размер большинства частиц не превышает 1-2 мкм. Пыль такого размера должна постоянно восполняться, что, возможно, происходит в результате ударных воздействий на более крупные объекты кольца.
Кольца Сатурна имеют гораздо большую сложность и протяженность, чем у других планет. Хорошо видимые с Земли, эти кольца были обозначены символами A, B и C (самое слабое внутреннее кольцо C называют также "Креповым кольцом"). Кольца A и B разделены щелью Кассини. Кроме того, имеется узкий, но заметный промежуток у внешнего края кольца A, носящий название щели Энке, или промежутка Энке. "Вояджер-1" обнаружил вещество и внутри кольца C, которое было названо кольцом D. Вне кольца A лежат узкие разреженные кольца, известные как кольца E, F и G. Предполагается, что частицы колец состоят из смеси водяного льда и пыли и имеют размеры от нескольких микрон до сотни метров. Однако их состав неоднороден, что видно на полученных "Вояджером-1" изображениях, на которых имеются заметные изменения цвета. Эти изображения также показывают, что кольца состоят из тысяч узких близко расположенных "колечек". Многие детали наблюдаемых структур приписываются гравитационному воздействию спутников. Например, Пандора и Прометей играют как бы роль "пастухов" на границе кольца F, а щель Кассини расположена там, где мог бы обращаться спутник с периодом, составляющим половину периода Мимаса. (этот факт можно считать примером явления резонанса.)
Девять колец Урана, открытых в 1977 г., обозначены (в порядке увеличения расстояния от планеты) символами 6, 5, 4, ?,?,?,?,? и ?. Еще два кольца были обнаружены "Вояджером-2" в 1986 г., который открыл также пару спутников, Офелию и Корделию, "пасущих" кольцо ?. Девять главных колец, по- видимому, состоят из метровых каменных глыб. Кроме того, при наблюдении кольцевой структуры "на просвет" с "Вояджера-2" было замечено множество тонких колечек, состоящих из пыли.
Нептун имеет два основных кольца (Леверрье и Адамса), причем от внутреннего кольца вовне простирается разреженный слой вещества (Плато). Ближе к планете расположено тонкое третье кольцо (Галле). Слабое направленное наружу расширение кольца Леверрье, которому присвоено имя Ласселла, ограничено с внешней стороны кольцом Араго. Внешнее кольцо - кольцо Адамса - содержит три ярких дуги протяженностью около 8°, в которых, кажется, преобладают частицы пыли. Эти дуги получили названия Свобода, Равенство и Братство. Не исключено, что размеры этих дуг ограничены гравитационным влиянием Галатеи, спутника Нептуна с орбитой внутри кольца Адамса.
См.: Таблица 7. 

Планетезималь 
Термин, иногда используемый для тел, сложенных из твердых горных пород и/или льда, до 10 км в диаметре, которые образовались в первичной солнечной туманности. Большие планетарные тела, как предполагается, формируются в результате слипания планетезималей. 

Планетографические координаты 
Система координат (долгота и широта), используемая для определения положения деталей на поверхности вращающейся планеты. Она строится на основе прямого восхождения и склонения северного полюса осевого вращения планеты и выбранного главного меридиана. 

Планетоид 
См.: Астероид или малая планета. 

Планетология 
Сравнительное изучение планет и их естественных спутников. 

Планеты земной группы 
Внутренние "твердые" планеты (Меркурий, Венера, Земля и Марс), которые по структуре подобны Земле, и отличаются от планет юпитерианской группы. 

Планеты юпитерианской группы 
Общее название планет Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна, которые являются газообразными гигантами, в отличие от твердых планет земной группы. 

Планисфера 
Плоская звездная карта с проекцией части небесный сферы. Карта часто снабжается вращающимся планшетом с отверстием, через которое можно увидеть ту часть неба, которую можно наблюдать в определенный день года и время суток. Планисферы годятся для использования только в тех географических широтах, для которых они изготовлены. 

"Планк Сервейор" ("Планковский исследователь") 
Проект, включенный в 1996 г. в программу Европейского космического агентства. Целью проекта является изучение анизотропии космического фонового излучения всего неба с беспрецедентной чувствительностью и разрешением. Проект первоначально был известен как "COBRAS/SAMBA". Акронимы соответствуют сочетанию двух проектов: Cosmic Background Radiation Anisotropy Satellite - Спутник для изучения анизотропии космического фонового излучения и Satellite for Measurement of Background Anisotropies - Спутник для измерения анизотропии фона. 

Планковская длина 
Отрезок длины, равный 10-35 м, который представляет собой фундаментальную единицу длины и получается в результате комбинирования гравитационной постоянной, скорости света и постоянной Планка. Это масштаб длин, на которых действуют законы квантовой гравитации. 

Планковское время 
Интервал времени, равный 10-43 сек, который представляет собой фундаментальную единицу времени и получается в результате комбинирования гравитационной постоянной, скорости света и постоянной Планка. В течение этого времени на самой ранней стадии существования Вселенной после Большого Взрыва действовали законы квантовой гравитации. 

Плато (planum, мн. plana) 
Возвышенная равнина на поверхности планеты. 

Плато Большой Сирт (Syrtis Major Planum) 
Покрытая кратерами вулканическая равнина на Марсе, при телескопических наблюдениях планеты наблюдающаяся как темная деталь треугольной формы (Большой Сирт). Прежнее название "равнина Большой Сирт" было официально изменено в 1982 г. 

Плато Солнца (Solis Planum) 
Древняя вулканическая равнина на Марсе, лежащая к югу от долины Маринер. При визуальном наблюдении внутри этой области видно изменяющееся темное пятно ("озеро"), благодаря чему вся структура получила популярное название "Марсианский глаз". 

платонический год
 
Период длительностью 25800 лет, за который ось вращения Земли в результате прецессии описывает в пространстве полный конус. 

Плейона 
Одна из самых ярких звезд в Плеядах. Она характеризуется слабой переменностью, а в 1938 и 1970 гг. у нее наблюдалось сбрасывание газовых оболочек. 

Плерион 
Остаток сверхновой без выраженной оболочки, подобный Крабовидной туманности. По- видимому, около 10% остатков сверхновых принадлежат к этому типу, а всего их известно в нашей Галактике около дюжины. 

Плеяды ( M45; NGC 1432) 
Рассеянное скопление звезд в созвездии Тельца, хорошо видимое невооруженным глазом. По существующим оценкам, оно насчитывает 300 - 500 членов, лежащих внутри сферы диаметром 30 световых лет, и удалено на 400 световых лет. Звезды погружены в отражающую туманность из холодного газа и пыли, которая на цветных фотографиях кажется голубой. По астрономическим стандартам это скопление достаточно молодо (около 50 млн. лет) и содержит несколько очень массивных ярких звезд.
Популярное название Плеяд - Семь Сестер, хотя в большинстве люди способны различить невооруженным глазом только шесть звезд. 

Плотность потока 
Энергия излучения, проходящего в единицу времени через единичную площадь, нормальную к неправлению луча. В радиоастрономии плотность потока - энергия, получаемая от радиоисточника в единичном интервале частот, отнесенная к единице площади детектора. Единица измерения - янский (обозначение - Ян). 

Плуг 
Принятое в ряде стран обозначение астеризма в созвездии Большой Медведицы, чаще называемого Большим Ковшом. 

Плутино 
Транснептунианский объект, который, подобно Плутону, обращается вокруг Солнца в резонансе 2:3 с Нептуном, т.е. совершает два оборота вокруг Солнца за время, которое требуется Нептуну, чтобы совершить три оборота (период обращения Плутона - 248,5 года). 

Плутон 
Девятая планета Солнечной системы, открытая в Обсерватории Лоуэлла 18 февраля 1930 г. Клайдом Томбо как объект 15-й звездной величины. Поиски планеты за Нептуном начались в 1905 г.; стимулом для них послужило очевидное несоответствие между расчетными и наблюдаемыми орбитами Урана и Нептуна. Однако теперь известно, что масса Плутона, составляющая менее одной пятой массы Луны, слишком мала и не может оказать заметного гравитационного влияния на Уран и Нептун.
Орбита Плутона имеет самое большое наклонение к эклиптике и самый большой эксцентриситет среди всех планет. Расстояние Плутона от Солнца составляет 30 - 50 а.е. Через перигелий Плутон прошел в 1989 г. и в течение 1979 - 1999 гг. будет находиться ближе к Солнцу, чем Нептун.
Открытие в 1978 г. спутника Плутона Харона дало возможность уточнить величину диаметра и массу планеты. Ее диаметр оказался равным 2300 ± 40 км. Общая плотность Плутона приблизительно вдвое превышает плотность воды, поэтому считается вероятным, что он состоит из толстого слоя водяного льда, покрывающего ядро из частично гидратированных горных пород. Харон и Плутон находятся в "сцепленном" вращении с периодом 6,39 суток. Подобно Урану, Плутон вращается в обратном направлении. Ось его вращения наклонена к плоскости эклиптики на 122°, так что планета движется "лежа на боку".
Между 1985 и 1990 гг. для Плутона имела место редкая серия покрытий и прохождений. При наблюдениях с Земли такие события за 248-летний период обращения планеты случаются только дважды. Благодаря им появилась возможность различить спектральные картины Плутона и Харона и построить первые приближенные карты альбедо поверхности Плутона. Они подтвердили существовавшие предположения о крайней неоднородности и изменчивости поверхности планеты, которые основывались на изменении яркости в течение периода обращения и в более длительные сроки. В противоположность Харону, который выглядит серым, поверхность Плутона имеет красноватый цвет. В 1976 г. методами инфракрасной спектроскопии на Плутоне был обнаружен метановый лед. Покрытие звезды Плутоном в 1988 г. показало присутствие протяженной разреженной атмосферы. В 1992 г. на поверхности планеты были обнаружены замерзшие азот и окись углерода. Поверхностная температура составляет около 40 K. В 1996 г. при наблюдениях с Космического телескопа "Хаббл" впервые удалось разрешить широкие светлые и темные детали на поверхности Плутона.
См.: Таблица 5 и Таблица 6. 

Поверхностное ускорение силы тяжести 
Локальная величина ускорения, которое приобретает свободно падающий объект под действием силы тяготения астрономического тела вблизи его поверхности. 

Поворот к югу 
Прохождение небесного объекта через меридиан наблюдателя, то есть момент, когда он поворачивает к югу. 

Повторная новая 
Новая, для которой зарегистрированы две (или несколько) вспышек. Интервал между вспышками обычно составляет от 10 до 80 лет. Возможно, что все новые являются повторными, но в настоящее время известны только те из них, которые имеют самые короткие периоды. В то же время известные повторные новые отличаются от "классических" новых тем, что их амплитуды меньше на шесть-восемь звездных величин, причем во время вспышек различны и их спектры. В остальное время спектры, как кажется, указывают на присутствие в системе красного гиганта. 

Повторный мягкий гамма-источник 
Класс редких источников гамма-излучения, которые характеризуются не очень частыми всплесками излучения. Например, один из них имел три всплеска в 1979 г., а следующие три - в 1992 г. Каждый всплеск продолжался не более нескольких секунд. Эти источники, как полагают, являются молодыми быстро вращающимися нейтронными звездами. Два таких источника, насколько известно, расположены внутри остатков сверхновой 

Поглощающая туманность 
Темное межзвездное облако, которое поглощает свет расположенных за ним ярких объектов. Поглощающие туманности различаются по размерам - от небольших глобул к большим облакам, видимым невооруженным глазом, например, типа туманности “Угольный мешок” в южной части Млечного Пути. Поглощающие туманности содержат пыль и газ, а их температура достаточно низка для того, чтобы могли образоваться простые молекулы. Большая часть наших знаний о таких туманностях основана на наблюдениях излучения радио- и инфракрасного диапазона, которое, в отличие от видимого света, через них свободно проходит. Имеются сильные аргументы в пользу того, что в темных туманностях протекают начальные стадии формирования звезд. 
См.: молекулярное облако. 

Поглощение 
Процесс, при котором интенсивность излучения уменьшается при прохождении через среду. Энергия, которую теряет излучение, переходит в энергию возбуждения атомов вещества этой среды. Многие из физических явлений, наблюдаемых в астрономии, связаны с поглощением, в том числе поглощение света небесных объектов атмосферой Земли ( атмосферная экстинкция), межзвездная экстинкция и поглощение в газовых слоях звезд, в результате чего возникают спектральные линии поглощения. 

Подземная точка 
Точка на другом теле Солнечной системе ("под Землей"), из которой наблюдатели видели бы Землю в зените. 

Подсолнечная точка 
Точка на теле, принадлежащем Солнечной системе, из которой наблюдатели видели бы Солнце в зените. 
позиционный угол (p) 
Угол, определяющий относительную ориентацию пары астрономических объектов, например, визуальной двойной звезды. Позиционный угол определяется как угол, измеряемый от севера по направлению север–восток–юг–запад, и лежащий в пределах от 0 до 360°. Для двойных звезд позиционный угол определяет положение слабого компонента относительно более яркого компаньона. 

Показатель цвета 
Разность между звездными величинами, измеренными в двух спектральных областях.
Первоначально этот термин употреблялся для обозначения разности между фотографической и визуальной звездными величинами, которые различались, поскольку использовавшиеся в то время фотографические пластинки были более чувствительны к синему концу спектра, в то время как максимум чувствительности глаза приходится на желто-зеленую часть спектра. После введения фотометрических систем, использующих точные фильтры, типа системы UBV, показатели цвета стали формировать из различных пар звездных величин. Наиболее часто используется разность (B - V), причем B и V, грубо говоря, соответствуют старым фотографической и визуальной звездным величинам. 
Показатель цвета (B - V) удобен потому, что для большинства звезд он относительно быстро и легко измеряется, оставаясь хорошим индикатором спектрального класса. Это одна из переменных, используемых при построении диаграммы цвет-звездная величина.
См.: диаграмма Герцшпрунга-Рессела. 

Покраснение 
Изменение распределения непрерывного электромагнитного излучения источника, при котором интенсивность в диапазоне более длинных волн увеличивается, а в диапазоне более коротких - уменьшается. В частности, покраснение происходит при прохождении света через межзвездную среду. 
См.: межзвездное покраснение. 

Покрытие 
Проход одного астрономического объекта непосредственно перед другим, так что для наблюдателя его свет экранируется.
См.: скользящее покрытие, затмение. 

Полары 
Небольшой класс короткопериодических переменных двойных звезд, характеризующихся заметным рентгеновским излучением. Их свет сильно поляризован, причем поляризация изменяется в течение периода обращения, составляющего от одного до четырех часов. Эти близкие системы, по-видимому, состоят из нормальной звезды и сильно намагниченного белого карлика, вращение которого синхронно с периодом обращения. Вещество передается от нормальной звезды к белому карлику, но из-за сильного магнитного поля аккреционный диск не может сформироваться. Вместо этого вещество перетекает по магнитным силовым линиям и собирается у полюсов. Полары известны также как звезды типа AM Геркулеса (по имени звезды, рассматриваемой как прототип этого класса).
Аналогичные характеристики имеют и промежуточные полары, но у них немного более длинные периоды обращения, составляющие несколько часов. Их излучение пульсирует с периодом, соответствующим периоду вращения белого карлика. Этот период не привязан к периоду обращения и обычно составляет меньше одного часа. Белые карлики в промежуточных поларах, как полагают, имеют более слабые магнитные поля, что делает возможным формирование внешнего аккреционного диска, хотя вблизи белого карлика вещество по- прежнему натекает на магнитные полюса. Для пульсирующего излучения отмечают эффект прожектора, наблюдаемый при пересечении луча зрения аккреционным полюсом белого карлика. Промежуточные полары известны также как звезды типа DQ Геркулеса (по имени их прототипа). 

Поле зрения 
Угловая протяженность изображения, сформированного оптическим инструментом, в частности, телескопом. Поле зрения телескопа тем меньше, чем больше увеличение. В тех случаях, когда для программы наблюдений необходимо особенно широкое поле зрения (например, при охоте за кометами или для обзора неба), требуется специальная конструкция окуляра или телескопа. 

Поле разброса 
См.: тектиты. 

Поллукс (Бета Близнецов; β Gem) 
Самая яркая звезда в созвездии Близнецов, хотя ее обозначение - Бета, а не Альфа ( символы Байера). Кажется маловероятным, что Поллукс со времен Байера (1572-1625) стал ярче. Поллукс - оранжевый гигант, K-звезда. В классической мифологии близнецы Кастор и Поллукс были сыновьями Леды.
См.: Таблица 3. 

Полное затемнение 
Фаза в ходе солнечного (или лунного) затмения, в течение которой Солнце полностью затенено (или Луна находится целиком в тени Земли). 

Полнолуние 
Фаза Луны, когда ее небесная долгота превышает долготу Солнца на 180°. Диск Луны в этой фазе полностью освещен. 

Полоса нестабильности 
Область диаграммы Герцшпрунга-Рессела, занятая пульсирующими переменными звездами. Эта полоса соответствует такой комбинации светимости и температуры, которая отвечает нестабильному состоянию, проявляющемуся в регулярных пульсациях внешних слоев звезды. 

Полоса частот 
Диапазон частот или длин волн, к которому чувствителен детектор электромагнитного излучения. 

Полость Роша 
Область пространства в системах двойных звезд, ограниченная поверхностью в форме "песочных часов", на которой лежат точки, где силы гравитации обоих компонентов, действующие на небольшие частицы вещества, равны между собой. Две части "песочных часов" образуют две полости Роша. Между звездами имеется одна точка, в которой сила тяготения равна нулю - это внутренняя точка Лагранжа, в которой сходятся обе полости Роша (см. иллюстрацию (a)).
Когда одна из звезд в тесной двойной системе расширяется (на стадии гиганта), она может полностью заполнить полость Роша (см. иллюстрацию (b)); такая система называется полуразделенной. В этом случае поток вещества через внутреннюю точку Лагранжа устремляется к другой звезде (см. иллюстрацию (c)). В контактный двойной (см. иллюстрацию (d)) обе звезды полностью заполняют полости Роша, и может возникнуть процесс передачи массы. Процессы передачи массы играют важную роль в карликовых новых, рентгеновских двойных и в звездах типа Беты Лиры, а также в образовании аккреционных дисков вокруг звезд. 

Полосчатый спектр 
Спектр, характеризуемый полосами близко расположенных линий поглощения в непрерывном спектре. Полосчатый спектр возникает в том случае, если в веществе содержатся молекулы, а не одиночные атомы. 

Полуправильная переменная 
Член группы пульсирующих переменных звезд, которые хотя и характеризуются периодичностью изменения яркости, однако полностью предсказать их поведение нельзя. Как правило, диапазон изменения яркости составляет одну или две звездных величины, а периодичность - от нескольких дней до нескольких лет. В группе различается ряд подгрупп. К типам A и B относятся красные гиганты, к типу C - красные сверхгиганты и к типу D - гиганты и сверхгиганты спектральных классов F, G и K. Примером полуправильной переменной является Mю (μ) Цефея, известная под названием "Гранатовая звезда". 

Полуразделенная система 
Двойная звездная система, в которой одна звезда расширилась до такой степени, что ее внешние слои оттекают под действием гравитационного притяжения звезды-компаньона. В этом случае говорят, что большая звезда заполнила свою полость Роша и ее вещество перетекает к компаньону. 

Полусферическое альбедо 
Доля падающего света, рассеиваемая поверхностью, рассматриваемая в зависимости от угла падения. 
См.: альбедо. 

Полутень (тени) 
Область частичной тени. В течение солнечного затмения, когда тень Луны скользит по поверхности Земли, из зоны полутени видно только частное затмение. 

Полутень (солнечного пятна) 
Более светлая периферия солнечного пятна, окружающая более темную тень (umbra). На участках полутени магнитное поле горизонтально и распространяется в радиальном направлении. 

Полюса мира 
Две точки на небесной сфере, относительно которых совершается кажущееся ежедневное вращение неба. Их положение - воображаемые точки пересечения оси вращения Земли с небесной сферой. Северный полюс мира в настоящее время находится вблизи Полярной звезды, а южный полюс мира - в созвездии Октанта, и его положение не ассоциируется ни с какой яркой звездой. Из-за влияния прецессии положения полюсов не постоянны, а описывают круги радиусом около 23° с периодом 25800 лет. 

Поляризатор 
Оптический элемент, который пропускает только свет, линейно поляризованный в определенном направлении.
См.: поляризация. 

Поляризация (света) 
Свойство электрического поля фотонов в луче электромагнитного излучения, состоящее в том, что его пространственное распределение носит неслучайный характер. В случае линейной поляризации векторы электрического поля параллельны. В случае круговой поляризации направление поляризации непрерывно изменяется таким способом, что вектор электрического поля вращается с частотой излучения. Эллиптическая поляризация подобна круговой поляризации, за исключением того, что и величина вектора электрического поля также изменяется, но с вдвое большей частотой. Свойства луча поляризованного света могут быть описаны с помощью набора четырех чисел, известных как параметры Стокса. 

Поляриметрия 
Измерение поляризации луча электромагнитного излучения. Используемый для этих целей инструмент называется поляриметром, и он должен содержать оптические элементы, которые могут изменять поляризацию измеряемого луча. Такие элементы называются оптически активными. 

Полярная (Альфа Малой Медведицы; α UMi) 
Самая яркая звезда в созвездии Малой Медведицы, находящаяся вблизи северного небесного полюса (на расстоянии меньше одного градуса). Она представляет собой цефеиду с изменением звездной величины от 1,95 до 2,05 с периодом 4 дня.
См.: Таблица 3. 

Полярная ось 
Одна из двух осей вращения, вокруг которых может поворачиваться телескоп с экваториальной установкой. Полярная ось должна быть точно ориентирована и лежать в плоскости север-юг параллельно оси вращения Земли, то есть под углом к горизонту, равным широте места расположения телескопа. Вращение телескопа вокруг полярной оси изменяет прямое восхождение участка наблюдения, не меняя его склонения. 

Полярная шапка 
Ограниченная округлая область вокруг полюса вращения планеты. В случае Земли и Марса термин применяется к областям, покрытым льдом или инеем и расположенным в обоих полярных регионах. 

Полярное расстояние 
Угловое расстояние между объектом и северным или южным небесным полюсом, измеряемое по большому кругу небесной сферы. 

Полярное сияние 
Быстро изменяющиеся разноцветные картины свечения, наблюдаемые время от времени на ночном или вечернем небе, обычно в высокоширотных областях Земли (как на севере, так и на юге). Зеленый и красный цвета соответствуют эмиссионным линиям атомов кислорода и молекул азота, которые возбуждаются энергичными частицами, приходящими от Солнца. Полярные сияния происходят на высотах порядка 100 км.
Во время полярных сияниях в ионосфере протекают многочисленные процессы, такие как возмущения геомагнитного поля, электрические ионосферные токи и рентгеновское излучение. В невидимых частях спектра излучается гораздо больше энергии, чем в видимом диапазоне. 
Появление полярных сияний связано с солнечным циклом, вращением Солнца, сезонными изменениями и магнитной активностью. 
Полярные сияния принимают несколько основных форм. Спокойные дуги или полосы шириной в несколько десятков километров простираются с востока на запад на расстояния до 1000 км. Полосы могут сворачиваться, принимая спиральную или S-образную форму. Можно увидеть и лучи, идущие вдоль магнитного поля. Пятна полярных сияний - это отдельные светящиеся области неба без образования каких-либо форм. Изредка встречаются обширные полярные сияния в форме драпри. 

Пора 
Небольшое солнечное пятно без полутени, которое существует около суток. 

Поррима (Гамма Девы; γ Vir) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Девы, одна из самых известных визуально-двойных. Ее звездная величина равна 2,8, но фактически система состоит из двух звезд, каждая из которых имеет звездную величину 3,6. Период обращения составляет около 171 года. Эллиптичность орбиты приводит к тому, что наблюдаемое угловое расстояние между компонентами Порримы изменяется от 0,4 до 6 дуговых секунд (ближайший периастр произойдет в конце 2007 г.). Звезда находится довольно близко от Солнечной системы, на расстоянии около 36 световых лет. Название имеет латинское происхождение: Поррима - имя римской богини пророчеств. 

Порция 
Небольшой спутник Урана, открытый в 1986 г. "Вояджером-2". Диаметр спутника - 110 км.
См.: Таблица 6. 

Посветление к краю 
Увеличение интенсивности излучения от центра к краю видимого диска Солнца или другого астрономического тела. 

Последняя четверть 
Фаза убывающей Луны, когда она имеет вид освещенного полукруга. Последняя четверть формально определяется как момент времени, в который небесная долгота Луны на 270° больше, чем долгота Солнца. Эта фаза наступает примерно через семь дней после полнолуния. 

Постоянная Больцмана (k) 
Одна из фундаментальных констант физики, имеющая значение 1,3806?10-23 Дж/K. Численно равна отношению газовой постоянной к числу Авогадро. Энергия, приходящаяся на каждую степень свободы атома или молекулы, равна 1/2(kT), где T - абсолютная температура. 

Постоянная Планка (h) 
Фундаментальная физическая константа, выражающая отношение между энергией фотона и его частотой.

Постоянная Хаббла (H0) 
Коэффициент пропорциональности в законе Хаббла, который описывает скорость расширения Вселенной. Из-за неточности определения масштабов внегалактических расстояний оценить величину постоянной Хаббла нелегко, но все более и более точные измерения, проведенные многими исследователями с использованием разнообразных методов, дают ее оценку в диапазоне 60 - 80 км/сек/Мпс. В ходе эволюции Вселенной значение постоянной Хаббла меняется со временем, т.е. она не является постоянной в буквальном смысле этого слова. Поэтому некоторые предпочитают называть ее параметром Хаббла. Обратной к ней величиной является время Хаббла. 

Постоянные Оорта 
Две эмпирических величины, которые содержатся в математических соотношениях голландского астронома Яна Оорта, определяющих лучевую скорость и собственное движение звезд на их орбитах вокруг центра Галактики, которые считаются круговыми. Выражения имеют вид 
? = A r sin 2l и ? = 0.211(B + A cos 2l)
Здесь ? - лучевая скорость, ? - собственное движение, r - расстояние от Солнца, а l - галактическая долгота звезды. A и B - постоянные Оорта. Их значения приняты равными 15 км/сек/килопарсек для A и -10 км/сек/килопарсек для B. 

Потемнение к краю 
Уменьшение интенсивности излучения от центра к краю видимого диска Солнца или другого астрономического тела. 

Поток (fluctus, мн. fluctus) 
Местность на поверхности Ио, где когда-то протекало расплавленное вещество. 

Пояс астероидов 
Область Солнечной системы, расположенная на расстоянии от 2,0 до 3,3 а.е. от Солнца, где лежит подавляющее большинство орбит астероидов. Внутри пояса имеются как области концентрации орбит, которые соответствуют группам и семействам астероидов, так и области, в которых астероидов практически нет (известные как пробелы Кирквуда). Пропорции различных типов астероидов в различных частях пояса заметно меняются. На внутреннем краю 60% астероидов составляют кремнистые, а 10% - углистые; на внешнем крае ситуация другая - 80% углистых и только 15% кремнистых. Пояс астероидов разделяет внутреннюю и внешнюю части Солнечной системы. 

Пояс Гулда 
Образование, содержащее множество ярких и наиболее заметных звезд в небе, которые кажутся лежащими в полосе, наклоненной на 16° к плоскости Млечного Пути.
Пояс включает яркие звезды Ориона и Тельца в северном полушарии и Волка и Центавра - в южном. Впервые существование такого пояса было отмечено в 1847 г. сэром Джоном Гершелем, а позже его изучал Б. А. Гулд (1879 г.).
Предполагается, что пояс Гулда является полосовой структурой молодых звезд, образующей отросток ближайшего спирального рукава Галактики. 

Пояс Койпера 
Небольшие ледяные тела, по размерам близкие к астероидам, которые занимают кольцеобразную область в плоскости Солнечной системы, простирающуюся от орбиты Нептуна (30 а.е. от Солнца) до расстояний, возможно, в 100 или даже 150 а.е. Это население, разнообразные члены которого описываются как "объекты пояса Койпера", "транс-нептунианские объекты" или просто как "ледяные карлики", по некоторым предположениям является источником короткопериодических комет. Пояс назван именем Герарда Койпера, выдающегося голландско-американского ученого в области планетологии, который в 1951 г. предсказал существование такого пояса, основываясь на теории происхождения планетарных систем. Однако ирландский теоретик Кеннет Эджворт выдвигал подобные аргументы еще раньше, в 1943 и 1949 гг. С учетом этого обстоятельства пояс иногда называют поясом Койпера-Эджворта.
Первым свидетельством существования пояса Койпера было открытие в 1992 г. слабого объекта 1992 QB1, находящегося на квазикруговой орбите на расстоянии около 50 а.е. от Солнца. В течение нескольких последующих лет было обнаружено еще около 30 объектов, движущихся по подобным орбитам. Предлагалось даже считать планету Плутон самым большим членом пояса Койпера. 

Пояс Ориона 
Три звезды - Дельта, Эпсилон и Дзета Ориона, образующие пояс мифологической фигуры Ориона в созвездии Ориона. 

Пояс Эджворта-Койпера 
См.: пояс Койпера. 

Пояса Ван Аллена 
Две кольцеобразные области вокруг Земли с высокой концентрацией высокоэнергичных электронов и протонов, которые были захвачены магнитным полем планеты. Пояса были обнаружены первым американским искусственным спутником Земли "Эксплорер-1", запущенным 31 января 1958 г. Пояса названы по имени Джеймса Ван Аллена - физика, руководившего экспериментом на "Эксплорере-1". Внутренний пояс Ван Аллена лежит над экватором на высоте около 0,8 земных радиусов. Во внешнем поясе область наибольшей концентрации находится на высоте от 2 до 3 земных радиусов над экватором, а обширная область, простирающаяся от внутреннего пояса до высоты 10 земных радиуса, содержит протоны и электроны более низкой энергии, которые, по-видимому, принесены в основном солнечным ветром. Поскольку магнитное поле Земли отклоняется от оси вращения планеты, внутренний пояс опускается вниз к поверхности в Южной части Атлантического океана, недалеко от побережья Бразилии. Эта Южноатлантическая аномалия представляет потенциальную опасность для искусственных спутников. В 1993 г. в пределах внутреннего пояса Ван Аллена была обнаружена область, содержащая частицы, которые проникли туда из межзвездного пространства. 

Правило Тициуса-Боде (Закон Боде) 
Математическая формула, которая дает оценку расстояний планет от Солнца по их порядковому номеру в Солнечной системе. Это выражение имеет следующий вид: 
D = 0.4 + (0.3?N), где D - расстояние в астрономических единицах (а.е.), а N принимает значения 0, 1, 2, 4, 8..., удваивающиеся для каждой следующей планеты. Точность получаемого результата составляет несколько процентов для семи внутренних больших планет (если величину N=8 принять для самого большого астероида, Цереры). Однако для Нептуна и Плутона формула дает неприемлемый результат.
Зависимость была предложена в 1766 г. Иоганном Тициусом, а несколькими годами спустя - И.Э.Боде, который и опубликовал формулу. В то время ни один из астероидов еще не был открыт, так что на расстоянии в 2,8 а.е. от Солнца, где формула предсказывала наличие планеты, оказывался "провал". Это заставило астрономов думать, что там находится еще одна небольшая планета, как и оказалось на самом деле. 

Предел Доу 
Эмпирическая формула, выведенная Уильямом Раттером Доу (1799-1868) для разрешающей способности телескопа - минимального углового расстояния между звездами в близкой паре изображений, разрешаемой телескопом с некоторой апертурой. Предполагаются хорошие условия наблюдения и не слишком большая разница в яркости обеих звезд. Величина углового разрешения в дуговых секундах оценивается как 11,6 / D, где D - диаметр апертуры телескопа в сантиметрах. Если D задается в дюймах, то формула имеет вид 4,6 / D. 

Предел Оорта 
Плотность массы в плоскости Галактики в районе, где находится Солнце, рассчитанная на основании измерения скоростей и распределения звезд относительно гравитационного поля галактического диска.
Одно время предполагалось, что плотность массы, определенная таким образом, превышает то ее количество, которое можно наблюдать непосредственно в форме звезд и межзвездного вещества. Однако открытие более слабых звезд и обнаружение большего количества межзвездного вещества привело к тому, что наблюдаемые и расчетные величины оказались ближе друг к другу, так что в окрестности Солнца достаточно допустить существование лишь малых количеств "скрытой массы" (если такое допущение понадобится вообще).
Название связано с именем голландского астронома Яна Оорта, известного своими выдающимися работами в области динамики галактик. 

Предел Роша 
Минимальное расстояние от центра планеты, на котором на орбите может находиться жидкий спутник, не разрушаясь под действием приливных сил. Если планета и спутник имеют одинаковую плотность, то предел Роша составляет 2,456 радиуса планеты.
Если радиус орбиты спутника меньше предела Роша, то приливными силами спутник будет разрушен. Что касается твердых спутников, то они могут существовать и внутри предела Роша, поскольку твердые породы достаточно прочны. Однако дробление спутников в результате приливных воздействий могло бы стать механизмом возникновения систем планетарных колец. 
См.: приливы. 

Предел Чандрасекхара 
Верхний предел значения массы для белых карликов (1,4 солнечной массы), существование которого впервые было теоретически доказано астрофизиком С. Чандрасекхаром. Когда источники ядерной энергии более массивных звезд истощаются, эти звезды продолжают коллапсировать до размера, значительно меньшего, чем у белого карлика, в результате чего образуется нейтронная звезда или черная дыра. 

Предел Шенберга-Чандрасекхара 
Верхний предел массы водорода, который может превратится в гелий в ядре звезды главной последовательности до того, как горение ядра прекратится и начнется сгорание водорода в оболочке вокруг ядра. Этот предел составляет около 12% первоначальной массы звезды 

Предел Эддингтона 
Верхний предел отношения светимости к массе стабильной звезды, генерирующей энергию в процессе превращения водорода в гелий. Артур С. Эддингтон (1881-1944) показал, что если массы и светимости измерять в солнечных единицах, то этот предел равен 40000. При превышении предела Эддингтона внешние слои звезды уносятся лучистым давлением, образуя планетарную туманность.
Предел Эддингтона устанавливает также важное ограничение скорости роста черной дыры за счет аккреции вещества. 

Предельная звёздная величина 
Звездная величина самого слабого объекта, который может быть обнаружен данной системой отображения. 

Предшествующий (-ая) (p) 
Термин, используемый для звезд, имеющих по сравнению с данной звездой более низкое прямое восхождение. Применяется также для обозначения деталей планетарного или солнечного диска, которые при вращении Земли перемещаются в поле зрения перед другой деталью (p - от англ. preceding). Деталь, которая появляется в поле зрения позже, в этом случае описывается как следующая (f - от англ. following). 

Прецессия 
Равномерное периодическое движение оси вращения свободно вращающегося тела, когда на него действует вращающий момент, возникающий из-за внешних гравитационных влияний.
Прецессия заставляет ось вращения Земли описывать конус с угловым радиусом около 23°27' относительно перпендикуляра к плоскости земной орбиты (т.е. к эклиптике). Период полного оборота составляет 25800 лет. Главный источник вращающего момента - действие гравитации Солнца и Луны на экваториальную "выпуклость" Земли. (Если бы Земля имела идеально сферическую форму, то прецессии бы не было. Вращение Земли, однако, приводит к тому, что ее экваториальный радиус превышает полярный примерно на 0,3%). Иногда общее влияние Солнца и Луны на движение оси вращения Земли называют лунно-солнечной прецессией. Вклад Луны в прецессию (из-за небольшого расстояния до нее) примерно вдвое превышает вклад Солнца. 
Гравитационное действие других планет вызывает небольшие изменения элементов орбиты Земли, что приводит к планетарной прецессии. Сумма планетарной и лунно-солнечной прецессии называется общей прецессией.
В результате прецессии полюса мира описывают в небе круг с периодом 25800 лет. Так, около 13000 лет назад самой близкой к северному полюсу мира яркой звездой была не Полярная, а Вега.
Известно, что нулевая точка отсчета прямого восхождения (одна из экваториальных координат, используемых для определения положения небесных объектов) привязана к "первой точке Овна", где небесный экватор пересекает эклиптику. Но из-за прецессии экватор как бы "скользит" по эклиптике, так что точки его пересечения с эклиптикой постоянно смещаются. Строго говоря, первая точка Овна в настоящее время лежит уже не в созвездии Овна, а передвинулась в созвездие Рыб и скоро окажется в созвездии Водолея. Это явление известно как прецессия равноденствий. При той позиционной точности, которую имеют многие современные телескопы, влияние прецессии на прямое восхождение и склонение объектов сказывается из года в год. Поэтому величины прямого восхождения и склонения в таблицах даются с упоминанием конкретной эпохи, в которой они были абсолютно правильными.
См.: равноденствие, нутация. 

Привод 
Механизм, который перемещает телескоп, чтобы обеспечить слежение за звездой или другим астрономическим объектом на небесной сфере. Видимое движение неба отражает вращение Земли вокруг своей оси относительно удаленных звезд. Длительность одного такого оборота составляет звездные сутки. Так как звездные сутки короче солнечных примерно на 4 мин., управление движением телескопа должно обеспечить его полный оборот за 23 часа 56 мин. Такая скорость вращения носит название сидерической скорости. На практике в качестве приводов обычно используются соответствующим образом управляемые электродвигатели. Первыми были сконструированы механические приводы часовых механизмов, которые, приводятся в действие, например, опускающимися гирями. Такие приводы все еще работают в некоторых хранящихся в музеях инструментах. 

Призма Порро 
Прямоугольная стеклянная призма с округленными углами, обычно используемая как элемент оптической пары. Применяется в биноклях, но может применяться и в качестве дополнительного телескопического уствойства, в котором изображение имеет правильную ориентацию "верх-низ" и "право-лево". 

Призматическая астролябия 
Инструмент для точного определения положения звезд. Телескоп может вращаться по азимуту, а момент времени, когда звезда достигает заранее заданного зенитного расстояния, автоматически регистрируется.
Равносторонняя призма помещается перед телескопом так, что одна из ее граней оказывается вертикальной. Световой луч, проходя через призму, дает два изображения звезды. Одно из них получается при отражении светового луча непосредственно от нижней внутренней грани призмы, а другое дает луч, отраженный сначала от горизонтальной амальгамированной плоскости, а затем от верхней внутренней поверхности призмы. Когда зенитное расстояние звезды равно заранее заданому, оба изображения совпадают. Система была отработана французским астрономом Андре Данжоном (1890-1967). Первая призматическая астролябия была построена в 1951 г. в Парижской обсерватории, где подобный инструмент работает до сих пор. 

Призрак Юпитера 
Популярное название планетарной туманности NGC 3242 в созвездии Гидры. 

Приливы 
Движение жидкостей, а также возникающие в твердых объектах напряжения, вызываемые циклическим изменением действующих на них гравитационных сил. Так, океанские приливы на Земле возникают из-за изменения суммарного гравитационного действия Солнца и Луны, которое подвержено суточным, месячным и годичным вариациям, обусловленным вращением Земли, движением Луны по орбите вокруг Земли и движением Земли вокруг Солнца. 

Принцип антропии 
Принцип, согласно которому лишь ограниченная часть всех теоретически возможных вселенных благоприятна для появления жизни. Теоретически могут существовать вселенные с различными физическими свойствами и значениями констант. Принцип антропии говорит, что разумные наблюдатели могут быть лишь в ограниченном классе таких моделей. Поскольку мы существуем, наша Вселенная должна иметь характеристики, которые лежат в том узком диапазоне, который позволяет идти процессу эволюции. Это основное положение принципа антропии обычно не подвергается сомнению и иногда называется слабым принципом антропии.
Так называемый сильный принцип антропии, предложенный Брэндоном Картером, является более умозрительным. Он утверждает, что поскольку в природе имеется так много явно не связанных совпадений, которые в совокупности и сделали жизнь возможной, Вселенная на некоторой стадии своего развития должна породить наблюдателей. 

Принцип Маха 
Философская идея, выдвинутая Эрнстом Махом (1838-1916), согласно которой инерциальные свойства отдельного объема вещества определяются распределением удаленного вещества во всей Вселенной. Эта идея оказала влияние на взгляды Эйнштейна, хотя как он, так и другие теоретики не смогли включить ее в общую теорию относительности. 

Пробел Герцшпрунга 
Участок на диаграмме Герцшпрунга-Рессела между ветвью гигантов и главной последовательностью, где представлено очень мало звезд. Пробел отражает общее отсутствие гигантских звезд спектральных классов F и G, потому что стадия в эволюции звезды, когда она наблюдается как гигант этого класса, очень коротка. Следовательно, в любой момент времени таких звезд существует относительно немного. 

Пробелы Кирквуда 
Ненаселенные области в радиальном распределении астероидов, возникающие из-за соизмеримости и резонансов их периодов обращения с периодом обращения Юпитера. В распределении астероидов имеются заметные пустоты, соответствующие отношениям периодов 4:1, 3:1, 5:2, 7:3 и 2:1. Любые астероиды, находившиеся ранее на таких орбитах, подверглись бы регулярным возмущениям из-за гравитационного взаимодействия с Юпитером. Объяснение этого факта было дано Д. Кирквудом в 1857 г. Однако на расстояниях больше 3 а.е. от Солнца подобные резонансы (в отношениях 3:2, 4:3 и 1:1) соответствуют уже не пустым промежуткам, а изолированным группам астероидов. Причины этого до сих пор полностью не поняты. 

Проблема плоскостности 
Проблема, возникающая в моделях Большого Взрыва при попытках объяснить, почему наблюдаемая плотность Вселенной очень близка к критической плотности. Это означает, что Вселенная расширяется со скоростью, близкой к ко второй космической скорости, а ее геометрия почти совпадает с геометрией эвклидова пространства. Проблема решается в моделях раздувающейся Вселенной. 

Проект "Oзма" ("Оzma") 
Первая серьезная научная попытка войти в контакт с внеземным разумом в радиодиапазоне. В ходе эксперимента, проведенного в 1960 г. в Грин-Бэнк, была сделана безуспешная попытка обнаружить радиосигналы от близлежащих звезд Тау Кита (τ Cet) и Эпсилон Эридана (ε Eri).
См.: SETI. 

Проект "Кассини" 
Объединенный проект NASA/ESA по зондированию системы Сатурна, включая планету, кольца, магнитосферу и некоторые из лун. Запуск осуществлен в октябре 1997 г. Проект разработан таким образом, чтобы при пролете вблизи Венеры (апрель 1998 г. и июнь 1999 г.), Земли (август 1999 г.) и Юпитера (декабрь 2000 г.) использовать гравитационную поддержку и войти в систему Сатурна в 2004 г. Предусмотрена работа на орбите вокруг Сатурна в течение четырех лет.
Одной из главных целей проекта является изучение луны Сатурна Титана. На борту АМС "Кассини" находится зонд "Гюйгенс" - набор инструментов, который будет парашютирован через атмосферу Титана и опустится на его поверхность. Зонд "Гюйгенс" - вклад ESA в этот проект. 

Проект "Магеллан" 
Проект, разработанный консорциумом во главе с Институтом Карнеги в Вашингтоне, предусматривающий сооружение двух 6,5-метровых телескопов в Обсерватории Лас-Кампанас. 

Проксима Центавра 
Самая близкая к Солнечной системе звезда, находящаяся на расстоянии 4,26 световых года. Представляет собой карлик 11-й звездной величины, красную M-звезду в созвездии Центавра. Кажется, что она физически связана с яркой двойной звездой Альфа Центавра, которая в небе отстоит от нее на два градуса, а в пространстве находится на 0,11 световых лет дальше. Согласно сделанным оценкам, период обращения Проксимы Центавра относительно своего удаленного компаньона может составить миллион лет. 

Пролёт 
Космический проект, в котором исследовательский зонд выполняет фотографирование объекта и другие эксперименты с пролетной траектории без посадки и без перехода на орбитальное движение. 

Промежуток Килера 
Узкий промежуток вблизи внешнего края ярких колец Сатурна.
См.: планетарные кольца, Таблица 7. 

Промежуточный полар 
См.: полар. 

Прометей 
Небольшой спутник Сатурна, открытый в 1980 г. "Вояджером-2".
См.: Таблица 6. 

Прометей (вулкан на Ио) 
Эруптивный центр на спутнике Юпитера Ио. 

Проплид 
Недавно образовавшаяся звезда, окруженная облаком газа и пыли, которая может стать прародителем планетарной системы. Термин представляет собой сокращенное выражение "protoplanetary disk" (протопланетный диск). 

Пропорциональный счетчик 
Детектор рентгеновского и гамма-излучения, подобный счетчику Гейгера (за исключением того, что в нем используется более низкое напряжение). Каждое поступление ионизирующего излучения вызывает электрический разряд, в результате чего возникает импульс электрического тока, сила которого пропорциональна энергии взаимодействия. 

пространство-время 
Обьединенная многомерная структура, в рамках которой можно располагать события и описывать отношения между ними в терминах пространственных координат и времени. Концепция пространства-времени вытекает из того наблюдаемого факта, что скорость света инвариантна (т.е. не изменяется при движении источника или наблюдателя). Концепция пространства-времени позволяет получить описание реальности, общее для всех наблюдателей во Вселенной независимо от их относительного движения. Интервалы пространства или времени, рассматриваемых по отдельности, для всех наблюдателей оказываются неодинаковыми, но интервал пространства-времени, определенный как 
(интервал пространства-времени)2 = (интервал времени)2 - (интервал пространства)2 
остается инвариантным. В общей теории относительности в терминах искривления пространства-времени описывается гравитация. 

Протей 
Спутник Нептуна (1989 N1), открытый "Вояджером-2" в августе 1989 г. с пролетной траектории.
См.: Таблица 6. 

Противоросник 
Раструб, прикрепляемый к трубе телескопа, чтобы предотвратить конденсацию капелек воды на оптических элементах. Простой противоросник работает на принципе уменьшения охлаждающего эффекта прямых воздушных потоков. Более сложный может включать маленький электронагревательный элемент. 

Противосияние 
См.: зодиакальный свет. 

Противостояние 
Положение одной из верхних планет, противоположное в небе положению Солнца, когда элонгация составляет 180°. В противостоянии планеты видны в полной фазе и в полночь достигают своей самой высокой точки в небе. В то же время они приближаются к Земле на минимально возможное расстояние. Поскольку орбиты планет эллиптические, а не круговые, то при некоторых противостояниях планеты оказываются ближе к Земле, чем при других. Этот эффект в частности, характерен для Марса. 

Протогалактика 
Самая ранняя стадия эволюции галактики, когда межгалактическая среда уплотняется, образуя объем размером с галактику. Хотя известны объекты, которые имеют некоторые свойства, ожидаемые у протогалактик, ни одного случая достоверного обнаружения протогалактик нет. Полагают, что такие объекты будут иметь очень высокие красные смещения. 

Протозвезда 
Звезда в самой ранней стадии образования, когда в межзвездном облаке возникает уплотнение, но ядерные реакции внутри нее еще не начались. 

Протон-протонная цепь 
Серия ядерных реакций, которая, как полагают, происходит в звездах и в ходе которой водород превращается в гелий, обеспечивая главный источник энергии звезд. Основной процесс состоит из следующих стадий: 
1H + 1H -> 2H + позитрон + нейтрино
2H + 1H -> 3He + гамма-фотон
3He + 3He -> 4He + 1H + 1H. 

Протопланета 
Предпланетное образование, возникающее в ходе процесса аккреции, которое в конце концов превращается в планету. 

Протуберанец 
Термин, используемый для разнообразных по форме структур (похожих на облака или вспышки) в хромосфере и короне Солнца. Они имеют более высокую плотность и более низкую температуру, чем окружающая их среда, на солнечном лимбе выглядят как яркие детали короны, а в проекции на солнечный диск имеют вид темных волокон.
Покоящиеся протуберанцы возникают далеко от активных областей и сохраняются в течение многих месяцев. Они могут простираться в высоту до нескольких десятков тысяч километров. Активные протуберанцы связаны с солнечными пятнами и вспышками. Они появляются в виде волн, брызг и петель, имеют бурный характер движения, быстро меняют форму и сохраняются лишь несколько часов. Более холодное вещество, стекающее с протуберанцев из короны к фотосфере, может наблюдаться в виде коронального "дождя". 

Профиль линии 
Изменение интенсивности спектра в узком диапазоне длин волн, занятом отдельной спектральной линией. Если построить зависимость интенсивности излучения от длины волны, то типичная линия поглощения в звездном спектре имеет колоколообразную форму. Если для некоторого объекта удается построить профиль линии, то можно получить некоторую дополнительную информацию о физических условиях в той газовой среде, где данная линия возникла. 

Прохождение (небесного меридиана) 
Пересечение звездой или другим небесным объектом меридиана наблюдателя при суточном видимом движении по небесной сфере. 

Прохождение (планеты) 
Проход Меркурия или Венеры по видимому диску Солнца. 

Прохождение (спутника) 
Проход естественного спутника по видимому диску родительской планеты. 

Процесс Солпитера 
Альтернативное название тройного альфа-процесса. 
Процион ( Альфа Малого Пса; α CMi) 
Самая яркая звезда в созвездии Малого Пса. При звездной величине 0,38 Процион занимает по яркости пятое место среди всех звезд. В 1896 г. Дж. M. Шеберль обнаружил, что Процион представляет собой двойную систему. Главный компаньон - нормальная F-звезда, а слабый компаньон - белый карлик 11-й звездной величины. Период обращения системы составляет 41 год. Название Процион имеет греческое происхождение и означает "перед собакой" (напоминание о том, что звезда восходит перед "Собачьей звездой", т.е. Сириусом).
См.: Таблица 3. 

Прямое 
Термин для обозначения движения объекта по небесной сфере в направлении с запада на восток, а также орбитального движения или осевого вращения в солнечной системе, направленного (при наблюдении с севера эклиптики) против часовой стрелки.
См.:обратное. 

Прямое восхождение (RA) 
Одна из координат, используемых в экваториальной системе для определения положения объектов на небесной сфере. Представляет собой эквивалент долготы на Земле, но измеряется в часах, минутах и секундах времени в восточном направлении от нулевой точки, в качестве которой принято пересечение небесного экватора и эклиптики, известное как первая точка Овна. Один час прямого восхождения эквивалентен 15 дуговым градусам; это кажущийся угол, который из-за вращения Земли небесная сфера проходит за один час звездного времени. 
См.: склонение. 

Пс 
Сокр. парсек. 

Психея 
Астероид 16 диаметром 248 км, открытый A. Гаспарисом в 1852 г. Относится к астероидам металлического типа, а его поверхность, как кажется, представляет собой почти чистый сплав железа и никеля. 

Птолемеевская система 
Геоцентрическая модель Солнечной системы, описанная греческим астрономом Птолемеем (ок. 100-170 гг. н.э.) в его знаменитой книге Альмагест. Эта модель была общепринятой в арабском и западном мире в течение более 1300 лет, пока ее не заменила гелиоцентрическая модель.
См.: эпицикл. 

Птолемей (Ptolemaeus) 
Большой мелкий кратер, который заполнен темной лавой и образует окруженную стенкой равнину в южной возвышенной области Луны. Диаметр кратера равен 153 км, причем внутри него имеется несколько небольших кратеров. 

Пулковская обсерватория 
Обсерватория около г. Санкт-Петербурга в России, организованная еще в 1718 г. В Пулково находится с 1835 г. Здания того времени во время Второй мировой войны были разрушены, но впоследствии восстановлены в прежнем виде. История обсерватории связана, в частности, с историей семьи Струве, шесть членов которой стали известными астрономами. Вас. Як. Струве был директором обсерватории с 1839 по 1862 г., а его сын Отто Вас. Струве - c 1862 по 1889 г. Сегодня обсерватория занимается в основном астрометрией и усовершенствованием астрономических инструментов. Официальное название обсерватории - Главная астрономическая обсерватория Российской Академии Наук в Пулково. 

Пульсар 
Звездный источник радиоволн, характеризующийся высокой частотой и регулярностью всплесков излучения. Время между последовательными импульсами составляет для пульсаров в двойных системах от нескольких миллисекунд (у быстрых) до 4 секунд (у самых медленных). Некоторые пульсары, кроме радиоволн, генерируют пульсирующее излучение и в других диапазонах электромагнитного спектра, в том числе в видимом свете.
Пульсар представляет собой вращающуюся нейтронную звезду с массой, примерно равной массе Солнца, но имеющую диаметр всего около 10 км. Импульсы возникают из-за того, что нейтронная звезда очень быстро вращается, а сигнал радиоизлучения попадает к наблюдателю один раз при каждом обороте. Сами импульсы очень регулярны, если не считать появления случайных сбоев.
Все изолированно существующие пульсары по мере потери энергии вращения замедляются. В то же время некоторые рентгеновские пульсары находятся в двойных системах, где сложные динамические взаимодействия приводят к увеличению скорости вращения. Такие пульсары, называемые миллисекундными, принадлежат к самым быстрым из известных. Те миллисекундные пульсары, которые в настоящее время не находятся в двойных системах, в свое время, как полагают, входили в состав таких систем и лишь потом превратились в обособленные объекты. Больше всего пульсаров находится в шаровых скоплениях, где звезды плотно упакованы и гравитационные взаимодействия возникают очень легко. 
По крайней мере один пульсар, как кажется, имеет в качестве звезды-компаньона другую нейтронную звезду, а еще один имеет два или три компаньона планетарного размера. Присутствие таких компаньонов выявлено путем анализа временных характеристик пульсации.
Пульсары образуются при взрывах сверхновых, хотя в настоящее время только два из них, пульсар в Крабовидной туманности и пульсар в Парусах, находятся внутри наблюдаемых остатков сверхновых. 

Пульсар в Крабовидной туманности 
Пульсар в центре Крабовидной туманности. В 1942 г. астрономы выдвинули предположение, что пекулярная звезда в этой туманности является нейтронной звездой, возникшей в результате взрыва сверхновой в 1054 г. В 1968 г. радиоастрономы обнаружили, что центральная звезда - пульсар, делающий 30 оборотов в секунду; из-за чего период между импульсами составляет 33 мсек. Вскоре после открытия радиопульсара было установлено, что видимый свет нейтронной звезды также пульсирует. Этот пульсар оказался самым короткопериодическим из известных на момент его открытия, а скорость вращения недвусмысленно указывала на то, что объект должен быть нейтронной звездой (любой объект с типичной звездной массой, но больший по размерам, чем нейтронная звезда, при такой скорости вращения разлетелся бы на части).
В историческом плане открытие этого пульсара имело очень большое значение, поскольку теоретики почувствовали гораздо большую уверенность, что объекты с высокой плотностью действительно существуют во Вселенной. А это вело непосредственно к исследованию черных дыр.
Пульсар в Крабовидной туманности является источником электронов, движущихся почти со скростью света, которые порождают сильное рентгеновское и радиоизлучение из самой Крабовидной туманности. Период вращения пульсара увеличивается на 36 нсек в день, в результате чего скорость вращения через 1200 лет уменьшится вдвое. У пульсара бывают случайные сбои, которые могут быть вызваны "звездотрясением". Масса пульсара, как полагают, приблизительно равна половине массы Солнца. 

Пульсар в Парусах 
Пульсар в созвездии Парусов, связанный со старым остатком сверхновой, насчитывающим 10000 лет. Он является одним из самых сильных радиопульсаров и самым сильным источником гамма-излучения в небе.
Этот пульсар был открыт в 1968 г. во время обзорного поиска пульсаров в южном полушарии. Он имеет короткий период пульсации, равный 89 мсек, что характерно для молодых пульсаров. Из-за потери энергии у него наблюдается устойчивое увеличение периода пульсаций на 10,7 нсек в день. С начала наблюдений пульсар претерпел также несколько существенных сбоев, при которых период внезапно уменьшался примерно на 200 нсек. 

Пульсирующая звезда 
Переменная звезда с нестабильной внутренней структурой, что заставляет ее регулярно пульсировать. 
См.: Цефеиды, звезда типа RR Лиры. 

Пустыня (vastitas, мн. vastitates) 
Часто встречающаяся пониженная область на поверхности планеты. 

Пылевая прослойка 
Темная полоса затеняющей пыли, наблюдаемая на ярком фоне Млечного Пути или в других галактиках.
См.: пылевые зерна. 

Пылевой хвост (хвост типа II) 
Один из двух типов хвостов кометы, образующихся при ее приближении к Солнцу. Пылевой хвост состоит из частиц размером около одного микрона, которые светятся отраженным солнечным светом. Пылевые хвосты могут достигать в длину десяти миллионов километров. Под влиянием лучистого давления они изгибаются в сторону, противоположную Солнцу. 

Пылевые зёрна 
Маленькие частицы вещества, обычно порядка 10-100 нм в диаметре, которые сосуществуют с атомами и молекулами газа в межзвездном пространстве. Считается, что пылевые зерна состоят, главным образом, из силиката и/или углерода в форме графита. Они образуются в далеко простирающейся атмосфере красных гигантов. Темные пылевые облака становятся видимыми, когда они затеняют свет звезд и светящихся газовых облаков, как это имеет место в плоскости Млечного Пути. Не отличаясь большой плотностью, такие облака все же сильно поглощают видимый свет, однако излучение в диапазоне миллиметровых и более длинных волн беспрепятственно проходит через облака пыли. Присутствие пыли подтверждается и наличием инфракрасного излучения, которое генерируется, когда пылевые зерна поглощают видимое и ультрафиолетовое излучение. Температура пыли лежит обычно в диапазоне 30-500 K.
Предполагается, что пылевые зерна играют важную роль в формировании межзвездных молекул, действуя как поверхности конденсации, на которых может происходить объединение атомов. Возникшие таким образом молекулы могут затем покинуть поверхность зерна. 
Пылевые облака являются важной компонентой областей звездообразования. Пыль, по-видимому, экранирует межзвездные молекулы от разрушительного действия высокоэнергетического излучения и обеспечивает протозвездам возможность рассеивания избыточной энергии. 

Пятно (macula, мн. maculae) 
Темный участок на поверхности планеты.

                                                                               

Ра-Шалом 
Астероид 2100 диаметром 3 км, открытый Э. Хелином в 1978 г. Это самый большой известный член группы Атена, чьи орбиты полностью лежат в пределах орбиты Земли. 

Равнина (planitia, мн. planitiae) 
Низкое плоское пространство на поверхности планеты. 

Равнина Амазония (Amazonis Planitia) 
Слабоокрашенная равнина в северной экваториальной области Марса. 

Равнина Аргир (Argyre Planitia) 
Круглая ударная впадина (900 км в диаметре), расположенная в южном полушарии Марса. 

Равнина Аркадия (Arcadia Planitia) 
Равнина в северном полушарии Марса. 

Равнина Жары (Caloris Planitia) 
Большая впадина ударного происхождения на Меркурии, окруженная мульти- кольцевой структурой. Имеет 1300 км в диаметре и представляет собой наиболее заметную деталь на планете. 

Равнина Утопия (Utopia Planitia) 
Обширная равнина с небольшим количеством кратеров в северном полушарии Марса. Место посадки АМС "Викинг-2". Панорамные изображения, переданные на Землю спускаемым аппаратом "Викинга", показали поверхность усеянную множеством валунов, сложенных из текстурированных пород. 

Равнина Хриса (Chryse Planitia) 
Круглое плато, почти наверняка ударный бассейн, в северной экваториальной области Марса. Место посадки зонда "Викинг-1". 

Равнина Элизий (Elysium Planitia) 
Большая вулканическая равнина на Марсе более 5000 км в поперечнике. 

Равнина Эллада (Hellas Planitia) 
Ударная впадина почти круглой формы диаметром 1800 км на поверхности Марса. Равнина Эллада, выделяющаяся светлым цветом, уже давно нанесена на карты Марса. Раньше ее называли просто "Эллада". 

Равноденствие 
Каждая из двух точек, в которых небесный экватор пересекает эклиптику, а также моменты времени, когда Солнце проходит через любую из этих точек. В северной точке весеннего равноденствия Солнце пересекает эклиптику с юга на север, а в северной точке осеннего равноденствия - с севера на юг. Приблизительные даты этих событий - 21 марта и 23 сентября.
Положение северной точки весеннего равноденствия традиционно называется "первой точкой Овна" и до сих пор часто представляется символом , принятым для обозначения созвездия Овна. Однако под влиянием прецессии эта точка постепенно переместилась так, что теперь фактически лежит в соседнем созвездии Рыб. 

Равноденствие каталога 
Пересечение часового круга имеющего нулевое прямое восхождение в некотором каталоге с небесным экватором.
См.: динамическое равноденствие, равноденствие. 

Радиан 
Единица измерения углов. Радиан представляет собой угол, стягиваемый дугой окружности, длина которой равна радиусу этой окружности. Таким образом, 2? радиан эквивалентны 360°, а радиан равен примерно 57,30°. 

Радиант 
Точка на небесный сфере, к которой сходятся следы метеоров, принадлежащих к некоторому метеорному потоку. Все метеоры некоторого метеорного роя, вторгающегося в атмосферу Земли, порождают практически параллельные следы, а их видимое расхождение от точки радианта - эффект перспективы. 
радиационный пояс 
Кольцеобразная область вокруг планеты, в которой находятся электрически заряженные частицы (электроны и протоны), оказавшиеся там в результате движения по спиральным траекториям вдоль силовых линий магнитного поля планеты. Радиационные пояса, окружающие Землю, известны как пояса Ван Аллена. Подобные области существуют и вокруг других планет, имеющих магнитное поле (например, Юпитера). 

Радиоастрономический институт Макса Планка 
Немецкий научно-исследовательский радиоастрономический институт, администрация которого расположена в Бонне, а станция наблюдения - в Эффельсберге, в 40 км к юго- западу от Бонна. В обсерватории эксплуатируется введенная в действие в 1971 г. 100-метровая полностью автоматизированная радиоантенна с компьютеризованной альтазимутальной установкой. 

Радиоастрономия 
Исследование Вселенной посредством обнаружения радиоизлучения небесных объектов. Основными источниками космического радиоизлучения являются Солнце, Юпитер, межзвездный ионизированный водород, пульсары, квазары, а также космическое фоновое излучение самой Вселенной. Используемые в радиоастрономии частоты занимают обширный диапазон от 10 Mгц до 300 Ггц. Имеется несколько диапазонов, в которых международные соглашения запрещают генерацию радиосигналов (например, собственная частота атомарного водорода, равная 1421 Mгц, что соответствует длине волны 21 см).
Основной инструментарий радиоастрономии - радиотелескопы, используемые или как автономные управляемые антенны (до 100 м в диаметре), или как массивы антенн, которые образуют радиоинтерферометры. Радиотелескопы сами по себе имеют, по сравнению с оптическими телескопами, плохое угловое разрешение, поэтому их используют главным образом в исследованиях, где позиционная точность не очень существенна, например, при анализе временных кривых излучения пульсаров или при крупномасштабном картировании, как в случае микроволнового фона. Там, где требуется большая точность (например, при картировании радиогалактик) необходимо использовать интерферометры.
Именно после того, как с начала 1940-х гг. стали применяться радиоастрономические методы, были открыты пульсары, квазары и микроволновый фон.
См.: радиогалактика. 

Радиоастрономия молекулярных линий 
Изучение спектральных линий, отвечающих излучению молекул в межзвездных облаках. Полученные данные можно использовать для оценки плотности и температуры облаков. Как правило, такие линии представляют собой эмиссионные линии плотных облаков, но иногда они наблюдаются и как линии поглощения. Кроме того, эмиссионные линии некоторых молекул наблюдаются в спектрах диффузных облаков
См.:межзвездные молекулы, молекулярное облако. 

Радиоастрофизическая обсерватория Доминиона 
Обсерватория относится к Национальному исследовательскому совету Канадской радиоастрономической обсерватории и расположена в 20 км к юго-западу от г. Пентиктона в провинции Британская Колумбия. Составляет часть Института астрофизики им. Герцберга и была основана в 1959 г. Основной инструмент - радиотелескоп с использованием синтеза апертур, состоящий из семи 9-метровых параболических антенн с базой 600 м (по направлению восток-запад). Имеется также 26-метровая параболическая антенна и небольшой солнечный телескоп. 

Радиогалактика 
Галактика, являющаяся источником интенсивного радиоизлучения. На каждый миллион галактик приходится одна радиогалактика. Радиоизлучение представляет собой синхротронное излучение электронов, движущихся со скоростями, близкими к скорости света. В радиогалактике Лебедь A, часто считающейся прототипом радиогалактик, имеются два обширных облака радиоизлучения, расположенных симметрично с каждой стороны возмущенной эллиптической галактики и простирающихся более, чем на три миллиона световых лет. Кажется маловероятным, что столь большое выделение энергии может быть результатом нормальных ядерных реакций в звездах. Поэтому был предложен механизм, в котором в качестве "центрального движителя" работают черные дыры.
Радиогалактики тесно связаны с квазарами, многие из которых в радиодиапазоне имеют близкие харакетристики 

Радиогелиограф 
Радиотелескоп, предназначенный для картирования радиоизлучения Солнца. 

Радиография 
В радиоастрономии - карта, представляющая распределение радиоизлучения, обработанная так, что полученное изображение похоже на обычную фотографию. 

Радиозвезда 
Выражение, использовавшееся в начальный период развития радиоастрономии, когда разрешение наблюдаемых объектов было слишком плохим и не позволяло астрономам отождествлять радиоисточники с видимыми объектами. Этот термин оказался весьма неудачным, поскольку большинство радиоисточников, тогда считавшихся звездами, впоследствии оказалось радиогалактиками. Истинные радиозвезды очень редки. 

Радиоинтерферометр 
Радиотелескоп, в котором наблюдение объекта ведется с помощью двух или нескольких отдельных антенн одновременно. Полученные сигналы поступают в приемник и усиливаются. Корреляция амплитуды и фазы сигналов, полученных от разных антенн, зависит от пространственного распределения радиоизлучения источника. Одно такое измерение не позволяет получить сколько-нибудь важной информации об изучаемом источнике, но если менять расстояние между антеннами и их взаимное расположение, то компьютерный анализ корреляций между получаемыми сигналами позволяет построить карты распределения радиояркости неба. Этот метод используется, в частности, в методах синтеза апертур на основе земного вращения.
См.: синтез апертур, интерферометрия с очень большой базой. 

Радиоисточник 
Любой естественный источник космического радиоизлучения. В космологии это понятие имеет более ограниченный смысл, относясь только к радиогалактикам и квазарам. 
См.: радиоастрономия, счет источников. 

Радиолокационная астрономия 
Использование импульсного радиолокационного сигнала в астрономии, например, при обнаружении метеорных потоков, измерении расстояний в пределах Солнечной системы и картировании поверхности тел Солнечной системы. Радиолокационные сигналы 305-метрового радиотелескопа Аресибской обсерватории были с успехом использованы для картирования Венеры, а также для определения размеров и формы астероидов. Космический аппарат "Магеллан", находившийся на орбите вокруг Венеры, использовал для картирования поверхности планеты, скрытой непрозрачными облаками, радиолокатор синтеза апертур. Методы радиолокационной астрономии очень важны для определения масштабов расстояния в пределах Солнечной системы и тем самым величины астрономической единицы. 

Радиометр 
Любой инструмент для измерения общего количества электромагнитного излучения, полученного от объекта. В инфракрасной астрономии термин применяется для устройств, предназначенных для измерения инфракрасного потока. В радиоастрономии радиометром называют детектор, способный с большой точностью измерять общую энергию получаемого радиосигнала. 

Радиообсерватория Оуэнс-Вэлли 
Радиоастрономическая обсерватория Калифорнийского технологического института (Калтех), расположенная в 400 км к северу от г. Лос-Анджелес на высоте 1200 м. Там расположены следующие инструменты: радиоинтерферометр с двумя 27-метровыми антеннами, введенный в строй в 1960 г., 40-метровая параболическая антенна, построенная в 1965 г., и миллиметровый интерферометр, состоящий из трех 10,4-метровых антенн. Интерферометр используется, в частности, для солнечных наблюдений, а 40-метровая антенна представляет собой часть устройства для интерферометрии с очень большой базой. 

Радиотелескоп 
Инструмент для обнаружения, приема и анализа радиоволн от любого космического источника. Все такие телескопы включают радиоантенну, сигнал с которой поступает на усилитель и детектор. Большой диапазон частот в радиоастрономии приводит к тому, что для различных частей спектра приходится использовать различные методы, так что радиотелескопы очень различаются между собой.
Основная проблема радиоастрономии состоит в получении удовлетворительного углового разрешения. Телескоп, работающий на некоторой длине волны и имеющий антенну с диаметром, в 100 раз больше, имеет разрешающую способность порядка 1°. Чтобы достичь разрешения, равного половине дуговой секунды, что было бы сопоставимо с хорошим оптическим телескопом, нужно построить антенну диаметром в 50000 длин волны с точностью до одной десятой длины волны. Так, на длине волны 21 см диаметр такой антенны составил бы 100 км.
Одиночные управляемые антенны используются главным образом для изучения межзвездного вещества на длине волны линии 21 см и переменных источников типа пульсаров. Размер апертуры полностью управляемых антенн ограничивается весом конструкции и составляет около 100 м.
Высокое угловое разрешение, необходимое для картирования структуры объектов типа радиогалактик и квазаров можно получить, создавая массивы или сети телескопов, которые образуют радиоинтерферометр. 
См.: синтез апертур, радиоастрономия, интерферометрия с очень большой базой. 

Радиотелескоп Хэйстека 
37-метровая параболическая радиоантенна, расположенная в Обсерватории Хэйстека в штате Массачусетс, северо-западнее Бостона. Принадлежит Массачусетскому технологическому институту, а астрономические исследования проводятся при содействии консорциума тринадцати образовательных учреждений. Предназначена для использования в диапазоне длин волн 2,6 мм - 13 см; точность обработки поверхности составляет полмиллиметра. Антенна имеет кассегреновскую конфигурацию. Управление ею полностью автоматизировано. Среди открытий - ряд межзвездных молекул. Антенна используется также для целей интерферометрии с очень большой базой. В первое время после постройки в 1960-х гг. она использовалась главным образом для радиолокационных исследований Луны и ближайших планет. 

Радиус Стремгрена 
Максимальное расстояние, на котором фотоны ультрафиолетового излучения звезды полностью ионизируют водород межзвездной среды. 

Радиус Шварцшильда 
Критический радиус, при котором пространство-время, окружающее сферическое тело, становится настолько искривленным, что заворачивается вокруг тела. Объект, который сколлапсировал внутри своего шварцшильдовского радиуса, представляет собой черную дыру, из которой ничто не может уйти во внешний мир. Шварцшильдовский радиус для объекта с массой Солнца составляет 3 км, а для объекта с массой Земли - 1 см. 

Радиус-вектор 
Линия, в любой момент соединяющая вращающееся по орбите тело с центром движения, и направленная от центра вовне. Для круговой орбиты центр движения совпадает с центром окружности, для параболической или гиперболической траекторий центр движения представляет собой фокус, а для эллиптической орбиты - один из двух фокусов. 

Разбегание Хаббла 
Равномерное движение галактик, обусловленное только расширением Вселенной. В реальных условиях к скорости идеализированного разбегания добавляются случайные и систематические компоненты, достигающие нескольких сотен километров в секунду.
См.: Большой Аттрактор. 

Разделенная система 
Двойная звезда, в которой ни один из компонентов не заполняет свою полость Роша.
См.: полуразделенная система, контактная двойная. 

Раздувающаяся Вселенная 
Класс моделей Большого Взрыва, которые на ранней стадии эволюции включают конечный период ускоренного расширения Вселенной. При таких условиях высвободилось бы огромное количество энергии, содержащейся до этого в вакууме пространства-времени. В течение некоторого времени горизонт Вселенной расширялся бы со скоростью, намного превышающей скорости света. Эта теория способна удовлетворительно объяснить существующее расширение Вселенной и ее однородность. 

Разрешающая способность 
Способность оптической системы различать детали изображения. Теоретически возможное разрешение ограничено размером апертуры и связано с возникновением дифракции. Из-за дифракции изображение точечного источника превращается в окруженный кольцами диск, который называется атмосферным диском. Его диаметр (в радианах) равен 1,1?/D, что задает теоретически возможную разрешающую способность. Практически, однако, разрешающая способность большого наземного оптического телескопа ограничена не величиной апертуры, а качеством видимости. 

Разрешение 
Размер самой небольшой детали, которую можно различить с помощью данного инструмента, например, телескопа или спектрографа. 

Разрыв 
Разделение ионного хвоста кометы, происходящее при пересечении кометой одной из четырех границ между секторами солнечного ветра, где изменяется направление магнитного поля. 

Райская Птица (Apus) 
Cлабое созвездие вблизи южного небесного полюса, названное так, вероятно, мореплавателями XVI в. и включенное Иоганном Байером в атлас "Уранометрия", изданный в 1603 г.
См.: Таблица 4. 

Рак (Cancer) 
Зодиакальное созвездие, которое было известно еще Птолемею (ок. 140 г. н.э.). Считается, что оно напоминает краба, раздавленного ногой Геракла во время битвы с Гидрой. Ни одна из звезд не превышает 4-й звездной величины, хотя звездное скопление Ясли в центре созвездия можно видеть невооруженным глазом.
См.: Таблица 4. 

Рамочная установка 
Один из типов экваториальной установки. 

Рас Альгети (Альфа Геркулеса; α Her) 
Самая яркая звезда в созвездии Геркулеса. Это двойная звезда, состоящая из M-звезды - красного сверхгиганта и компаньона 6-й звездной величины спектрального класса F, который по контрасту кажется зеленоватым. Этот компаньон сам является спектрально-двойной звездой. Основная звезда - нерегулярная переменная звездной величины между 3 и 4. Название имеет арабское происхождение и означает "голова коленопреклоненного". 

Распределение радиояркости 
Распределение по небу радиоизлучения от крупномасштабных радиоисточников, выраженное как плотность потока радиоизлучения в единице телесного угла в зависимости от направления. Такие распределения строятся как в виде контурных карт, так и с использованием компьютерной обработки, при которой получаются изображения, подобные оптическим фотографиям. 

Распространённость 
Относительное количество атомов некоторого элемента или изотопа в химическом составе какого-либо вещества, объекта или структуры (например, типа солнечной системы), а также в целом во Вселенной. 
рассеяние 
Процесс, в котором луч (или часть луча) электромагнитного излучения или частиц отклоняется от начального направления движения без какого-либо поглощения или излучения.
Свет рассеивается мельчайшими частицами (типа пыли) в результате отражения и/или дифракции. Если размер частиц меньше длины волны света, то проявляется только механизм дифракции; тогда явление носит название рэлеевского рассеяния. Интенсивность рассеянного света по любому заданному направлению изменяется с длиной волны ? как 1/?4. Это означает, что синий свет рассеивается более эффективно, чем красный. Дневное небо имеет голубой цвет потому, что голубая компонента солнечного света рассеивается молекулами воздуха. Однако восходящее или заходящее Солнце, видимое через толстый слой атмосферы около горизонта, кажется красным, потому что из его лучей в результате рассеяния удален голубой свет. С этим же явлением связано межзвездное покраснение.
Рассеяние может быть вызвано также прямым взаимодействием излучения с ядрами и электронами вещества, через которое оно проходит. 
См.:эффект Комптона. 

Рассеянное скопление 
Тип звездного скопления, содержащего от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд, распределенных в области размером в несколько световых лет. Члены такого скопления находятся на значительно большем удалении друг от друга, чем в шаровых скоплениях.
Рассеянные скопления относительно молоды, обычно содержат много горячих и очень ярких звезд. Они расположены в диске Галактики и поэтому на небе лежат в пределах Млечного Пути. Среди общеизвестных рассеянных скоплений выделяются Плеяды, Гиады и "Шкатулка драгоценностей".
См: классификация Трюмплера. 

Расстояние наилучшего зрения 
Расстояние между поверхностью линзы окуляра и положением глаза наблюдателя, обеспечивающее возможность четкого различения всего поля зрения. Вообще говоря, чем больше сила окуляра, тем меньше расстояние наилучшего зрения. 

Расстояние перигелия (q) 
Расстояние между Солнцем и объектом на орбите вокруг него в точке максимального сближения.
См.: элементы орбиты. 

Растущая Луна 
Часть цикла фаз Луны, когда освещенная часть видимого диска увеличивается. Противоположная часть цикла - убывающая Луна. 

Расширяющаяся Вселенная 
Модель Вселенной, в которой фундаментальная шкала расстояний с течением времени увеличивается. В настоящее время в качестве адекватной шкалы рассматривается расстояние между скоплениями галактик.
Открытие того, что красное смещение галактик увеличивается с расстоянием (1929 г.), и обнаружение космического фонового излучения (1964 г.) обычно считаются доказательством расширения Вселенной. 

"РАТАН-600" 
Радиотелескоп Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии Наук, расположенный в станице Зеленчукская на Кавказе. Название - акроним "РадиоАстрономический Телескоп Академии Наук". Телескоп состоит из 900 параболических пластин, образующих круг диаметром 600 м. Он может использоваться как целиком, так и по частям - каждая четверть телескопического зеркала может работать отдельно. 

Реголит 
Слой мелкозернистой рыхлой породы, напоминающей земную почву, на поверхности Луны и планетарных тел. 

Регрессия узлов 
Постепенное перемещение к западу узлов, в которых орбита Луны пересекает эклиптику. Явление возникает из-за гравитационного влияния Солнца; его полный цикл занимает 18,61 года. 

Регул (Альфа Льва; α Leo) 
Самая яркая звезда в созвездии Льва, B-звезда звездной величины 1,4. Представляет собой по крайней мере тройную систему, где главные компаньоны имеют 7-ю и 13-ю звездные величины. Название, имеющее латинское происхождение, означает "малый король". Регул иногда называют "Королевской звездой".
См.: Таблица 3. 

Регулярный спутник 
Естественный спутник планеты, движущийся в экваториальной плоскости планеты по орбите с небольшим эксцентриситетом в прямом (а не обратном) направлении. 

Резец (Caelum) 
Небольшое малозаметное южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине восемнадцатого столетия под более длинным названием Резец Скульптора. Оно не содержит звезд с яркостью больше 4-й величины.
См.: Таблица 4. 

Резонанс 
Ситуация, в которой одно вращающееся по орбите тело подвержено регулярным периодическим гравитационным возмущениям со стороны другого. Резонанс возникает на орбитах, когда периоды обращения тел связаны целочисленными отношениями (например 1:1, 2:1, 3:2). Из-за резонанса возникают такие явления, как пробелы Кирквуда в поясе астероидов или щели в планетарных кольцах, например, у Сатурна. 
См.: соизмеримость. 

Резонансный промежуток 
См.: пробелы Кирквуда. 

"Рейнджер" 
Серия из девяти американских лунных зондов, запущенных в период 1961-1965 гг. Успешными были полеты только последних трех, "Рейнджера-7, -8 и -9". "Рейнджер-7", запущенный в июле 1964 г., передал на Землю более 4000 изображений. Значительно больше фотографий было получено с зондов "Рейнджер-8 и -9", запущенных в феврале и марте 1965 г. Все эти зонды были рассчитаны на "жесткую посадку", т.е. должны были передавать изображения вплоть до момента удара о лунную поверхность. Три успешных полета "Рейнджеров" закончились y кратера Фра Мауро в море Спокойствия и у кратера Альфонс. 

Рекомбинационная линия 
Деталь спектра, порождаемая электромагнитным излучением на некоторой длине волны, которое возникает, когда электрон в ионизированном газе захватывается положительным ионом. Освобождающаяся при этом энергия выделяется в виде фотонов, дискретные длины волн которых соответствуют переходам электронов с одного энергетического уровня атома на другой. 

Релятивистский 
Термин, предполагающий наличие скорости, близкой к скорости света. Для анализа релятивистских процессов используется специальная теория относительности. Выражение "ультрарелятивистский" не означает скоростей, больших скорости света; оно используется для частиц, движущихся настолько быстро, что их кинетическая энергия в тысячи раз больше энергии массы покоя. 

Рентгеновская астрономия 
Изучение рентгеновского излучения астрономических источников. Считается, что рентгеновский диапазон охватывает длины волн от 10 до 0,01 нм, между крайним ультрафиолетом и гамма- излучением. Соответствующий диапазон энергий составляет от 0,1 до 100 кэВ.
Из космоса сквозь атмосферу к поверхности Земли рентгеновские лучи проникнуть не могут, так что все рентгеновские астрономические наблюдения выполняются инструментами, находящимися на ракетах или спутниках. Рентгеновское излучение Солнца было обнаружено во время полетов ракет в 1950-х гг. Первым рентгеновским источником, обнаруженным вне Солнечной системы в 1962 г. группой Американского научно-технического общества под руководством Рикардо Джаккони, был Скорпион X-1. К 1970 г. было известно уже больше сорока рентгеновских источников, открытых бортовыми ракетными инструментами. Однако для проведения более обширных обзоров неба были необходимы спутники.
На борту американских военных спутников "Вела", работавших в 1969-1979 гг., находились и рентгеновские детекторы. Первым спутником, полностью ориентированным на рентгеновскую астрономию, был "Ухуру" (1970 г.), с которого началась серия Небольших астрономических спутников. В 1973 г. с помощью специального телескопа в экспериментах проекта "Скайлэб" были получены рентгеновские изображения Солнца. В этом рентгеновском телескопе для отражения и фокусировки рентгеновских лучей при "задевающем" контакте использовался набор концентрических цилиндрических зеркал, а также детекторы, способные регистрировать фотоны по всему полю наблюдения. Для изучения других объектов, кроме Солнца, такой отображающий рентгеновский телескоп был впервые использован на борту Обсерватории "Эйнштейн". В 1985 г. в космос был выведен рентгеновский телескоп другого типа (на борту "Спейслэб-2"), использовавший метод "кодированной маски". Телескоп работал в диапазоне более высоких энергий и был снабжен диафрагмой со сложной системой отверстий. В число других важных рентгеновских астрономических спутников входили "Коперник" (1971 г.), "EXOSAT", "Гинга" (1987 г.), "ROSAT" (1990 г.) и "Беппо-САКС" (1996 г.).
Тепловое излучение в рентгеновском диапазоне возникает при температурах более миллиона градусов. Однако большая часть рентгеновского излучения, обнаруженного у астрономических источников, выделяется в нетепловых процессах, в частности, при взаимодействии электронов и ионов в плазме (при котором может возникать излучение с непрерывным спектром и рентгеновскими спектральными линиями), а также в ходе ядерных реакций во взаимодействующих двойных звездных системах.
Самый обширный класс ярких рентгеновских источников включает взаимодействующие двойные звезды в которых один из компонентов представляет собой вырожденную звезду - белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Имеются две категории таких двойных рентгеновских звезд. В массивных двойных системах большой компаньон представляет собой звезду в 10-20 солнечных масс, и вещество его расширившейся оболочки перетекает непосредственно на вырожденную звезду. В менее массивных двойных системах оба компонента имеют сравнимые массы, так что передача массы происходит через аккреционный диск. По мере накопления гравитационной энергии перетекающее между звездами вещество разогревается до температур, достаточных для возникновения рентгеновского излучения. Такие двойные часто являются периодическими переменными, причем периодичность определяется периодом обращения системы, периодом вращения вырожденной звезды или периодом прецессии аккреционного диска. Их светимость в рентгеновском диапазоне превышает общую светимость Солнца в 100 - 100000 раз. Некоторые системы, например, рентгеновские барстеры, отличаются намного более непредсказуемыми и катастрофическими изменениями рентгеновской яркости.
Другими типами астрономических источников рентгеновского излучения являются горячий диффузный газ, окружающий галактики или находящийся в скоплениях галактик, остатки сверхновых и активные галактические ядра. В 1996 г. рентгеновское излучение впервые было обнаружено у нескольких комет.
См.: "XMM", "Йохо". 

Рентгеновская двойная 
См.: рентгеновская астрономия, рентгеновский барстер. 

Рентгеновская звезда 
Звездный источник рентгеновского излучения. 
См.: рентгеновская астрономия. 

Рентгеновский барстер 
Звездный рентгеновский источник, характеризующийся сильной и случайной переменностью излучения.
Рентгеновские барстеры были открыты голландским спутником "ANS" в 1976 г. Всплески их излучения могут длиться в течение нескольких дней и могут возобновляться, но периодического характера не имеют. У быстрых барстеров всплески повторяются с интервалами, не превышающими 10 сек. Таких барстеров насчитывают уже несколько десятков; больше всего их находится в галактической плоскости, хотя некоторые расположены в шаровых скоплениях.
Общепринятая модель рентгеновского барстера - взаимодействующая двойная система, подобная новой, за исключением того, что аккреция происходит не на белый карлик, а на нейтронную звезду, и в перетекающем веществе преобладает гелий, а не водород. Рентгеновский всплеск происходит тогда, когда перетекающее вещество достигает критической температуры и плотности, достаточной для термоядерного взрыва.
См.: рентгеновская астрономия. 

Рефлектор (телескоп) 
См.: рефлекторный телескоп. 

Рефлектор (элемент телескопа) 
Элемент телескопа (оптического, радио- или прочих типов), а также любого другого инструмента, отражающий электромагнитное излучение или поток частиц. 

Рефлекторный телескоп 
Телескоп, в котором главным собирающим свет элементом является зеркало. 

Рефрактор 
См.:рефракторный телескоп. 

Рефракторный телескоп 
Телескоп, в котором в качестве главного элемента, собирающего световой поток, используется линза объектива. 

Рея 
Второй по величине спутник Сатурна, открытый Джованни Кассини в 1672 г. Изображения, переданные "Вояджером-1", показывают, что светлая ледяная поверхность Реи покрыта кратерами. При низких температурах, преобладающих в удаленных от Солнца областях пространства, лед подобен твердым горным породам. Свидетельств того, что поверхность спутника после образования ударных кратеров менялась, очень мало.
См.: Таблица 6. 

Ригель (Бета Ориона; β Ori) 
Самая яркая звезда в созвездии Ориона. Ее звездная величина - 0,1. Для ее обозначения использована греческая буква Бета (см. символы Байера), хотя она чуть ярче Бетельгейзе, обозначенной как Альфа Ориона. Ригель - сверхгигант, B-звезда с компаньоном 7-й звездной величины. Название, имеющее арабское происхождение, означает "нога гиганта".
См.: Таблица 3. 

Ригиль Кентавра (Альфа Центавра, α Cen) 
Редко используемое арабское название звезды Альфа Центавра, означающее "нога кентавра". 

Рог серпа 
Точка на конце серпа планеты или Луны. 

Родительское тело 
Астероид, комета или другое тело, фрагментом которого является метеорит. 

Розалинда 
Небольшой спутник Урана диаметром около 60 км, открытый в 1986 г. "Вояджером-2".
См.: Таблица 6. 

"Росетта" 
Космический аппарат ESA, который планируется запустить к одной из комет в 2003 г. Первоначально проект предусматривал доставку на Землю образцов вещества из ядра кометы, но затем он был изменен. Теперь программа работ включает анализ кометного вещества с помощью бортовых инструментов в течение длительного интервала наблюдения, который будет продолжаться 18 месяцев. Цель полета - комета 46P/Виртанен, которую КА "Росетта" должна достичь в 2011 г. 

Ртутная звезда (ртутно-марганцевая звезда) 
См.:марганцевая звезда. 

Рудольфины 
Таблицы положений планет, рассчитанных на основе коперниковской системы, изданные Иоганном Кеплером в 1627 г. Эти таблицы были точнее всех предыдущих и способствовали установлению высокой репутации Кеплера. 

Рукав в Персее 
Один из спиральных рукавов Галактики Млечный Путь. Он отходит от дальней стороны галактического центра по направлению к той области Галактики, которая находится за Солнцем. 

Рукав в Стрельце 
Один из спиральных рукавов Галактики. Он лежит между Солнцем и центром Галактики в направлении созвездия Стрельца. 

Рукоятка Меча 
Популярное название двойного скопления в Персее, h и χ Персея. 

Рупор 
Антенна в форме рупора, используемая в радиотелескопах для преобразования энергии радиоизлучения в электрические сигналы, которые затем направляются в приемник. Размер рупора должен соответствовать длине волны радиосигнала, на которой работает антенна. Поэтому для радиотелескопа, работающего с несколькими длинами волн, требуется целая серия таких антенн. 

Ручки (лат. ansae, ед. ansa) 
Термин, используемый для описания оконечности колец Сатурна , а также оконечностей чечевицеобразной галактики. 

Рыбы (Pisces) 
Большое, но слабое зодиакальное созвездие, входящее в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Три самые яркие звезды имеют лишь 4-ю звездную величину.
См.: Таблица 4. 

Рысь (Lynx) 
Слабое северное созвездие, введенное в конце XVII в. Иоганном Гевелием для того, чтобы заполнить промежуток между созвездиями Возничего и Большой Медведицы. Рысь содержит только две звезды ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Рытвины (sulci, ед. sulcus) 
Система почти параллельных складок и борозд на поверхности планеты.

                                                                                 С


"Салют" 
Тип советской обитаемой космической станции. Между 1971 и 1982 гг. на околоземную орбиту было выведено семь станций такого типа. На эти станции транспортными кораблями можно было доставлять полезный груз, что позволило космонавтам оставаться в космосе в течение многих месяцев. 

Санспот 
Местоположение Обсерватории Сакраменто-Пик в штате Нью-Мексико, которая относится к Национальной солнечной обсерватории США. 

Сарос 
Период времени, по истечении которого повторяется цикл лунных и солнечных затмений. Его продолжительность, составляющая 6585,32 суток (около 18 лет), известна с античных времен. Именно такой интервал времени требуется, чтобы Земля, Солнце и Луна вернулись к тому же самому взаимному расположению. В любой серии сароса каждое затмение происходит приблизительно на 8 часов позже и почти на 120° долготы западнее предыдущего затмения. Этот факт был известен еще астрономам в древнем Вавилоне и империи Майя и строителям Стоунхенджа. 

Сатурн 
Шестая от Солнца большая планета Солнечной системы. Сатурн - один из четырех "газообразных гигантов", уступающий в размере только Юпитеру. Его экваториальный диаметр в 9,4 раза больше земного, а масса превышает земную в 95 раз. Однако средняя плотность вещества планеты составляет 0,7 от плотности воды. Большая часть массы представлена водородом и гелием. У планеты имеется центральное ядро, образованное твердыми породами или смесью твердых пород и льда. Масса ядра в десять или пятнадцать раз превышает массу Земли. В окружающей это ядро области высокого давления водород находится в металлической форме. Внешняя половина планеты состоит из мощной атмосферы, а видимые детали представляют собой полосы облаков в верхних атмосферных слоях.
Для облаков на Сатурне большие цветовые контрасты не характерны. Однако иногда наблюдается штормовая активность. В конце сентября 1990 г. в атмосфере появилось большое белое пятно, расширявшееся в течение нескольких недель, пока оно не заняло значительную часть экваториальной области планеты. Это извержение вещества из более низких атмосферных слоев было очередным в цепи аналогичных явлений, происходящих с 30-летним циклом, соответствующим периоду обращения Сатурна. Подобные пятна отмечались в 1876, 1903, 1933 и 1960 гг. около середины сатурнианского лета в северном полушарии. Время от времени происходят и более слабые извержения. Одно из них наблюдалось Космическим телескопом "Хаббл" в 1994 г. Компьютерная обработка изображений, полученных "Вояджером-1 и -2" в 1980 и 1981 гг., выявила сложные циркуляционные потоки, подобные наблюдаемым на Юпитере.
Сатурн вращается быстро, совершая в среднем один оборот за 10 час. 32 мин., хотя скорость вращения изменяется с широтой. В результате появляется существенное сжатие у полюсов: полярный и экваториальный диаметры отличаются на 11%.
Наиболее поразительная структура Сатурна - его система колец. Кольца лежат в экваториальной плоскости планеты, которая наклонена к орбите обращения вокруг Солнца под углом 27°. Кольца можно легко увидеть даже в небольшой телескоп. По мере изменения относительного расположения Земли и Сатурна кольца предстают под разными углами, иногда полностью открываясь, а иногда (при наблюдении с ребра) почти исчезая из вида. Кольца Сатурна имеют ряд зон различной яркости, разделенных темными промежутками. Наиболее заметные промежутки - щели Кассини и Энке. Полученные "Вояджерами" изображения колец показали, что они состоят из многих тысяч узких концентрических колечек, так что кольца кажутся прорезанными многочисленными желобками. В толщину они имеют только один километр и состоят из огромного количества частиц и каменных осколков, размер которых составляет, возможно, от микрона до сотни метров.
До 1980 г. были известны десять спутников Сатурна. С тех пор было открыто еще несколько. Одна часть была обнаружена в результате телескопических наблюдений в 1980 г., когда система колец была видна с ребра (и благодаря этому наблюдениям не мешал яркий свет), а другая - при пролетах АМС "Вояджер-1 и -2" в 1980 и 1981 гг. В настоящее время точно установлено наличие восемнадцати спутников, а для подтверждения существования еще трех (а возможно, и большего числа) спутников требуются дополнительные наблюдения.
См.: проект "Кассини", планетарные кольца, Таблица 5, Таблица 6 и Таблица 7. 

Сбой 
Внезапное изменение скорости вращения пульсара. Сбои особенно заметны у пульсара в Парусах и пульсара в Крабовидной туманности, но отмечались и у многих других пульсаров. У пульсара в Парусах возможны изменения периода до 200 нсек, что в двадцать раз больше нормального значения такого уменьшения. Предполагается, что сбои вызываются "звездотрясениями". 

Сверхгалактика 
Группа галактик, состоящая из доминирующей спиральной галактики, окруженной облаком карликовых галактик. Примерами являются наша Галактика и Туманность Андромеды. 

Сверхгалактическая плоскость 
Основная плоскость системы координат, используемой для определения положений сравнительно близких галактик. Эта плоскость проходит через Солнце, центр нашей Галактики и центр скопления галактик в Деве и почти перпендикулярна к галактической плоскости. 

Сверхгигант 
Член класса самых больших и наиболее ярких известных звезд. Сверхгиганты могут быть в 500 раз больше Солнца и во много тысяч раз ярче. Существуют сверхгиганты всех спектральных классов. Они представляют собой массивные звезды (с массой больше десяти масс Солнца) на поздних стадиях эволюции звезд. Сверхгигант с большой степенью вероятности может стать сверхновой 

Сверхмассивная звезда 
Очень массивная звезда. Термин не имеет точного определения, но существуют звезды, которые массивнее Солнца в 100 раз. 

Сверхновая 
Катастрофический взрыв звезды, в ходе которого выделяется так много энергии, что по яркости она может превзойти всю галактику с ее миллиардами звезд. Кроме того, в десять раз больше энергии выделяется в виде кинетической энергии выброшенного взрывом вещества и еще в сто раз больше - в виде энергии нейтрино.
Взрыв сверхновой происходит, когда старая массивная звезда истощает запас ядерного топлива. В этих условиях ядро становится неустойчивым и коллапсирует.
Различают два вида сверхновых - сверхновые типа I и сверхновые типа II. В спектре сверхновых типа II присутствуют водородные детали, которых нет у сверхновых типа I. Световые кривые сверхновых типа I очень сходны между собой: светимость устойчиво увеличивается в течение примерно трех недель, после чего снижается в течение шести месяцев или больше. Световые кривые сверхновых типа II более разнообразны.
Сверхновые типа I подразделяются на типы Ia и Ib в соответствии с силой одной из линий поглощения кремния в оптическом спектре. Эта линия сильна для типа Ia и слаба - для Ib.
Предполагают, что сверхновые типа Iа являются белыми карликами в двойных системах, где имеет место передача массы от компаньона. Выделение энергии может быть обусловлено распространением волны горения углерода в недавно присоединенном веществе. Взрыв может означать полный распад белого карлика. В ходе ядерных реакций возникает нестабильный изотоп 56Ni (в количестве около одной солнечной массы), который в течение нескольких месяцев превращается сначала в 56Co, а в конечном счете - в 56Fe. Скорость этого радиоактивного распада согласуется с наблюдаемой скоростью снижения светового излучения. Различие физических механизмов в сверхновых типа Ia и Ib еще не выяснено.
Сверхновые типа II, по-видимому, являются массивными звездами (с массой больше восьми солнечных масс, что определило их развитие в процессе эволюции звезд), запас топлива в ядрах которых полностью исчерпан. На этой стадии они, подобно луковице, состоят из концентрических сферических оболочек. В каждой из оболочек идет своя, отличная от других, ядерная реакция. В какой-то момент времени в центральном ядре начинается горение кремния, и сразу же (в течение суток) развивается неустойчивость, поскольку образующееся железо не может превратиться в более тяжелые элементы без притока энергии. Как только генерирование энергии прекращается, исчезает и внутреннее давление, которое до того уравновешивало вес вышележащих слоев.
Развивается процесс сжатия, при котором ядро коллапсирует меньше, чем за секунду. Скорость процесса увеличивается по мере того, как ядра железа распадаются, отдавая нейтроны. Однако этот процесс не может продолжаться до бесконечности. Когда вещество достигает ядерной плотности, сопротивление дальнейшему сдавливанию внезапно сильно возрастает, и в сжимающемся веществе происходит "отдача". Возникает направленная наружу ударная волна. Внешние слои звезды отрываются и уносятся в пространство со скоростью в несколько тысяч километров в секунду. Оставшееся ядро представляет собой нейтронную звезду.
Выброшенное при взрыве вещество образует расширяющийся остаток сверхновой. Нейтронные звезды можно обнаружить как пульсары по их радиоизлучению, а в некоторых случаях и по пульсирующему световому и рентгеновскому излучению.
Взрыв сверхновой обогащает химический состав межзвездной среды, из которой образуются последующие поколения звезд. Очень старые звезды содержат намного меньше элементов тяжелее водорода и гелия (по сравнению с Солнцем и объектами Солнечной системы). Многие из тяжелых элементов естественным путем могут возникнуть только при взрыве сверхновых.
Сверхновая - очень редкое событие: за последнюю тысячу лет в нашей собственной Галактике визуально наблюдалось только пять сверхновых. Происходили и другие взрывы, идентифицированные по радиоизлучению их остатков, но сами вспышки были скрыты затеняющей пылью. Взрыв Сверхновой 1987A в близком Большом Магеллановом Облаке дал астрономам беспрецедентную для настоящего времени возможность детального изучения сверхновых. Каждый год во всех галактиках (вне нашей собственной) обнаруживают около пятидесяти сверхновых.
См.: пульсар в Крабовидной туманности. 

Сверхновая 1987A ( SN 1987A) 
Сверхновая вБольшом Магеллановом Облаке, открытая 24 февраля 1987 г., когда она была звездой примерно 6-й звездной величины. Это была самая близкая и самая яркая сверхновая, наблюдавшаяся после 1604 г. Взорвавшаяся звезда была идентифицирована как голубой сверхгигант 12-й звездной величины, известный как Сандулик –69° 202. Максимальная звездная величина, достигнутая в середине мая, составляла около 2,8. 

Сверхсветовое движение 
Движение со скоростью, которая кажется превышающей скорость света. Скорость увеличения углового расстояния между компонентами некоторых двойных радиоисточников (при учете расстояния до них) кажется превышающей скорость света в десять раз. Однако, как показано в специальной теории относительности, скорость больше скорости света физически невозможна. В действительности этот эффект вызван геометрическими факторами, когда один компонент движется по лучу зрения почти непосредственно на нас со скоростью, близкой к скорости света. Явление наблюдалось в квазаре 3C 273. 

Сверхскопление галактик 
Концентрация скоплений галактик. Известно около пятидесяти сверхскоплений, содержащих в среднем по двенадцать богатых скоплений галактик, хотя самые большие из них содержат намного больше скоплений. Эти структуры имеют в поперечнике сотни миллионов световых лет. 

Светимость (L) 
Энергия, излучаемая в единицу времени ярким телом.
См.: звездная величина. 

Световая кривая 
Зависимость изменения светового потока переменной звезды (или другого переменного астрономического объекта), представленная графически как функция времени. 

Световое время 
Время, которое требуется лучу света (или любой другой форме электромагнитного излучения), чтобы пройти некоторое данное расстояние. 

Световое загрязнение 
Рассеяние света искусственных источников в ночном небе, которое увеличивает яркость фона выше естественного уровня, что мешает астрономическим наблюдениям. Световое загрязнение наиболее выражено вблизи центров цивилизации. В США принято несколько законодательных актов, призванных защитить обсерватории от искусственного освещения в близлежащих городах. Однако как для любителей, так и для астрономов-профессионалов проблема светового загрязнения становится все более острой. 

Световое эхо 
Отражение всплеска света сверхновой или новой соседними межзвездными облаками, в результате чего появляется кольцо света, окружающее сверхновую или новую. С течением времени это световое кольцо расширяется. 

Световой год 
Расстояние, которое свет (или любая другая форма электромагнитного излучения) пройдет в вакууме за один год. Световой год эквивалентен 9,4607 ? 1012 км, 63240 а.е. или 0,30660 парсека. 

Световой ковш 
Разговорное выражение для обозначения коллектора потока. 

Свечение атмосферы 
Все типы свечения, возникающие в верхней атмосфере Земли (ночное свечение атмосферы), исключая тепловое излучение, полярные сияния, молнии и яркие следы метеоров. Спектр ночного свечения лежит в диапазоне от 100 нм до 22,5 мкм. Основная часть свечения возникает в слое толщиной от 30 до 40 км на типичных высотах в 100 км и представляет собой излучение на длине волны кислорода 558 нм. Из космического пространства свечение неба выглядит как зеленоватое светлое кольцо вокруг Земли. 
Северная звезда 
Популярное название Полярной звезды, отстоящей от северного полюса мира меньше, чем на один градус. 

Северная Корона (Corona Borealis) 
Небольшое, но хорошо заметное созвездие северного неба, основные звезды которого образуют полукруглую дугу. Входило в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.).
См.: Таблица 4. 

Северное полярное расстояние (NPD) 
Угловое расстояние на небесный сфере между объектом и северным полюсом мира, измеренное по большому кругу. 

Северное сияние 
Название, часто используемое для полярного сияния, наблюдаемого в северных широтах. 

Северный галактический отрог 
Область радио- и рентгеновского излучения, которая простирается к северу от галактической плоскости. Кажется, что это наиболее заметная часть огромного кольца газа, вероятно, очень старого остатка сверхновой 

Северный Крест 
Название, которое иногда используют как для всего созвездия Лебедя, так и для фигуры из пяти звезд этого созвездия - Альфа (α), Бэта (β), Гамма (γ), Дельта (δ), Эпсилон (ε) и Эта (η). 

Северный полярный ряд 
Перечень, включающий около сотни звезд в широком диапазоне яркостей, которые расположены в пределах двух градусов от северного полюса мира. Эти звезды используются как стандарты для шкалы астрономических звездных величин. Звезды ряда были отобраны в связи с тем, что из северных обсерваторий для целей сравнения их можно наблюдать в любое время года. 

Сезон 
Часть естественного цикла изменений условий окружающей среды, преобладающих на поверхности планеты, обусловленных обращением планеты вокруг Солнца. Смена сезонов происходит на всех планетах, у которых наклон оси вращения к плоскости эклиптики отличается от 90°. Сезонные эффекты, касающиеся, например, состояния полярных ледяных шапок, особенно заметны на Земле и Марсе.
Традиционно выделяют четыре сезона - весну, лето, осень и зиму, - но строгого деления между ними нет, а сезонные условия от года к году могут значительно меняться. 

Сейфертова галактика 
Тип галактик с ярким точечным ядром и незаметными спиральными рукавами, впервые описанный Карлом Сейфертом в 1943 г. Их спектр показывает широкие эмиссионные линии. Около 1% всех спиральных галактик являются сейфертовскими. Многие из них - сравнительно сильные инфракрасные источники; в некоторых центральное ядро является и слабым радиоисточником. Обычно наблюдается изменение яркости ядра. 

Секстант (Sextans) 
Слабое созвездие южного полушария, введенное в конце XVII в. Иоганном Гевелием. Его название, возможно, связано с инструментом, который Гевелий использовал для проведения астрономических наблюдений. Самая яркая звезда созвездия имеет звездную величину 4,5.
См.: Таблица 4. 

Секстет Сейферта ( NGC 6027) 
Группа галактик в созвездии Змеи с кажущимся взаимодействием. Она состоит из пяти галактик и большого газового облака, выброшенного самой большой галактикой группы. Эта спиральная галактика и три линзообразных галактики группы характеризуются гравитационным взаимодействием и лежат на расстоянии 260 млн. световых лет. Пятая (спиральная) галактика лежит в пять раз дальше, но по положению на небесной сфере совпадает с членами группы 

Секунда 
Единица измерения времени, определяемая в Международной Системе Единиц (СИ) как "продолжительность 9 192 631 770 периодов колебаний, соответствующих переходу между двумя уровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома цезия-133".
См.: дуговая секунда. 

Селенография 
Изучение поверхностных деталей и топографии Луны. 

Селенология 
Изучение лунных пород, а также поверхностной и внутренней структуры Луны; лунный эквивалент геологии. 

Селеноцентрический 
Центрированный относительно точки центра Луны. 

Семейства Хираямы 
Группы астероидов, имеющих подобные орбиты и поэтому расположенных в пространстве близко друг к другу. Существование подобных группировок впервые было отмечено японским астрономом Киоцуго Хираяма в 1918 г. С тех пор обнаружено больше сотни таких семейств. Во многих случаях членами семейства оказываются астероиды, относящиеся к подобным или связанным типам, что заставляет думать, что они образовались при разрушении одного исходного тела. Общеизвестными примерами являются семейство Эос, семейство Корониды и семейство Фемиды. К семействам Хираямы, как полагают, принадлежит примерно половина всех астероидов. 

Семейство Корониды 
Одно из семейств Хираямы, астероиды которого находятся в среднем на расстоянии 2,88 а.е. от Солнца. Члены семейства относятся к типу силикатных астероидов и, как предполагается, происходят из одного родительского тела, имевшего в диаметре около 90 км. Самый большой член семейства - Лакримоза(208), около 45 км в диаметре. Семейство названо по имени астероида Коронида(158) диаметром 35 км, открытого в 1876 г. 

Семейство Фемиды 
Одно из астероидных семейств Хираямы, находящееся на расстоянии 3,13 а.е. от Солнца. Все члены семейства принадлежат к углистому типу астероидов, что предполагает их общее происхождение от одного родительского тела. 

Семейство Эос 
Одно из астероидных семейств Хираямы. Члены семейства находятся на расстоянии 3,02 а.е. от Солнца. По своему типу они занимают промежуточное положение между углистыми и кремнистыми астероидами. 

Семь Сестёр 
Популярное в некоторых странах название звездного скопления Плеяд. 

"Сервейор" ("Исследователь") 
Серия из семи беспилотных американских космических кораблей, запущенных в 1966-1968 гг. для мягкой посадки на Луне. Пять полетов были успешными. Был проведен ряд экспериментов по проверке пригодности поверхности Луны для последующей высадки человека. Кроме того, на Землю было передано большое количество крупноплановых изображений лунной поверхности. 

Сердце Карла  (Cor Caroli; Альфа Гончих Псов; α CVn) 
Самая яркая звезда в созвездии Гончих Псов. Латинское имя напоминает о казни в 1649 г. короля Англии Карла I и, как считается, было дано звезде Чарлзом Скарборо в 1660 г. Фактически это визуально-двойная звезда с компонентами, имеющими величины 2,9 и 5,5. Более яркий компонент принадлежит Ap-звездам. 

Серебристые облака 
Светлые голубоватые облака в летнем сумеречном небе. Они возникают в верхней атмосфере на высотах около 80 км и по структуре довольно разнообразны.
Серебристые облака очень тонки и рассеивают лишь малую часть падающего на них солнечного света, так что с Земли днем или в начале сумерек их нельзя заметить. Так как они появляются только в летнее время, их невозможно наблюдать в самых высоких широтах, где небо никогда не становится достаточно темным. В то же время серебристые облака - явление высокоширотное, т.к. диапазон широт, в которых они практически наблюдаются, весьма узок (от 50°до 65°).
Облака образуются в присутствие ядер конденсации, на которых вода превращается в лед. Точно не известно, каковы эти ядра (ионы, возникающие под действием солнечного ультрафиолета, или микрометеоритные частицы). Главное условие возникновения серебристых облаков - достаточно низкая температура, которая на высотах 80-90 км должна быть около 120 K (-150° C). Облака возникают в результате воздушных течений от одного полюса к другому и не зависят от уровня солнечной радиации.
Имеются наблюдения, позволяющие предположить, что в течение последних десятилетий серебристые облака возникают чаще. Это связано с возрастанием концентрации водяных паров в верхней атмосфере из-за увеличения количества метана. Частота возникновения серебристых облаков изменяется с циклом солнечной активности по обратному закону. 

Середина лета 
Летнее солнцестояние. 

Серия Брэкетта 
Серия спектральных линий в инфракрасной области, возникающая в результате энергетических переходов в атоме водорода . 

Серия Лаймана 
Серия спектральных линий в ультрафиолетовой части спектра атомарного водорода, отвечающая переходам между основным состоянием и различными возможными возбужденными состояниями. Линии названы греческими буквами - альфа, бета, гамма и т.д., что соответствует переходам к первому, второму, третьему и т.д. возбужденным состояниям (и обратным переходам с них на основной невозбужденный уровень).
Лаймановская альфа-линия лежит на длине волны 121,566 нм, длины волн других линий в серии становятся все короче и короче. Эта серия сильна в спектрах излучения активных галактических ядер и квазаров. Если они имеют большое красное смещение, то лаймановская серия перемещается в видимую часть спектра. 

Серия сароса 
Последовательность лунных или солнечных затмений с интервалом в один сарос. Так как ежегодно может происходить до семи затмений, одновременно протекает более 80 серий сароса. В любой серии долгота затмения возвращается к исходному значению через три сароса (54 года). Однако каждое следующее затмение серии систематически изменяется по широте (перемещаясь от одного полюса к другому) вплоть до окончания серии. 

Серп 
Фаза Луны, Венеры или Меркурия, когда у них освещено меньше половины диска. 

Серп 
Астеризм, образованный звездами Альфа (α), Эта (η), Гамма (γ), Дзета (ζ), Мю (μ) и Эпсилон (ε) в созвездии Льва, получивший такое название благодаря своей форме. 

Сетка (Reticulum) 
Небольшое южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII столетия. Две самых ярких звезды созвездия имеют третью звездную величину.
См.: Таблица 4. 

Сетка (инструмента) 
Тонкие линии или проволочки в фокусе оптического инструмента для измерения угловых расстояний на изображении. 

Сетка (фотопластинки) 
Опорная сетка на фотопластинке с астрономическим изображением, наносимая путем отдельной экспозиции. 

Сидерит 
Альтернативное и в значительной степени устаревшее название железного метеорита. 

Сидерическая скорость 
Скорость вращения телескопа с экваториальной установкой вокруг полярной оси, которая обеспечивает точную компенсацию вращения Земли и сохранение наведение телескопа на одну и ту же точку неба. Эта скорость составляет один оборот за 23 часа 56 мин. 4 сек. 

Сидерический 
Имеющий отношение к звездам. 

Сидерический год 
Период обращения Земли вокруг Солнца относительно звезд. Его продолжительность - 365,25636 суток, а из-за влияния прецессии он на 20 мин. длиннее тропического года. 

Сидерический месяц 
Период обращения Луны вокруг Земли (измеренный относительно звезд). Продолжительность сидерического месяца - 27,32166 суток. 

Сидерический период 
Время обращения планеты или спутника вокруг основного тела, измеренное относительно звезд. 

Сидеролит 
Альтернативное и в значительной степени устаревшее название железо-каменного метеорита. 

Сидеростат 
Плоское зеркало, установленное и управляемое таким образом, чтобы оно могло непрерывно отражать свет звезды на фиксированные элементы оборудования, обеспечивая компенсацию видимого движения небесный сферы. 

Сизигия 
Выравнивание Солнца, Земли и Луны, а также Солнца, Земли и любой другой планеты. Сизигия, таким образом, обозначает как соединение, так и противостояние. 

Сизиф 
Астероид 1866 диаметром 7,6 км, открытый в 1972 г. П. Уайлдом. Он выделяется своей орбитой, которая подобна орбите кометы и наклонена на 41° к плоскости Солнечной системы. Этот астероид иногда подходит к Земле относительно близко. 

Сила осциллятора (f) 
Мера интенсивности спектральной линии. Она определяется вероятностью перехода между уровнями, ответственными за данную линию, и не зависит от физических условий, при которых происходит переход и испускается излучение. 

Силикат 
Породообразующий минерал, содержащий кремний, кислород, один или несколько металлов и, возможно, водород. 

Сильвия 
Астероид 87 диаметром 272 км, открытый Н. Погсоном в 1866 г. 

Симбиотические звезды 
Термин, впервые использованный в 1928 г. П. Мерриллом для описания звезд с необычным типом комбинационного спектра. В таком спектре присутствуют как детали, характерные для холодной звезды, так и эмиссионные линии высокотемпературного газа. Приемлемая интерпретация этого явления состоит в том, что в системе происходит передача массы холодной звезды компаньону, в роли которого выступает карлик или белый карлик. Энергия нагретого аккреционного диска (или горячего пятна) могла бы вызывать ионизацию натекающего газа, что порождает эмиссионные линии типа линий туманностей. 
Такие звезды являются переменными из-за нерегулярности передачи массы и затмений выбрасываемого вещества большой холодной звездой. Они известны также как звезды типа Z Андромеды. 

Символы Байера 
Буквы греческого алфавита (Таблица 1), используемые для обозначения наиболее ярких звезд вместе с названиями созвездий (например, Альфа Льва). Иоганн Байер (1572-1625) был составителем первого полного атласа звезд, который назывался "Уранометрия" и был издан в 1603 г. В нем была введена система наименований наиболее ярких звезд в каждом созвездии греческими буквами, которые были присвоены более или менее в соответствии с яркостью или, в некоторых случаях, в порядке положения звезд на небе. Система быстро стала общепринятой и используется до сих пор. 

Сингулярность 
Математическое понятие, которое можно представить как искривленную область пространства-времени, где те или иные количественные характеристики могут стать бесконечными, так что обычные физические законы перестают действовать. Предполагается, что Большой Взрыв начался в такой сингулярности. 

Синодический месяц 
Интервал времени между двумя последовательными новолуниями (или последовательными наступлениями любой другой фазы Луны), который равен 29,53059 суток. 

Синодический период 
Для планет - средний интервал времени между последовательными соединениями пары планет при наблюдении от Солнца; для спутников - средний интервал между последовательными соединениями спутника с Солнцем при наблюдении с родительской планеты спутника. 

Синопе 
Небольшой спутник Юпитера (номер IX), открытый в 1914 г. С. Б. Никольсоном.
См.: Таблица 6. 

Синтез апертур 
Разработанный в радиоастрономии метод, который позже стал использоваться и для наблюдений в инфракрасном и оптическом диапазонах. Метод дает возможность путем объединения наблюдений, сделанных с помощью нескольких небольших антенн или зеркал, получать карты или изображения с разрешением, достижимым только при очень большой апертуре.
В простейшем случае, когда измеряется фаза и амплитуда радиосигнала, две антенны можно использовать как радиоинтерферометр. Поскольку Земля в течение дня вращается, одна антенна автоматически описывает вокруг другой большую окружность. В последующие дни растояние между антеннами можно изменять, так что постепенно покрывается большая эллиптическая область. Если затем все полученные записи объединить с помощью компьютерных методов, то можно получить радиокарту наблюдаемого участка неба с таким разешением, которое было бы при апертуре, равной по размеру всей охваченной области.
На практике обычно используют не две антенны, а больше, что позволяет ускорить процесс съемки и иметь более широкий набор возможностей. Кроме того, можно объединять наблюдения, сделанные в различных местах, разделенных расстояниями в тысячи километров, что дает еще лучшую разрешающую способность.
Технологические достижения 1990-х гг. сделали возможным применение этого же физического принципа для получения изображений с высоким разрешением в оптическом и инфракрасном диапазонах. Первыми приборами такого типа стали Кембриджский оптический телескоп синтеза апертур КОАСТ (COAST - Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope) в Великобритании и Оптический интерферометр НПОИ (NPOI - Navy Prototype Optical Interferometer) Военно-морской обсерватории возле Флэгстаффа в штате Аризона, США.
См.: синтез апертур на основе земного вращения, интерферометр. 

Синтез апертур на основе земного вращения 
Метод в радиоастрономии, в котором используется вращение Земли, для того, чтобы с помощью небольших радиоинтерферометров получить разрешающую способность, которую имела бы антенна огромного диаметра. Эта разновидность метода синтеза апертур была разработана в Кембриджском университете. 

Синхронное вращение ("сцепленное вращение") 
Совпадение периодов вращения и обращения для спутника, в результате чего он всегда повернут к своей планете одной и той же стороной. Синхронное вращение, например, вращение Луны, возникает в результате длительного приливного воздействия. 

Синхротронное излучение 
Электромагнитное излучение, испускаемое электрически заряженной частицей, движущейся в магнитном поле со скоростью, близкой к скорости света. Название связано с тем, что такое излучение впервые наблюдалось в синхротронных ядерных ускорителях. Синхротронное излучение является главным источником радиоизлучения остатков сверхновых и радиогалактик. Большая часть светового и рентгеновского излучения Крабовидной туманности порождается в синхротронных процессах электронами с очень высокой энергией, испускаемыми центральным пульсаром.
Спектр синхротронного излучения имеет характерный профиль, сильно отличающийся от профиля теплового излучения горячего газа, благодаря чему идентификация синхротронных источников значительно облегчается. Поляризация излучения позволяет оценить магнитное поле источника. 

Синяя луна 
Происхождение этого выражения, часто используемого вместо того, чтобы сказать “редкое событие", остается неизвестным. Одно предположение связано с тем, что два новолуния в течение одного календарного месяца встсречаются редко. Другое объяснение - то, что атмосферные эффекты изредка делают цвет Луны голубым (возможно, в связи с появлением пыли в верхнеих слоях атмосферы из-за лесных пожаров или вулканических извержений). 

Синяя прозрачность 
Необычное состояние атмосферы Марса, при котором она особенно прозрачна для сине- фиолетового конца видимой области спектра 

Сириус (Альфа Большого Пса; α CMa) 
Самая яркая звезда в созвездии Большого Пса и самая яркая звезда в небе, имеющая звездную величину -1,46. Это визуально-двойная звезда с периодом обращения 50 лет, основной компонент которой (A) является A-звездой, а второй компонент (B) - белым карликом 8-й звездной величины. Сириус B оптически был впервые обнаружен в 1862 г., а его тип был определен по спектру в 1925 г. Сириус удален от нас на расстояние 8,7 световых лет и по близости к Солнечной системе занимает седьмое место.
Название унаследовано от древних греков и означает "опаляющий", что подчеркивает блеск звезды. В связи с именем созвездия, к которому принадлежит Сириус, его называют также "Собачьей звездой".
См.: Таблица 3. 

Сирра 
Альтернативное название звезды Альферац. 

Система UBV 
Фотометрическая система, разработанная в 1950-х гг. Г.Л. Джонсоном и У.У. Морганом. Система основана на измерении звездных величин в трех широких полосах спектра, названных U (ultraviolet - ультрафиолетовый), B (blue- синий) и V (visual - визуальный), которые сосредоточены на длинах волн 350, 430 и 550 нм соответственно. Показатели цвета, т.е. величины разностей (U–B) и (B–V), можно использовать для определения некоторых физических свойств отдельных звезд или их групп.
Чтобы расширить возможности метода, в 1965 г. Джонсон предложил использовать дополнительно еще несколько полос в инфракрасной части спектра (от 0,7 до 10,2 мкм). Они были названы R, I, J, H, K, L, M и N. 

Система uvby 
Фотометрическая система, предложенная Б. Стрeмгреном в конце 1950-х гг. Она основана на измерении звездных величин в четырех спектральных полосах, сосредоточенных на длинах волн 350 (u), 410 (v), 470 (b) и 550 (y) нм. При этом y-полоса почти полностью соответствует V-полосе системы UBV, а результаты, полученные при измерении в этой полосе, - традиционным визуальным звездным величинам. Далее, v- полоса перекрывает бальмеровскую линию H? и захватывает много других линий в спектрах холодных звезд. Наконец, b-полоса с полушириной 18 нм лежит недалеко от бальмеровской линии H?, не захватывая ее, а u-полоса лежит в ультрафиолетовой части спектра, между атмосферным срезом в 320 нм и бальмеровским декрементом. Использование этой фотометрической системы обеспечивает получение информации о спектрах и физических свойствах отдельных звезд и их групп без необходимости детального изучения спектров. 

Система Кинана 
Галактики NGC 5216 и 5218 в созвездии Большой Медведицы. 

Система колец 
См.: планетарные кольца. 

Система координат 
Способ определения положения точки или объекта в пространстве или на поверхности в терминах линейного или углового расстояния от некоторой заданной плоскости, линии или точки. Например, для определения положения точки на поверхности Земли обычно используются географические координаты - широта и долгота.
В астрономии для определения положения объекта на небесной сфере применяются несколько различных систем небесных координат, каждая из которых разработана для своих целей. Используются и другие системы координат; например, для определения положения планет относительно Солнца и Земли - система пространственных декартовых координат X, Y, Z. 

Система Пола-Бейкера 
Оптическая конструкция отражательного телескопа, имеющего исключительно широкое поле зрения с хорошим разрешением. В ней используется параболическое первичное зеркало с фокусным отношением f/4 или меньше, выпуклое сферическое вторичное зеркало и вогнутое сферическое третье зеркало, кривизна которого равна, но по знаку противоположна кривизне вторичного. Конструкция была предложена французским оптиком Морисом Полом в 1935 г. и независимо от него Джеймсом Бейкером около 1945 г. 
См.: телескоп Уиллстропа. 

Система Серюрье 
Конструкция открытой трубы большого отражательного телескопа, обеспечивающая равномерность прогиба при изменении ориентации телескопа. Сделать трубу самых больших телескопов полностью недеформируемой невозможно. Предложенная Марком Серюрье конструкция 200-дюймовой трубы Телескопа Хейла не устраняет деформацию, но обеспечивает сохранение оптической оси телескопа. 

Система солнечного телескопа МакМат-Пирса 
Большая солнечная обсерватория, расположенная в Китт-Пик и принадлежащая к Национальной солнечной обсерватории США. Главный телескоп, законченный в 1962 г., состоит из установленного на башне 1,6-метрового зеркала, которое направляет солнечный свет по длинной световой шахте, наклоненный на 32° к горизонту, большая часть которой находится под землей. С помощью этой системы можно получить изображение Солнца с диаметром в 75 см. Все здание защищено медным покрытием, температура которого поддерживается на постоянном уровне с помощью охлаждающей жидкости, протекающей по специальной системе труб. 

Сихотэ-Алинский дождь 
Большой метеоритный дождь, выпавший 12 февраля 1947 г. в восточной Сибири. Самый большой найденный метеорит весил 1745 кг, но по имеющимся оценкам, на поверхность Земли упали тысячи осколков, общий вес которых достигает 100 т. Большинство их не найдено. 

"Скайлэб" 
Американская космическая станция, запущенная на земную орбиту в мае 1973 г. В 1973-1974 гг. три экипажа, состоящие каждый из трех человек, провели на борту станции по несколько недель. Были проведены астрофизические и солнечные наблюдения, а также эксперименты по изучению влияния на астронавтов длительного пребывания на орбите в условиях невесомости. В 1979 г. станция сгорела при вхождении в плотные слои атмосферы. 

Скандинавский оптический телескоп (СОТ) 
2,56-метровый отражательный телескоп в Обсерватории дель Рок де Лос Мучачос на Канарских Островах, с 1989 г. используемый совместно Данией, Финляндией, Норвегией и Швецией. 

Складчатый гребень 
Слабо структурированная деталь на лунной поверхности, которая может тянуться на сотни километров поперек моря. Эти детали, по-видимому, связаны с вулканический деятельностью и лавовыми потоками, существовавшими на Луне в далеком прошлом. 

Склонение (координата) (Скл.) 
Одна из координат, определяющая положение на небесной сфере в экваториальной системе координат. Склонение - эквивалент широты на Земле. Это угловое расстояние, измеряемое в градусах, к северу или югу от небесного экватора. Северное склонение положительно, а южное - отрицательно.
См.: прямое восхождение. 

Склонение (геомагнитного поля) 
Один из параметров, используемых для описания направления геомагнитного поля. 

Скользящее покрытие 
Покрытие, в котором покрываемый объект визуально лишь касается лимба покрывающего тела. 

Скопление галактик 
Группировка галактик в пространстве, связанная взаимным гравитационным притяжением. Пространственное распределение галактик неравномерно: они имеют тенденцию собираться вместе при расстояниях порядка миллионов световых лет. Скопления галактик имеют множество форм - они могут быть сферическими и симметричными или неправильными (без какой-либо специфической формы); они могут содержать всего несколько галактик или тысячи; могут иметь или не иметь концентрации к центру. Регулярные скопления, по-видимому, населены главным образом эллиптическими галактиками, в то время как неправильные скопления проявляют тенденцию к включению галактик всех типов. Наша собственная Галактика Млечный Путь принадлежит к небольшой ассоциации, известной как Местная группа.
Скопления, содержащие много больших галактик, характеризуются как “богатые”. Ближайшее богатое скопление - скопление галактик в Деве, которое насчитывает тысячи членов. Еще более богатое скопление - скопление галактик в Волосах Вероники, имеющее в поперечнике по крайней мере десять миллионов световых лет. В центре богатого скопления обычно доминирует гигантская эллиптическая галактика. Наиболее массивные из известных галактик располагаются в центрах больших богатых скоплений. Предполагается, что самые большие галактики имеют тенденцию к поглощению других галактик в центрах скоплений в процессе так называемого “галактического каннибализма”. Это предположение подкрепляется тем фактом, что галактики, занимающие в скоплениях этого вида второе и третье место по яркости, являются более слабыми, чем в скоплениях, где нет особо яркой галактики. Галактики-"каннибалы" по своему внешнему виду часто кажутся "раздутыми", а в некоторых из них замечено наличие более одного ядра. Обычно они являются сильными радиоисточниками.
В богатых скоплениях в пространство между галактиками проникает разреженный горячий газ. Его присутствие обнаруживается по наличию рентгеновского излучения. В некоторых случаях межгалактический газ содержит столько же вещества, сколько его имеется в видимых частях галактик. Горячий газ стремится вытеснить межзвездный газ из спиральных галактик скопления.
См.: галактика. 

Скопление галактик в Волосах Вероники 
Богатое скопление галактик в созвездии Волос Вероники, простирающееся на несколько градусов небесной сферы и содержащее более тысячи ярких галактик. Одно из близких богатых скоплений, оно находится, по некоторым оценкам, на расстоянии 300 млн. световых лет. Имеет почти сферическую форму, где большинство галактик сконцентрировано в центре, причем среднее расстояние между галактиками в три раза меньше расстояния между Млечным Путем и Туманностью Андромеды в Местной группе. 

Скопление галактик в Деве 
Скопление галактик, самое близкое из богатых скоплений, расположенное на расстоянии около 50-60 млн. световых лет и занимающее центральное положение в Местном сверхскоплении. Оно охватывает 120 квадратных градусов неба и содержит несколько тысяч галактик. Это неправильное скопление без центрального уплотнения. Наиболее массивная галактика скопления - гигантская эллиптическая галактика M87. Шестнадцать наиболее ярких членов скопления включено в Каталог Мессье. 

Скорпион (Scorpius) 
Большое яркое созвездие южной части зодиака, входящее в списокПтолемея (ок. 140 г. н.э.). Самая яркая звезда созвездия - Антарес, имеющая первую звездную величину. Созвездие содержит еще 16 звезд ярче 4-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Скорпион X-1 
Самый яркий на небе рентгеновский источник, который был открыт первым. Он представляет собой рентгеновскую двойную звезду с малой массой. Предполагается, что источниками рентгеновского излучения яаляются нейтронная звезда и связанный с ней аккреционный диск. 

Скульптор (Sculptor) 
Незаметное созвездие южного полушария, введеное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII в. Четыре самых ярких звезды имеют 4-ю звездную величину.
См.: Таблица 4. 

След Минковского 
Двухлепестковая туманность, окружающая звезду в Лебеде, рассматриваемая как ранняя стадия образования планетарной туманности. Была открыта Рудольфом Минковским в 1946 г. 

Следующий (-ая) (f) 
Термин, используемый для описания положения планетарной детали или объекта на небесный сфере относительно другой детали или объекта (f - от англ. following). Следующие детали (или объекты) попадают в поле зрения позже, чем некоторая другая деталь или объект, которая в этом случае описывается как предшествующая (p - от англ. preceding). 

Слой C 
См.: слой D. 

Слой D 
Слой земной ионосферы на высоте приблизительно от 50 до 90 км. Нижнюю часть слоя D, между 50 и 70 км, называют также слоем C. 

Смитсоновская астрофизическая обсерватория (SAO) 
Научно-исследовательская организация, основанная Смитсоновским институтом США в 1890 г. Первоначально ее скромное оборудование размещалось в Вашингтоне (Округ Колумбия). В 1955 г., когда директором обсерватории был Фред Уиппл, ее штаб-квартира была перемещена на территорию Обсерватории Гарвардского колледжа (ОГК) в Кембридже, штат Массачусетс, а ее деятельность значительно расширена. В 1967 г. обсерватория обосновалась на Маунт- Хопкинс в Аризоне и в настоящее время известна как Обсерватория Фреда Лоуренса Уиппла. В 1973 г. на основе объединения ресурсов SAO и ОГК был образован Гарвардско-Смитсоновский астрофизический центр, директором которого стал Джордж Филд. 

Собачья звезда 
Популярное имя Сириуса. 

Собственное движение 
Видимое движение звезды по небесный сфере, количественно измеряемое как изменение ее положения за год (в угловых единицах). Собственное движение является комбинацией истинного движения звезды в пространстве и относительного движения Солнечной системы. 

Совершенный космологической принцип 
Обобщение космологического принципа, предложенное в 1948 г. Германом Бонди и Томасом Голдом. Оно утверждает, что Вселенная является по существу одинаковой в любое время и для всех наблюдателей, независимо от их положения. Этот принцип является основополагающим в теории стационарной Вселенной, но опровергается теорией Большого Взрыва. 

Содержание металлов 
Доля элементов тяжелее гелия в составе звезды. В астрономической терминологии понятие "металл" охватывает все элементы тяжелее гелия. Хотя многие из этих веществ в обычном смысле слова (с точки зрения химии) не являются металлами, термин, вероятно, возник потому, что в звездных спектрах обычно преобладают линии металлов типа железа и никеля. 

"Соджорнер" ("Временный житель") 
Название небольшого транспортного средства, доставленного на Марс по проекту "Марс Пэсфайндер". 

Соединение 
Положение двух тел солнечной системы на одной линии с Землей, в результате чего они кажутся с Земли расположенными на небе в одном и том же (или почти в том же) месте.
Говорят, что планета находится в соединении, когда она имеет ту же самую эклиптическую долготу, т.е. находится приблизительно на одной линии с Солнцем. Планеты Меркурий и Венера могут образовывать соединение, находясь либо между Землей и Солнцем (когда они, как говорят, находятся в нижнем соединении), либо позади Солнца (в этом случае имеет место верхнее соединение). Планеты, расположенные от Солнца дальше Земли, могут находиться только в верхнем соединении.
Соединения могут также возникать между планетами или между Луной и одной или несколькими планетами, но в этом случае термин часто используется более свободно, с точностью до нескольких градусов. 
См.: эклиптические координаты. 

Созвездие 
Один из 88 участков звездного неба или звездная фигура внутри него.
Согласно дошедшим до нас источникам, еще со времен античности люди давали имена заметным фигурам из ярких звезд. В каждой культуре был принят свой принцип деления неба на фрагменты. Многие из сегодняшних созвездий были первоначально выделены в Месопотамии и затем были признаны греками. Сорок восемь созвездий были перечислены Птолемеем во II в. н.э., а остальные добавлены позже, начиная приблизительно с 1600 г. На старых звездных картах можно обнаружить некоторые созвездия, которые не нашли общего признания.
Первоначально созвездия рассматривались просто как звездные фигуры, но постепенно они приобретали практическое значение для определения звезд и описания их положения на небе. Отсутствие строгих стандартных определений созвездий по мере развития астрономии как науки приводило к недоразумениям при идентификации слабых звезд в малонаселенных областях неба. Поэтому в 1930 г. было принято международное соглашение астрономов по определению границ 88 созвездией по линиям прямого восхождения и склонения.
Каждое из 88 созвездий входит в данный словарь под русским названием с указанием его официального латинского названия; все созвездия перечислены в Таблице 4. 

Соизмеримость 
Термин, применяемый к орбитам двух тел - реальным или теоретически возможным, - означающий, что период обращения по одной из них равен или составляет простую дробь от периода обращения по другой. Такая соизмеримость часто наблюдаются между орбитами планет, их естественных спутников и астероидов. Например, троянцы вращаются по орбите Юпитера (1:1), а периоды обращения Юпитера и Сатурна находятся в отношении 2:5. Соизмеримость является результатом долговременного резонанса, возникающего при гравитационном взаимодействии между объектами на орбитах.
Соизмеримость возникает также между вращательным и орбитальным движением.
См.: синхронное вращение. 

Сокорро 
Местоположение Национальной радиоастрономической обсерватории в штате Нью-Мексико, США.
См.: Очень Большой Массив (ОБМ). 

Солар-A 
См.: "Йоко". 

Солнечная активность 
Различные явления на Солнце, связанные с выделением большого количества энергии, частота и интенсивность которых циклически изменяются. Наиболее заметный цикл занимает около 11 лет, хотя имеются свидетельства существования и более длинных циклов. К проявлениям солнечной активности относятся выбросы корональной массы, вспышки, солнечные пятна, протуберанцы и факелы.
См.: солнечный цикл. 

Солнечная башня 
Тип телескопа, используемый исключительно для наблюдения Солнца. Чтобы сформировать изображение диска Солнца, на котором можно различить отдельные детали, желательно иметь большое фокусное расстояние (порядка 100 м). Если зеркало расположить у поверхности Земли, то из-за солнечного нагрева зеркала над ним возникнет теплый турбулентный воздушный слой, который вызовет нестабильность сформированного изображения. Избежать этого можно, если гелиостат или целостат, передающие изображение Солнца в телескоп, поместить на высокую башню. 
См.: вакуумный башенный телескоп. 

Солнечная вспышка 
См.: вспышка. 

Солнечная и гелиосферная обсерватория ("SOHO") 
Научно-исследовательский спутник (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), запущенный Европейским космическим агентством 2 декабря 1995 г. с предполагаемым сроком работы около двух лет. Он был выведен на орбиту вокруг Солнца в одной из точек Лагранжа (L1), где уравновешиваются гравитационные силы Земли и Солнца. Двенадцать инструментов на борту спутника предназначены для исследования солнечной атмосферы (в частности ее нагревания), солнечных колебаний, процессов выноса солнечного вещества в пространство, структуры Солнца, а также процессов в его недрах. 

Солнечная корона 
См.: корона. 

Солнечная постоянная 
Полная солнечная энергия, падающая на единицу площади верхних слоев земной атмосферы за единицу времени, рассчитанная с учетом среднего расстояния от Земли до Солнца. Ее значение - около 1,35 кВт/м2. Вопреки названию, эта величина не остается строго постоянной, слегка изменяясь в ходе солнечного цикла. В частности, появление большой группы солнечных пятен уменьшает ее примерно на 1%. Наблюдаются и более долговременные изменения. 

Солнечная система 
Солнце, а также планеты с их лунами, кометы, астероиды, метеорные рои и межпланетная среда, удерживаемые гравитационным притяжением Солнца. Предполагается, что Солнечная система сформировалась около пяти миллиардов лет назад из вращающегося газопылевого диска, при сжатии которого возникло Солнце и остальные тела системы.
Планеты и астероиды движутся вокруг Солнца по орбитам, лежащим близко к плоскости земной орбиты и солнечного экватора и в том же направлении, что и Земля. Орбиты больших планет лежат в пределах 40 а.е. от Солнца, хотя область гравитационного влияния Солнца намного больше. Кометы, наблюдаемые внутри Солнечной системы, возможно, происходят из облака Оорта, находящегося на расстоянии многих тысяч астрономических единиц. 

Солнечная туманность 
Межзвездное газо-пылевое облако, при уплотнении которого около пяти миллиардов лет назад образовались Солнце и Солнечная система. 

Солнечное время 
См.: истинное солнечное время, среднее солнечное время. 

Солнечное затмение 
См.: затмение. 

Солнечное пятно 
Область на Солнце, где температура ниже, чем в окружающей фотосфере. Поэтому солнечные пятна кажутся относительно более темными. Эффект охлаждения вызывается наличием сильного магнитного поля, сконцентрированного в зоне пятна. Солнечные пятна могут возникать индивидуально, но часто они образуют группы или пары противоположной магнитной полярности.
В темной центральной части солнечного пятна (тени) температура составляет около 3700 K по сравнению с 5700 K в фотосфере. Внешняя и более яркая часть солнечного пятна (полутень) образуется радиально направленными лучами, состоящими из ярких зерен на более темном фоне.
См.: солнечная активность, "бабочки" Маундера, число Вольфа. 

Солнечные сутки 
То же, что истинные солнечные сутки.
См.: истинное солнечное время. 

Солнечные часы 
Простой инструмент для измерения времени, состоящий из специального стержня (или гномона) и "циферблата", на который падает его тень от Солнца. Циферблат градуирован в часах. Солнечные часы измеряют истинное солнечное время. Существует множество систем солнечных часов разной степени сложности. 

Солнечный апекс 
См.: апекс. 

Солнечный ветер 
Поток частиц (в основном протонов и электронов), истекающих за пределы Солнца со скоростью до 900 км/сек. Солнечный ветер фактически представляет собой горячую солнечную корону, распространяющуюся в межпланетное пространство. 

Солнечный протуберанец 
См.: протуберанец. 

Солнечный цикл 
Периодическое изменение солнечной активности, в частности, числа солнечных пятен. Период цикла - около 11 лет, хотя в течение XX в. он был ближе к 10 годам. 
В начале нового цикла пятен на Солнце практически нет. Первые пятна нового цикла появляются на гелиографических северных и южных широтах 35°- 45°; затем в процессе цикла пятна появляются ближе к экватору, доходя соответственно до 7° северной и южной широты. Эту картину распространения пятен можно представить графически в виде "бабочек" Маундера.
Принято считать, что солнечный цикл вызван взаимодействием между "генератором", порождающим магнитное поле Солнца, и вращением Солнца. Солнце вращается не как твердое тело, причем экваториальные области вращаются быстрее, что вызывает усиление магнитного поля. В конечном счете поле "выплескивается" в фотосферу, создавая солнечные пятна. В конце каждого цикла полярность магнитного поля меняется, поэтому полный период составляет 22 года (цикл Хейла). 

Солнце 
Центральная звезда Солнечной системы. Среди звезд Солнце по размеру и яркости занимает среднее положение, хотя в солнечной окрестности большинство звезд имеет меньшие размеры и яркости. Солнце - карликовая звезда спектрального класса G2 с поверхностной температурой около 5700 K. Подобно всем звездам, оно представляет собой шар горячего газа, а источником энергии является ядерный синтез, происходящий в его недрах, где температура равна 15 млн. K. В процессе превращения водорода в гелий ежесекундно аннигилируется 4 млн. т солнечного вещества.
Поверх ядра расположена зона излучения, где образовавшиеся в процессе ядерного синтеза фотоны с высокой энергией сталкиваются с электронами и ионами, порождая повторное световое и тепловое излучение. С внешней стороны зоны излучения лежит конвективная зона, в который нагретые газовые потоки направляются вверх, отдают свою энергию поверхностным слоям и, стекая вниз, повторно нагреваются. Конвективные потоки приводят к тому, что солнечная поверхность имеет ячеистый вид (см. грануляция). Поверхностные слои, или фотосфера, от которых приходит видимый нами свет, достигают в толщину нескольких сотен километров. В этих слоях имеют место проявления солнечной активности, такие как солнечные пятна и вспышки. Быстрые атомные частицы, высвобождаемые при вспышках, движутся сквозь пространство, воздействуя на Землю и ее окрестности. В частности, они вызывают радиопомехи, геомагнитные бури и полярные сияния.
Покрывающий фотосферу слой называется хромосферой. Во время полного солнечного затмения хромосфера видна как светящееся розоватое кольцо. Через хромосферу прорываются спикулы и протуберанцы. Самый разреженные внешние слои образуют солнечную корону, сливаясь с межпланетной средой. 

Солнцестояние 
Каждая из двух точек эклиптики, где Солнце достигает максимального и минимального склонения (а также моменты прохождения Солнца через эти точки). Они лежат приблизительно на полпути между точками весеннего и осеннего равноденствий.
Солнцестояния происходят около 21 июня и 21 декабря. В точке летнего солнцестояния Солнце стоит в небе наиболее высоко, а продолжительность светового дня максимальна. Во время зимнего солнцестояния высота Солнца в полдень самая низкая, а продолжительность светового дня (для каждой широты местности) минимальна. Летнее солнцестояние в северном полушарии (июнь) является зимним солнцестоянием в южном полушарии и наоборот. 

Сол
Марсианские "сутки" продолжительностью 24 часа 37 мин. 22,6 сек. 

47 Тукана (47 Tuc; NGC 104) 
Второе по яркости шаровое скопление в небе (после Омеги Центавра). Для невооруженного глаза выглядит как звезда 5-й величины. Именно этим объясняется, почему скопление первоначально было обозначено как 47 Тукана (форма названия, соответствующая одиночной звезде). Скопление лежит на расстоянии 13000 световых лет и относительно молодо. 

"Союз" - "Аполлон" 
Объединенный советско-американский космический проект в июле 1975 г., в котором основной блок "Аполлона" был состыкован с советской космической станцией, находящейся на околоземной орбите на высоте 225 км. Две группы астронавтов и космонавтов посетили космические корабли друг друга и совместно выполнили ряд экспериментов. 

"Союз" 
Советский трехместный космический корабль.
См.: "Союз - Аполлон". 

"Спейслэб"
Небольшая космическая станция, построенная Европейским космическим агентством, размеры которой соответствуют грузовому отсеку шаттла. 

Спектр 
Результат разложения луча электромагнитного излучения, при котором компоненты с различными длинами волн разрешены в пространстве и расположены в порядке увеличения или уменьшения длины волны. Наиболее известный пример спектра - радуга в небе, которая появляется в результате разложения солнечного света на составляющие цвета (когда капли дождя действуют подобно призме). Полный спектр электромагнитного излучения охватывает (в порядке уменьшения длин волн) радио-, микроволновое, инфракрасное, видимое световое, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение.
Имеется три основных типа спектров: непрерывный, эмиссионный линейчатый и линейчатый спектр поглощения, причем они могут возникать в любой комбинации. При графическом изображении зависимости интенсивности излучения от длины волны непрерывный спектр имеет гладкое распределение, без острых пиков или впадин. Эмиссионные линии имеют вид относительно узких выступов или пиков интенсивности. Они могут существовать отдельно или налагаться на непрерывный спектр. Линии поглощения - относительно узкие углубления в непрерывном спектре.
Непрерывные спектры возникают в процессах типа излучения абсолютно черного тела или синхротронного излучения. Линейчатые спектры - проявление дискретных квантов энергии, испускаемых или поглощаемых в атомах или молекулах при точно определенной длине волны.
См.: линия поглощения, спектр поглощения, непрерывный спектр, эмиссионная линия. 

Спектр вспышки 
Эмиссионный линейчатый спектр солнечной хромосферы, наблюдаемый в момент перед полным солнечным затмением или непосредственно после него. 

Спектр поглощения 
Непрерывный спектр, на котором обнаруживаются различные следы поглощения. Это могут быть, например, линии поглощения или диффузные межзвездные полосы.
См.: полосчатый спектр. 

Спектральная линия 
В спектре - деталь, охватывающая относительно узкий диапазон длин волн и характеризующая интенсивность поглощения или излучения. В результате переходов между двумя дискретными энергетическими уровнями атома или иона возникают линейчатые спектры. Переход к более низкому энергетическому состоянию (с излучением фотона) порождает эмиссионную линию. Переход к более высокому энергетическому состоянию (с поглощением фотона) порождает линию поглощения. 

Спектрально-двойная 
Двойная звезда, структура которой обнаруживается по спектру, даже если ее компоненты визуально не могут быть разрешены. В спектрально-двойной с двойными линиями можно различить два наложенных друг на друга спектра. Относительное смещение линий носит периодический характер и вызывается доплеровским эффектом в процессе обращения звезд вокруг их общего центра масс. В спектрально-двойной с одиночными линиями два компонента настолько сильно отличаются по своей светимости, что виден спектр только более яркого компонента. Однако при сравнительном измерении относительно стандартного спектра и в этом случае обнаруживается периодическое изменение длины волны линий. 

Спектральный индекс 
Показатель зависимости плотности потока (S) непрерывного излучения от частоты (?). Плотность потока S пропорциональна ??, где ? - спектральный индекс, который используется, в частности, при описании радиоисточников. 

Спектральный класс 
Классификация звезд в соответствии с видом их спектра. Спектральная классификация в первую очередь основана на температурной последовательности, но может учитываться и класс светимости. Иногда при классификации указывают и дополнительную информацию относительно спектра звезды (например, появление эмиссионных линий или наличие необычно сильных металлических линий).
Существующие буквенные обозначения классов восходят к первой классификации, предпринятой в Обсерватории Гарвардского колледжа (финансируемой по завещанию Генри Дрэпера) и опубликованной в 1890 г. Первоначально введенные классы, обозначенные буквами A - Q, впоследствии были упорядочены в порядке температурной последовательности, в результате чего окончательно установилось деление на основные классы с буквенными обозначениями O, B, A, F, G, K и M (см. таблицу). Основные классы могут быть разделены далее на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9 (например, A0, K5). 
По мере того, как научные исследования дают все более детальную информацию, система классификации продолжает развиваться и уточняться. Другие классификации включают S-звезды и углеродные звезды, прежде называвшиеся R- и N-звездами, а теперь располагаемые в последовательности от C0 до C9, что приблизительно соответствует неуглеродным звездам температурных классов от G4 до M. Чтобы отразить дополнительную информацию о спектре, в классификации используются различные префиксы и суффиксы. В 1943 г. В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман определили спектральные критерии для классов светимости, а также выбрали образцы звезд в качестве стандартов для каждого из гарвардских подклассов. Классы светимости обозначаются большими римскими цифрами. Позже были введены еще два класса (в настоящее время они используются редко).
Эти обозначения помещаются после температурного класса и перед любым суффиксом. Например, B3-гигант с эмиссионными линиями классифицировался бы как B3IIIe.
См.: диаграмма Герцшпрунга-Рессела. 

Спектрогелиограмма 
Монохроматическое изображение Солнца, получаемое при помощи спектрогелиографа или узкополосного фильтра. 

Спектрогелиограф 
Инструмент для получения изображения всего Солнца или его части в монохроматическом свете. Входной щелью вырезается часть наблюдаемого диска Солнца. Посредством дифракционной решетки свет разлагается в спектр, а затем с помощью второй щели выделяется узкая область спектра. Сканируя входной щелью весь солнечный диск, можно получить полное изображение Солнца. 

Спектрограмма 
Постоянная регистрация спектра, получаемая фотографически или в цифровой форме при помощи электронного детектора. 

Спектрограф 
Инструмент для постоянной регистрации спектра. 

Спектрограф куде 
Астрономический спектрограф, предназначенный для использования в фокусе куде телескопа. Так как фокус куде фиксирован, спектрограф можно сделать очень большим (обеспечив тем самым высокую дисперсию) и разместить его в специальном помещении под телескопом. 

Спектрограф с решеткой типа эшеле 
Спектрограф, в котором для разложения падающего света в спектр используется дифракционная решетка типа эшелe. Основная отличительная особенность такой решетки состоит в том, что идущие с относительно большим шагом параллельные углубления имеют ступенчатый или зигзагообразный профиль. Свет направляется на решетку под прямым углом к поверхностям углублений, т.е. направление света составляет большой угол с нормалью к решетке в целом. При этом образуется множество перекрывающихся спектров с высокой степенью разрешения. Для их разделения перпендикулярно к решетке типа эшелe размещается другая решетка с низкой дисперсией или призма. 

Спектрометр 
Инструмент для наблюдения спектра и измерения его деталей при прямом наблюдении. 

Спектроскоп 
Инструмент для визуального наблюдения спектра. Иногда термин используется и как альтернативное название спектрографа. 

Спектроскопический зонд дальнего ультрафиолетового диапазона ("FUSE") 
Искусственный спутник NASA для астрономических исследований в ультрафиолетовом диапазоне (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer - FUSE), запуск которого планируется в 1998 г. 

Спектроскопия 
Изучение и интерпретация спектров, особенно с целью определения химического состава и физических характеристик источника излучения. 

Специальная астрофизическая обсерватория (CAO) 
Основная организация Российской Академии Наук для проведения оптических и радиоастрономических наблюдений, находящаяся на Кавказе.
В оптической обсерватории, расположенной в Нижнем Архызе возле Зеленчукской, размещен Большой телескоп альтазимутальный (БТА) - оптический телескоп с самым большим в мире цельным 6-метровым первичным зеркалом. Введенный в действие в 1975 г., он был первым большим телескопом с альтазимутальной установкой. Там же находятся 1,0-метровый телескоп Ричи-Кретьена и 60-сантиметровый кассегреновский рефлектор.
В окрестностях станицы Зеленчукской расположен радиотелескоп РАТАН-600. Радиоастрономическое отделение САО имеется и в Ст.-Петербурге. 

специальная теория относительности 
Теория, развитая Альбертом Эйнштейном (1878-1955) и опубликованная в 1905 г., в которой описываются особенности наблюдения физических явлений в инерциальных (неускоренных) системах отсчета, находящихся в относительном движении.
Специальная теория относительности является непосредственным следствием экспериментально доказанного факта, что скорость света (c) в вакууме одинакова для всех наблюдателей, независимо от их движения или движения источника света. Этот факт был предсказан теоретически (1873 г.) на основе уравнений Джеймса Клерка Максвелла, описывающих электромагнитное излучение, и затем подтвержден в известном эксперименте Майкельсона-Морли в 1887 г. Другим основным принципом теории является так называемый принцип относительности. Согласно этому принципу, не существует физического эксперимента, который мог бы обнаружить состояние равномерного движения. Другими словами, ни положение в пространстве или во времени, ни равномерное движение наблюдателя не влияют на описание физической реальности. Таким образом, идеи относительности опровергают концепцию "абсолютности" системы пространства и времени.
Из этих принципов вытекает целый ряд важных следствий, касающихся способа измерения времени, длины и массы в системах отсчета, находящихся в относительном движении. Интервалы времени кажутся удлиненными (растяжение времени), длины - сокращенными (сокращение Лоренца), а массы - увеличенными в системах отсчета, перемещающихся относительно наблюдателя, хотя эти эффекты становятся существенными только тогда, когда относительная скорость приближается к скорости света. 
Считается, что три пространственных координаты и время описывают четырехмерное пространство-время, характеризующееся тем, что интервал в этом постранстве остается неизменным для всех систем отсчета.
Другое следствие теории - понятие массы покоя и положение об эквивалентности массы и энергии, выражаемое соотношением E = mc2. Эта формула определяет количество энергии, выделяемой при аннигиляции массы.
Предсказания специальной теории относительности были полностью подтверждены, в частности, в атомной физике и физике элементарных частиц.
См.: общая теория относительности. 

Спика (Альфа Девы; α Vir) 
Самая яркая звезда в созвездии Девы, имеющая звездную величину 1,0. Это затменная двойная, яркость которой изменяется примерно на 0,1 звездной величины с периодом 4,014 суток. Основной компонент - бело-голубая B-звезда с массой около одиннадцати масс Солнца. Название означает "кукурузный початок".
См.: Таблица 3. 

Спикулы 
Похожие на шипы структуры в солнечной хромосфере, которые наблюдаются в лимбе или около него. Они меняются очень быстро; время их жизни составляет от пяти до десяти минут. Обычно спикулы имеют размеры порядка 1000 км в поперечнике и 10000 км в длину. Распределение спикул на Солнце неравномерно - они концентрируются на границах ячеек супергрануляции. 

Спиральная галактика 
Любая галактика со спиральными рукавами. Эдвин Хаббл разделил спиральные галактики на две обширные группы - с центральной перемычкой (SB-галактики) и без нее (S). Каждая группа далее подразделяется на три категории - a, b и c. Sa- и SBa-галактики имеют туго закрученные рукава и относительно большую центральную часть (балдж). Sc- и SBc-галактики имеют широко раскинувшиеся рукава и небольшой центральный балдж. Галактики типа Sb и SBb занимают промежуточное положение.
Наша собственная Галактика (Млечный Путь) - спиральная галактика, возможно, с небольшой центральной перемычкой. Ее структура абсолютно типична: молодые звезды и межзвездное вещество сконцентрированы в диске, особенно в спиральных рукавах. Кроме того, Галактику окружает сферическое гало, содержащее старые звезды и шаровые скопления.
Спиральные рукава не представляют собой постоянных жестких структур, они скорее имеют характер волн плотности. Обращаясь вокруг центра галактики, звезды и межзвездное вещество образуют спиральные области увеличенной плотности. Существующие рукава образовались в различные временные эпохи. 
См.: классификация Хаббла. 

Спиральная галактика с перемычкой 
Распространенный тип спиральной галактики, в которой рукава отходят от каждого конца яркой центральной перемычки. 

Сплюснутость 
См.: эллиптичность. 

Спокойное Солнце 
Солнце в период минимального уровня активности в солнечном цикле, когда солнечная активность выражена слабо. 

Спорадический метеор 
Метеор, который не принадлежит к идентифицированному метеорному потоку 

Спутник 
Любое тело, движущееся по орбите вокруг центрального тела. Большинство планет в Солнечной системе имеет естественные спутники, иногда называемые лунами. Искусственные спутники - объекты, запущенные человеком на орбиту вокруг Земли, другой планеты или луны. 

"Спутник" 
Серия из трех беспилотных космических аппаратов, запущенных Советским Союзом на околоземную орбиту в 1957 и 1958 гг. "Спутник-1", запущенный 4 октября 1957 г., был первым искусственным объектом, выведенным на орбиту вокруг Земли. Некоторое время слово "спутник" во всем мире служило популярным термином для обозначения любого искусственного космического объекта. 

"Спутник по изучению максимума солнечной активности" ("SMM") 
Американский спутник (Solar Maximum Mission - SMM), запущенный в феврале 1980 г. для изучения Солнца в период максимума солнечной активности. После девяти месяцев работы ему потребовался ремонт, который был успешно выполнен экипажем "Спейс Шаттл" в 1984 г., и спутник вновь был введен в действие. Он вошел в плотные слои атмосферы Земли в 1989 г. 

Спутники-пастухи 
Естественные планетарные спутники, часто существующие парами, гравитационное влияние которых, по-видимому, препятствует рассеянию планетарных колец. Например, Прометей и Пандора - спутники-пастухи для кольца F Сатурна. 

Спутниковая галактика 
Карликовая галактика, движущаяся по орбите вокруг большой галактики. Ряд спутниковых галактик в Местной группе сопровождает нашу собственную Галактику Млечный Путь и туманность Андромеды. 

"Спутниковая система слежения и ретрансляции данных" (TDRSS) 
Система четырех спутников, запущенных с космических шаттлов в 1983, 1986, 1988 и 1989 гг., которая используется для слежения за космическими аппаратами NASA. Спутниковая система обеспечивает более надежную ретрансляцию команд и передачу данных, чем наземные сети. Это первая глобальная система слежения, использующая космическую базу. 

Спутниковые лазерные измерения 
Метод измерения вращения Земли и ее гравитационного поля с большой степенью точности. 4-сантиметровые серии лазерных световых импульсов направляются на специальные спутники, с которых они отражаются обратно. По всему миру размещено 30 станций спутниковых лазерных измерений. 

Среднее движение 
Постоянная угловая скорость, которая потребовалась бы телу, движущемуся по невозмущенной эллиптической орбите с заданной большой полуосью, чтобы совершить один оборот за время фактического орбитального периода. Таким образом, это угловая скорость, которую имело бы тело, если бы оно двигалось по круговой орбите с радиусом, равным большой полуоси фактической эллиптической орбиты. 

Среднее равноденствие 
Равноденствие, которое определяется только с учетом прецессии (без учета малых короткопериодических вариаций). Положения звезд обычно указываются относительно среднего равноденствия стандартной эпохи. 

Среднее солнечное время 
Система измерения времени, основанная на вращении Земли, которое предполагается равномерным. Фактически скорость вращения Земли, измеряемая по атомным часам, постоянной не является. Поэтому среднее солнечное время было заменено международным атомным временем (TAI). Чтобы синхронизовать TAI с вращением Земли, иногда вводятся "високосные секунды".
Так как ось вращения Земли наклонена к плоскости эклиптики и ее орбита вокруг Солнца является не круговой, а эллиптической, то видимое движение Солнца по небу в течение года неравномерно. Истинное солнечное время, измеряемое непосредственно солнечными часами, отличается от среднего солнечного времени на величину, известную как уравнение времени, которая в течение года изменяется по сложному закону. 
Чтобы определить среднее солнечное время, вводится абстрактное понятие среднего Солнца. Этот гипотетический объект движется по круговой орбите в плоскости небесного экватора с постоянной скоростью, совершая один оборот за тропический год. 

Среднее Солнце 
Понятие, введенное для определения среднего солнечного времени. 

Средние солнечные сутки 
См.: среднее солнечное время. 

Средний параллакс 
То же, что и статистический параллакс. 

Средняя аномалия 
Для тела, движущегося по невозмущенной эллиптической орбите, - произведение его среднего движения и интервала времени после прохождения перицентра. Таким образом, средняя аномалия - угловое расстояние от перицентра гипотетического тела, движущегося с постоянной угловой скоростью, равной среднему движению.
См.: аномалия. 

Станица Зеленчукская 
Место расположения Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии Наук. 

"Стардаст" ("Звездная пыль") 
Проект NASA по запуску космического аппарата, который должен пролететь через протяженную кому активной кометы Вилда 2, сделав ее фотографии и доставив на Землю образцы кометной пыли. Запуск намечен на февраль 1999 г. Использование гравитационной поддержки при пролете вблизи Земли поможет "Стардасту" достичь кометы в 2004 г., а в 2006 г. возвратить образцы на Землю. 

Статистический параллакс 
Параллакс - и следовательно, расстояние - определенный для группы звезд на основе статистического анализа их собственных движений. 

Стационарная метрика 
Метрика или формула для вычисления интервалов в космологической теории стационарной Вселенной.
Для вычисления расстояний в однородной и изотропной Вселенной используется метрика Робертсона-Уокера. Стационарная метрика является ее частным случаем, согласованным с совершенным космологическим принципом и дающим соотношения для вычисления расстояний в неизменной Вселенной.
См.: Вселенная де Ситтера. 

Стационарная точка 
Точка на небе, в которой происходит изменение видимого движения планеты с прямого на обратное или наоборот. 

Стенной квадрант 
См.: квадрант. 

Стикни (Stickney) 
Самый большой кратер на внутренней марсианской луне Фобосе. Он имеет 10 км в поперечнике, что превышает треть большего размера Фобоса, составляющего 28 км. Кратер назван по девичьей фамилии жены Асафа Холла (1829-1907), американского астронома, открывшего Фобос и Деймос. 

Стойкий 
Термин для обозначения веществ, испаряющихся только при высоких температурах. 

Столовая Гора (Mensa) 
Слабое южное созвездие, введенное в середине XVIII в. Никола Л. Лакайлем с более длинным названием Mons Mensae. Оно не содержит звезд ярче 5-й звездной величины, но в пределах его границ лежит часть Большого Магелланова Облака.
См.: Таблица 4. 

Столовая гора (mensa, мн. mensae) 
Термин используется для описания возвышенной детали с плоской вершиной на поверхности планеты. 

Стоунхендж 
Доисторическая каменная постройка в Великобритании, которая, как предполагают, является астрономической обсерваторией. Стоунхендж, расположенный в 130 км западнее Лондона, - одна из самых прекрасных неолитических построек. Она была сооружена в три этапа, начиная с вала и рва (около 2800 г. до н.э.). Сохранившаяся группа мегалитов из песчаника, размещенных по кругу диаметром 30 м, была возведена около 2000 г. до н.э.. Некоторые из камней образуют визиры, которые с большой точностью указывают на точки восхода и захода Солнца и Луны. По мнению астрономов, наблюдения, проводимые в Стоунхендже, позволяли уверенно предсказывать солнечные и лунные затмения. Если астрономическая интерпретация верна, то это означает, что строители Стоунхенджа могли каким-то способом регистрировать или устно передавать из поколения в поколение информацию об астрономических наблюдениях, проводившихся в течение многих столетий. 

Стражники 
Две звезды - Бета и Гамма - в созвездии Малой Медведицы. 

Страны света 
Четыре направления: север, юг, восток и запад. 

Стратиграфия 
Изучение слоев геологических образований (страт). Стратиграфия позволяет понять относительную последовательность событий, которое привели к формированию поверхности планет и лун. 

Стратосфера 
Область земной атмосферы, расположенная непосредственно над тропосферой. Она начинается на высоте около 15 км и простирается до 50 км. От основания к верхним слоям стратосферы температура увеличивается с 240 K до 270 K. 

Стрела (Sagitta) 
Одно из самых маленьких, но тем не менее довольно заметное созвездие, включенное в список 48 созвездий Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Две самых ярких звезды имеют 3-ю звездную величину. Созвездие лежит в населенной части Млечного Пути вслед за созвездием Орла.
См.: Таблица 4. 

Стрелец (Sagittarius) 
Самое южное зодиакальное созвездие, одно из внесенных в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). В Стрельце за звездными облаками лежит центр нашей Галактики (Млечного Пути). Стрелец - большое созвездие, содержащее множество ярких звезд, в том числе 14 звезд ярче 4-й звездной величины. В нем находится много звездных скоплений и диффузных туманностей. Так, в Каталог Мессье входит 15 объектов, отнесенных к созвездию Стрельца - больше чем к любому другому созвездию. В их числе - туманность "Лагуна", туманность "Трехраздельная", туманность "Омега" и шаровое скопление M22, третье в небе по яркости.
См.: Таблица 4. 

Стрелец A 
Общее название сложного радиоисточника, связанного с галактическим центром. Он состоит, по крайней мере, из четырех отдельных источников, известных как Стрелец A, B, B2 и C. Яркий компактный источник Стрелец A*, как полагают, расположен ближе всех к фактическому центру Галактики. 

Стрелец B 
См.: Стрелец A. 

Ступень (scopulus, мн. scopuli) 
Термин, используемый для крутых откосов на планетарной поверхности, имеющих уступчатую или неправильную форму. 

Субгигант 
Звезда, отношение светимости и спектрального класса которой таково, что она находится на диаграмме Герцшпрунга-Рессела между главной последовательностью и ветвью гигантов. Субгиганты классифицируются как звезды IV класса светимости. 

Субкарлик 
Член группы звезд (чаще всего спектрального класса F, G или K), которая по стандартной классификации на диаграмме Герцшпрунга-Рессела образует последовательность, лежащую непосредственно под главной последовательностью или левее от нее. Эти звезды по сравнению с Солнцем характеризуются исключительно низким содержанием тяжелых элементов и принадлежат к так называемому населению типа II (старые "металлодефицитные" звезды). Линии поглощения в их спектрах относительно слабы, а поскольку большинство таких линий приходится на синюю и ультрафиолетовую части спектра, субкарлики по цвету кажутся более синими, чем их двойники с "солнечным" химическим составом. 

Субмиллиметровая астрономия 
Изучение электромагнитного излучения небесных источников в диапазоне длин волн от 0,3 до 3 мм. В этой "промежуточной" области электромагнитного спектра применяют методы как радиоастрономии, так и инфракрасной астрономии. Поскольку излучение на этих длинах волн сильно поглощается водяным паром в атмосфере Земли, так что соответствующие астрономические сигналы существенно ослабляются, субмиллиметровые телескопы должны быть расположены в особенно сухих и возвышенных местах. Наблюдения в этом диапазоне спектра имеют большое значение для целого ряда разделов астрономии, включая изучение космического фонового излучения, областей звездообразования и молекулярных спектральных линий межзвездных облаков.
В настоящее время функционирует лишь несколько субмиллиметровых телескопов. Один из них - Телескоп Джеймса Клерка Максвелла, размещенный в Обсерваториях Мауна-Кеа на Гавайях. Там же находится и 10,4-метровый телескоп с сегментированным зеркалом Субмиллиметровой обсерватории Калифорнийского технологического института. В Европейской южной обсерватории (ESO), Ла-Силла, Чили, расположен субмиллиметровый телескоп Швеции-ESO. Этот рефлектор имеет диаметр 15 м и состоит из 176 панелей с отдельной регулировкой. Самым современным является Субмиллиметровый телескоп Генриха Герца в Маунт-Грэхем в Аризоне.
В 1997 г. была запущена первая орбитальная субмиллиметровая обсерватория США "СВАС" (SWAS - Submillimeter Wave Astronomy Satellite - Субмиллиметровый астрономический спутник), предназначенная для изучения межзвездных облаков. 

Субмиллиметровый телескоп Генриха Герца 
10-метровый телескоп в Маунт-Грэхемской международной обсерватории, работающий в субмиллиметровом диапазоне длин волн 0,3 - 1 мм. Первые наблюдения были сделаны в 1994 г. Используется совместно Аризонским университетом и Радиоастрономическим институтом Макса Планка. 

Субмиллиметровый телескоп Швеции-ESO 
См.: субмиллиметровая астрономия. 

Субрефлектор 
Вторичный отражатель в радиотелескопе кассегреновской конструкции. Он получает сигнал, отраженный от главной антенны, и направляет его к фокусу позади главной антенны, в которой имеется центральное отверстие. Субрефлектор выполняет ту же функцию, что и вторичное зеркало в отражательном оптическом телескопе. 

Султанное извержение 
Тип вулканический деятельности, наблюдаемый на Ио. Султаны поднимаются над трещинами или выходами на поверхности спутника. Эруптивные центры окружены отложениями белого или темнокрасного вещества. Извержения бывают как сильными и недолгими, так и более длительными "гейзерами" с выбросами белого вещества, состоящего из жидкой серы и двуокиси серы. Горячая жидкость, вырываясь из глубин спутника, превращается в газ и снова конденсируется, выпадая на поверхность.
На изображениях, переданных с "Вояджера-2", свидетельства подобных извержений можно обнаружить и на Тритоне. 

Сумерки 
Время перед восходом солнца и после заката, когда небо частично освещено рассеянным солнечным светом. Гражданские сумерки определяются как период, когда расстояние от зенита до центра диска Солнца составляет от 90° 50' до 96°; навигационные сумерки - интервал времени, когда эта величина составляет от 96° до 102°, а астрономические сумерки - от 102° до 108°. 

Супергравитация 
Теории, в которых делались попытки объединить гравитацию со всеми другими силами. Эти теории оказались ошибочными, потому что основные объекты рассматривались в них как безразмерные точки. Эти теории были заменены более удовлетворительной теорией сверхструн. 

Супергрануляция 
Картина крупномасштабных ячеек конвекции на Солнце. Они обнаруживаются по горизонтальным движениям в фотосфере, направленным от центра солнечного диска, и в обычном (белом) свете почти невидимы. 

Сутки 
В астрономии - единица времени, определенная как 86400 секунд, где секунда в свою очередь определена в терминах частоты, используемой в цезиевых атомных часах. Определение суток тесно связано с периодом вращения Земли, хотя это вращение и не является абсолютно равномерным. 
См.: солнечные сутки. 

Суточная аберрация 
См.: аберрация . 

Суточное движение 
Видимое движение астрономического объекта по небу в течение звездных суток. Суточное движение обусловлено вращением Земли вокруг оси. 

Суточный параллакс (геоцентрический параллакс) 
Видимое различие положения небесного объекта, измеряемого с земной поверхности, и положения, которое было бы зарегистрировано гипотетическим наблюдателем, находящимся в центре Земли. По мере суточного вращения Земли вокруг своей оси эффект суточного параллакса проявляется в движении близких астрономических объектов относительно фона, создаваемого более удаленными звездами. На практике этот эффект настолько мал, что может быть обнаружен только для объектов внутри Солнечной системы. Суточный параллакс изменяется от максимума, когда объект находится на горизонте, до минимума, когда объект находится на меридиане. Максимальное значение называется горизонтальным параллаксом. Так как Земля не имеет сферической формы, значение горизонтального паралакса изменяется с широтой. Обычно приводится значение, получаемое на экваторе, называемое экваториальным горизонтальным параллаксом.
См.: параллакс. 

Сфера Стремгрена 
Область полностью ионизированного газа, обычно водорода и гелия, окружающая очень горячую O-звезду или B-звезду. 

Сфера Хилла 
Более или менее сферическая область пространства, в пределах которой движение частиц подчиняется более сильному гравитационному воздействию некоторой планеты, а не Солнца. 

Сферическая аберрация 
Дефект изображения, создаваемого линзой или зеркалом, который вызывается тем, что лежащие на разных расстояниях от оптической оси участки линзы или зеркала при отражении или преломлении света имеют различное фокусное расстояние. Этот дефект присущ только сферическим поверхностям и отсутствует у параболоидов, хотя другой вид искажений ( кома) характерен как для тех, так и для других. 

Сферическое пространство 
Пространство, которое, как и эвклидово пространство, является однородным, но характеризуется тем, что в нем нет ни одной линии, которая была бы параллельной прямой линии, проходящей через данную точку. В математических терминах это свойство означает, что пространство имеет положительную кривизну, а сумма углов треугольника превышает 180°. 

Сцинтилляционный счетчик 
Детектор излучения, используемый в астрономии для обнаружения гамма-излучения. В этом устройстве применяются кристаллы, которые при ударах гамма-фотонов дают вспышки света. Каждая вспышка (сцинтилляция) усиливается фотоумножителем, сигнал которого и является мерой потока гамма-излучения. 

Сцинтилляция 
Мерцание - быстрые изменения яркости звезды, вызванные случайными эффектами преломления в турбулентных слоях земной атмосферы. Подобное явление, влияющее на радиосигналы от небесных источников, происходит в ионосфере Земли, а также в ионизированном газе в межпланетной и межзвездной среде. 

Счёт источников 
Зависимость числа наблюдаемых космических радиоисточников от их видимой светимости, используемая как тест для космологических моделей.
Метод счета источников имеет важное значение для определения структуры Вселенной. Уильям Гершель (1738-1822) использовал подсчет звезд, пытаясь объяснить строение Млечного Пути. Он потерпел неудачу, потому что не знал о существовании затемняющего межзвездного вещества.
К этому методу в 1950-1960-х гг. вновь обратились радиоастрономы, в частности, Мартин Райл из Кембриджа. Были построены графики числа обнаруженных по всему небу внегалактических радиоисточников для каждого диапазона звездных величин. Все эти источники представляют собой радиогалактики и квазары. Закономерность возрастания количества подсчитанных источников при увеличении пределов обнаружения телескопами более слабых источников может в принципе служить критерием для различных космологических теорий. Прежде всего Райл заявил, что счет источников подтверждает модель Большого Взрыва, в отличие от теории стационарной Вселенной, поддерживаемой теоретиком из Кембриджа Фредом Хойлом. Однако в настоящее время считается, что разделить результаты эволюции радиоисточников и космологические эффекты достаточно сложно.

                                                                                      Т

Тайгета 
Одна из наиболее ярких звезд в Плеядах. 

Таласса 
Спутник Нептуна (1989 N5), открытый "Вояджером-2" в августе 1989 г. с пролетной траектории.
См.: Таблица 6. 

Тау Кита (τ Cet) 
Звезда того же типа, что и Солнце, находящаяся от нас на расстоянии 11,7 световых лет. По близости к Солнцу среди известных звезд занимает семнадцатое место, но при своей звездной величине (3,5) является одной из немногих близких звезд, видимых невооруженным глазом. 

Тауриды 
Ежегодный довольно слабый метеорный поток, двойной радиант которого лежит в созвездии Тельца. Пик потока приходится на 3 ноября. Метеорный рой, ответственный за этот поток, связан с кометой Энке. 

Таутатис 
Открытый в 1989 г. астероид 4179, орбита которого пересекается с орбитой Земли, Радиолокационные наблюдения показали, что он имеет размеры 4,7 ? 2,4 ? 1,9 км, а на его поверхности имеются кратеры и хребты. Было также высказано предположение, что астероид состоит из двух близких тел. Астероид вращается очень сложным образом. Как его форма, так и характер вращения являются, по-видимому, результатом столкновений с другими телами. Плоскость орбиты Тутатиса расположена к плоскости орбиты Земли ближе, чем у любого другого известного астероида, так что в в 2004 г. астероид приблизится к Земле на расстояние, всего в четыре раза превышающее расстояние до Луны. 

Таутенберг 
Место в Германии (недалеко от г.Иены), где расположена обсерватория Карла Шварцшильда. 

Теба (Фива) 
Небольшой спутник Юпитера (номер XIV), открытый С.П. Синнотом в 1980 г.
См.: Таблица 6. 

Тектит 
Маленькое тело со стеклообразной структурой. Тектиты найдены на Земле в четырех местах, так называемых полях разброса, которые находятся в юго-восточной Азии, Африке (Берег Слоновой Кости), Европе (область Богемия- Моравия, Республика Чехия) и в Америке (штаты Техас и Джорджия в США). Отдельные тектиты имеют массу до 15 кг (хотя обычно они намного мельче), а их форма и структура позволяют думать, что вещество, из которого они сформировались, расплавилось при полете через атмосферу. Наиболее популярная теория происхождения тектитов состоит в том, что они образовались в результате выброса земных пород, расплавившихся при ударном воздействии больших метеоритов. Эту теорию подтверждает как возраст тектитов, так и связь мест их нахождения с известными ударными структурами на поверхности Земли. 

Телекомпрессор 
Собирающая линза, которую располагают на пути светового луча в телескопе, чтобы уменьшить его эффективное фокусное расстояние. 

Телеметрия 
Дистанционноге управление космическими аппаратами или инструментами на их борту, а также передача на Землю результатов наблюдений. Телеметрия выполняется с помощью радиосигналов. 

Телескоп 
Инструмент, который собирает электромагнитное излучение удаленного объекта и направляет его в фокус, где образуется увеличенное изображение объекта или формируется усиленный сигнал. По мере развития астрономической техники появилась возможность изучать объекты во всем электромагнитном спектре, для чего были разработаны специальные системы телескопов и дополнительных детекторов, позволяющие работать в различных диапазонах волн. Термин "телескоп", первоначально означавший оптический инструмент, получил более широкое значение. Однако в телескопах, работающих в видимом, радио- и рентгеновском диапазонах, используются системы и методы, сильно различающиеся между собой.
Оптические телескопы бывают двух основных типов (рефракторы и рефлекторы), отличающиеся выбором главного собирающего свет элемента (линза или зеркало соответственно). У рефракторного телескопа на передней стороне трубы имеется объектив, а в задней части, где формируется изображение, - окуляр или фотографическое оборудование. В отражательном телескопе в качестве объектива использовано вогнутое зеркало, располагающееся в задней части трубы.
Объектив рефракторного телескопа обычно представляет собой составную линзу из двух или нескольких элементов с относительно большим фокусным расстоянием. Использование составных линз уменьшает хроматическую аберрацию (такие линзы называют ахроматическими дублетами и триплетами). Минимизировать как хроматическую, так и сферическую аберрацию можно, если использовать большое фокусное расстояние, но это приводит к тому, что рефракторы получаются длинными и громоздкими. В прошлом для уменьшения погрешностей строились только рефракторы больших размеров. Если надо подчеркнуть, что наблюдения проводились с помощью рефракторного телескопа, то используют сокращение обозначение OG (object glass, т.е. объектное стекло).
При создании и установке больших стеклянных линз возникает ряд трудностей; кроме того, толстые линзы поглощают слишком много света. Самый большой рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит Йерксской обсерватории.
Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы. Рефлекторные телескопы популярны и у любителей, поскольку они не так дороги, как рефракторы, и их легче изготовить самостоятельно. В рефлекторе свет собирается в точке перед первичным зеркалом, называемой первичным фокусом. Собранный пучок света обычно направляется (посредством вторичного зеркала) к более удобному для работы месту. С этой точки зрения различают несколько общепринятых систем, в том числе ньютоновский телескоп, кассегреновский телескоп, фокус куде и фокус Несмита. В очень больших телескопах наблюдатель имеет возможность работать непосредственно в первичном фокусе в специальной кабине, установленной в главной трубе. На практике как вторичное зеркало, так и кабина в первичном фокусе не оказывают существенного влияния на работу телескопа. Большие многоцелевые профессиональные телескопы обычно строят так, что наблюдатель получает возможность выбора фокуса. Ньютоновский фокус используется только в любительских оптических телескопах.
Первичные зеркала в отражательных телескопах обычно изготавливают из стекла или керамики, которая не расширяется (и не сжимается) при изменении температуры. Поверхность зеркала тщательно обрабатывается до получения требуемой формы, обычно сферической или параболической, с точностью до долей длины волны света. Для получения отражательных свойств на поверхность стекла наносится тонкий слой алюминия. В ранних отражательных телескопах, например, у Уильяма Гершеля (1738-1822), первичное зеркало было изготовлено из полированного металлического сплава (68% меди и 32% олова). По латыни термин "зеркальный" предается как "speculum"; по этой причине для обозначения отражательного телескопа до сих пор иногда используют сокращение "spec". Самые ранние стеклянные зеркала покрывали серебром, но это оказалось неудобным из-за того, что на воздухе серебро темнеет.
В наиболее современных больших телескопах применяются методы активной оптики, которые позволяют использовать более тонкие и легкие зеркала, необходимая форма которых сохраняется поддерживающей системой, управляемой компьютером. Это позволяет использовать как зеркала с очень большими диаметрами, так и зеркала, составленные из отдельных элементов.
Мощность получаемого светового сигнала и разрешающая способность телескопов зависят от размера объектива. Чтобы получить возможность наблюдения все более слабых объектов и достичь разрешения мелких деталей, в астрономии наблюдается тенденция к созданию инструментов все большего размера, хотя этих целей частично можно достичь и за счет создания более чувствительных детекторов и применения интерферометров.
Увеличение мощности само по себе не имеет большого значения, если не считать небольших любительских телескопов, предназначенных для визуальных наблюдений. Усиление при визуальном наблюдении легко можно изменять с помощью различных окуляров. Максимальная степень усиления обычно ограничена не техническими характеристиками телескопа, а условиями видимости.
Изображения, получаемые в астрономических телескопах, инвертированы. Так как введение дополнительной линзы, которая могла бы скорректировать изображение, поглотит часть светового потока, не принеся особой пользы, астрономы предпочитают работать непосредственно с инвертированными изображениями.
Установка астрономического телескопа - важная часть конструкции, так как наблюдатель должен иметь возможность легко направлять телескоп в заданную точку неба и поддерживать его ориентацию при вращении Земли, отслеживая видимое движение объекта по небу. Небольшие любительские телескопы и современные управляемые компьютером телескопы используют альтазимутальную установку. До появления компьютерного управления наиболее распространенной была экваториальная установка. Экваториальную установку имеют многие из работающих в настоящее время телескопов, причем эта система остается популярной и для любительских инструментов. 
См.: адаптивная оптика, Телескоп новых технологий, радиотелескоп, камера Шмидта, рентгеновская астрономия.

Телескоп (Telescopium) 
Незначительное южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII столетия. Содержит только одну звезду 3-й звездной величины.
См.: Таблица 4. 

Телескоп "Австралия" 
Австралийский радиотелескоп, пущенный в 1988 г. Состоит из ряда антенн, расположенных в трех отдельных местностях штата Новый Южный Уэльс. Разработан для наблюдения астрономических радиоисточников с помощью метода синтеза апертур. Он представляет собой единственный массив радиоантенн, расположенный в южном полушарии. 
Компактный массив, размещенный в Обсерватории Пола Уайлда в Кулгура недалеко от г. Наррабрай, состоит из шести антенн, каждая диаметром 22 м. Пять из них могут перемещаться по общей ветке длиной 3 км, идущей с востока на запад. Шестая находится на отдельном пути длиной тоже 3 км, идущем на запад.
Большая разрешающая способность достигается тем, что одна или несколько антенн Компактного массива связывается с новой 22-метровой параболической антенной, находящейся в 100 км к югу от Мопра (недалеко от Оптической обсерватории Сайдинг-Спринг), и с 64-метровой антенной в г. Паркс, которая была пущена в 1961 г. и находится еще на 200 км дальше на юг. Вместе эти антенны образуют Массив с большой базой.
Замечательная особенность телескопа "Австралия", состоит в том, что он имеет очень большой диапазон наблюдаемых волн. Это делает возможным создавать карты излучения межзвездных молекул на спектральных линиях в области радиочастот. 

Телескоп Бейкера-Шмидта 
Модификация камеры Шмидта, в которой использованы предложенные Дж.Г.Бейкером технические средства, устраняющие аберрацию и дисторсию. 

Телескоп Виктора М. Бланко 
4-метровый телескоп в Межамериканской обсерватории Сьерро-Тололо. 

Телескоп Гершеля 
См.: Телескоп Уильяма Гершеля. 

Телескоп Джеймса Клерка Максвелла 
Телескоп субмиллиметровых волн, размещенный в Обсерваториях Мауна-Кеа на Гавайских островах. Он управляется Объединенным астрономическим центром (г. Хило, Гавайи) по поручению стран-спонсоров - Великобритании, Нидерландов и Канады. Это телескоп кассегреновской конструкции с параболоидным рефлектором 15 м в диаметре. Антенна состоит из 276 легких панелей, укрепленных на раме из мягкой (малоуглеродистой) стали, конструкция которой при изменении ориентации телескопа обеспечивает равномерность деформации и сохранение параболоидной формы. Телескоп имеет альтазимутальную установку. Он помещен внутри вращающегося защитного колпака. Во время наблюдений апертура закрывается мембраной из тефлоновой ткани для защиты поверхности от нагревания Солнцем и от ветра. Мембрана поглощает всего около 10% субмиллиметрового излучения.
Возможности телескопа возросли в 1996 г., когда его снабдили вновь разработанной системой, объединяющей функции фотокамеры и фотометра. Система носит название СКУБА (SCUBA - Submillimetre Common-User Bolometer Array - Субмиллиметровый болометрический массив общего назначения) и состоит из двух массивов детекторов, охлажденных до 0,1 K, один из которых предназначен для работы на волне 850 микрон, а другой - 450 микрон 

Телескоп Добсона
Недорогой телескоп-рефлектор с большой апертурой и простой неуправляемой альтазимутальной установкой. Его конструкция удобна для астрономов-любителей, причем особенно важна его портативность.
Телескоп носит имя автора концепции и первых разработок, проводившихся в 1960-1970-х гг., Джона Добсона из Сан-Францисского общества астрономов-любителей. Клееная деревянная труба телескопа крепится в коробке, которая установлена на опорной плите и может вращаться вокруг вертикальной оси. Полукруглая скоба с упорами в верхней части коробки имеет цапфы, присоединенные к противоположным сторонам трубы (см. иллюстрацию). Чтобы движение вокруг обеих осей было ровным, используется тефлон.
Добсону удалось показать также, что из листового стекла (которое тоньше обычно используемого зеркального) можно сделать недорогое большое зеркало хорошего качества. Чтобы избежать искажений, тонкое зеркало должно свободно лежать на ковровой или резиновой подкладке. 

Телескоп Дэлла-Киркхэма 
Разновидность кассегреновского телескопа, в котором первичное зеркало имеет эллипсоидный профиль, а не более обычный параболоидный. Вторичное зеркало - сферическое. В результате поле зрения оказывается значительно меньшим, чем у стандартного кассегреновского телескопа того же размера. 

Телескоп Исаака Ньютона 
2,5-метровый отражательный телескоп в Группе Исаака Ньютона в Обсерватории дель Рок де лос Мучачос (Ла-Пальма, Канарские острова). Он эксплуатируется Королевской Гринвичской обсерваторией. Время наблюдения делится между сотрудничающими странами - Великобританией, Испанией и Нидерландами. Телескоп был первоначально установлен в замке Хeрстмонсо, до 1990 г. принадлежавшем Королевской Гринвичской обсерватории. После перевода в Ла-Пальма телескоп был восстановлен, снабжен новым первичным зеркалом и введен в действие в 1984 г. 

Телескоп Каптейна 
См.: Телескоп Якобуса Каптейна. 

Телескоп Кроссли 
90-сантиметровый телескоп-рефлектор в Обсерватории Лика, подаренный в 1895 г. англичанином Э. Кроссли. Зеркало этого телескопа было отшлифовано более точно, чем раньше, что демонстрировало потенциальные возможности построения больших рефлекторов. Этот успех стимулировал работы по конструированию инструментов большего размера. 

Телескоп Ловелла 
См.: Наффилдские радиоастрономические лаборатории. 

Телескоп Максвелла 
См.: Телескоп Джеймса Клерка Максвелла. 

Телескоп Максутова 
Отражательный телескоп, в котором оптические искажения сферического первичного зеркала исправляются вогнутой линзой (мениском), что обеспечивает высококачественное изображение при широком поле зрения. Телескоп был изобретен Д.Д. Максутовым (1896-1964).
Основная конструкция телескопа - типичная кассегреновская система. Небольшое вторичное зеркало установлено сзади корректирующей линзы, а изображение формируется непосредственно позади первичного зеркала, которое имеет небольшое центральное отверстие (см. иллюстрацию).
Трудность создания больших корректирующих линз ограничивает профессиональное применение такого телескопа, но телескопы Максутова, имеющие компактную трубу и широкое поле зрения при низком фокусном отношении, популярны у астрономов-любителей. 

Телескоп Мэйэлла 
4-метровый оптический отражательный телескоп в Национальной обсерватории Китт-Пик, принадлежащей к Национальным оптическим астрономическим обсерваториям США. Телескоп введен в действие в 1973 г. 
телескоп нового поколения 
Телескоп, в котором используются самые современные технологические достижения (компьютерное управление, легкое первичное зеркало, альтазимутальная установка, автоматический или дистанционный режим работы, а также обеспечение особых требований к тепловому режиму). 

"Телескоп новых технологий" (NTT) 
3,5-метровый отражательный телескоп Европейской южной обсерватории, расположенный в Обсерватории Ла-Силла в Чили. Регулярные наблюдения начаты в 1990 г. Название телескопа отражает факт использования при его создании новых технологических решений. Относительно тонкое зеркало сохраняет требуемую форму с помощью системы активной оптики, в которой по результатам анализа качества изображения раз в секунду производится коррекция системы поддержки зеркала. Для получения максимальной стабильности и точности (а также для уменьшения влияния турбулентности атмосферы) в телескопе использована альтазимутальная установка и специальное покрытие. Телескопом можно управлять дистанционно (через спутниковый канал связи) из штаб-квартиры ESO в Германии. 

Телескоп Осчина 
1,2-метровая камера Шмидта в Паломарской обсерватории. Введен в действие в 1948 г. 

Телескоп Райла 
См.: Маллардовская радиоастрономическая обсерватория. 

Телескоп Ричи–Кретьена 
Телескоп, оптическая система которого подобна системе кассегреновского телескопа за исключением того, что как первичное, так и вторичное зеркала имеют форму гиперболоида. В результате телескоп Ричи-Кретьена обеспечивает широкое поле зрения при отсутствии комы. 

Телескоп системы Грегори 
Тип отражательного телескопа, предложенный Джеймсом Грегори в 1663 г. Первичное зеркало - параболоид с центральным отверстием, а вторичное - эллипсоид. Грегори не удалось получить зеркала нужной конфигурации, поэтому он не смог построить свой телескоп до того, как Ньютон создал свой первый рефлектор более простой конструкции с плоским вторичным зеркалом. Впоследствии система Грегори была вытеснена кассегреновским телескопом.
См.: ньютоновский телескоп. 

Телескоп "Субару" 
8,3-метровый телескоп Японской национальной астрономической обсерватории в Обсерваториях Мауна-Кеа на Гавайях. Его сооружение начато в 1991 г., а полный ввод в действие ожидается в 1999 г. Телескоп предназначен для работы в визуальном и инфракрасном диапазонах спектра. "Субару" по-японски означает Плеяды. 

телескоп Уиллстропа 
Конструкция отражательных оптических телескопов, обеспечивающих хорошие изображения при поле зрения в 5° или больше. Конструкция представляет собой модифицированный вариант системы Пола- Бейкера. Отверстие в первичном зеркале имеет диаметр, составляющий 60% от диаметра всего зеркала, и в этом отверстии лежит фокус. Форма всех трех зеркал существенно отличается от параболической или сферической. Преимущество конструкции Уиллстропа состоят в том, что телескоп намного более компактен, чем камера Шмидта. Кроме того, в нем не возникают мнимые изображения, вызванные внутренними отражениями, как в корректирующей линзе камеры Шмидта. Эта конструкция позволяет построить телескоп, который был бы мощнее любой из существующих камер Шмидта. 

Телескоп Уильяма Гершеля 
4,2-метровый альтазимутальный отражательный телескоп, входящий в группу Исаака Ньютона в Обсерватории дель Рок де лос Мучачос (Ла-Пальма, Канарские острова). Он используется Королевской Гринвичской обсерваторией, а время наблюдения делится между сотрудничающими странами - Великобританией, Испанией и Нидерландами. Этот телескоп имеет общее назначение и снабжен большим набором инструментов. Он был введен в действие в 1987 г. 

Телескоп Хейла 
5-метровый рефлектор в Паломарской обсерватории. Работы по сооружению телескопа были начаты в 1930 г. после получения Калифорнийским технологическим институтом гранта Рокфеллеровского фонда. Завершение работ было отсрочено Второй мировой войной. Официальное открытие состоялось в 1948 г., и телескоп был посвящен памяти Джорджа Эллери Хейла (1868-1938), инициатора и вдохновителя проекта. 

Телескоп Хобби*Эберли (ХЕТ) 
Большой телескоп в Обсерватории МакДональда в штате Техас, предназначенный специально для спектроскопии. Построенный общими усилиями Техасского университета в Остине и нескольких других университетов в США и Германии, телескоп был введен в действие в 1997 г. Имеет 11-метровое сегментированное зеркало, постоянно наклоненное под углом 35° к зениту, установленное на конструкции, которая может вращаться по азимуту для наведения в любом направлении. Телескоп отслеживает цели при помощи подвижного вторичного зеркала. Хотя наклон главного зеркала фиксирован, телескоп тем не менее дает возможность наблюдать объекты в области, составляющей около 70% всего доступного в этой точке неба. 

Телескоп Хукера 
2,54-метровый отражательный телескоп в Маунт-Вилсоновской обсерватории, расположенный недалеко от Пасадены в Калифорнии. Сооруженный на финансовые средства, пожертвованные Джоном Д. Хукером, телескоп был введен в действие в 1917 г. До введения в 1948 г. 5-метрового телескопа Хейла телескоп Хукера был самым большим в мире. В 1985 г. этот телескоп был временно закрыт, но впоследствии модернизирован и вновь используется с начала 1990-х гг. 

Телескоп Шмидта-Кассегрена 
Конструкция оптического телескопа, сочетающая черты камеры Шмидта и кассегреновского рефлектора.
В этом телескопе используется сферическое первичное зеркало и корректирующая пластина для компенсации сферической аберрации, как и в камере Шмидта (см. иллюстрацию). Однако держатель фотопластинки в первичном фокусе заменен небольшим выпуклым вторичным зеркалом, которое отражает свет назад в трубу через отверстие в первичном зеркале. В результате можно либо рассматривать изображение визуально или установить камеру в главной трубе за первичным зеркалом.
Телескоп такой конструкции оказывается очень компактным, что особенно важно для портативных телескопов и телескопов любительского и общеобразовательного назначения. 

Телескоп Якобуса Каптейна 
1,0-метровый отражательный телескоп в Группе Исаака Ньютона в Обсерватории дель Рок де лос Мучачос (Ла-Пальма, Канарские острова). Он эксплуатируется Королевской Гринвичской обсерваторией. Время наблюдения делится между сотрудничающими странами - Великобританией, Ирландией, Испанией и Нидерландами. Телескоп предназначен для фотометрии и широкоформатной фотографии; введен в действие в 1984 г. 

Телескопы "Джемини" 
Два 8-метровых телескопа для оптической и инфракрасной астрономии, сооружаемые в рамках международного сотрудничества США, Великобританией, Канадой, Чили, Бразилией и Аргентиной. Один из них расположен в северном полушарии, в Обсерваториях Мауна-Кеа на Гавайях, другой - в южном полушарии - в Сьерро-Пачин в Чили, вблизи Межамериканской обсерватории Сьерро-Тололо. Такое расположение телескопов гарантирует для них полный охват неба. Гавайский телескоп будет пущен в течение 1998 г., и его южный "близнец" - в 2000 г. 

Телесто 
Небольшой спутник Сатурна, открытый в 1980 г., когда кольца планеты были повернуты "ребром" и с Земли были невидимы. Спутник коорбитален с Тефией и Калипсо.
См.: Таблица 6. 

Телец (Taurus) 
Заметное зодиакальное созвездие, ассоциируемое с головой быка. Входило в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.) и, возможно, представляет собой одно из наиболее древних созвездий. Самая яркая звезда созвездия - Альдебаран (первой звездной величины) - кажется принадлежащей скоплению Гиад, хотя фактически находится значительно ближе. Всего в созвездии четырнадцать звезд ярче 4-й звездной величины. В Тельце находится также скопление Плеяд и Крабовидная туманность.
См.: Таблица 4. 

Телец A 
Радиоисточник, связанный с Крабовидной туманностью. 

Телеэкстендер 
Оптическое устройство в виде дополнительной трубы, которая присоединяется к окуляру с целью увеличения фокусного расстояния телескопа. 

Теллурический 
Имеющий отношение к Земле. В астрономии теллурическими называют спектральные линии в спектре астрономического объекта, порождаемые молекулами в атмосфере Земли. 

Темная туманность 
См.: поглощающая туманность. 

Темновая адаптация 
Свойство глаза приспосабливаться к темноте, когда по истечению некоторого времени он в результате расширения зрачка становится более чувствительным к слабым источникам света. Время адаптации зависит от индивидуальных особенностей человека, но чаще всего оно составляет не меньше 10 мин., причем повышение остроты зрения можно заметить еще в течение часа. Адаптация к темноте существенна для визуальных астрономических наблюдений. При включении яркого света алаптация сразу нарушается. Поэтому когда астрономам требуется освещение, например, для чтения диаграмм, они обычно используют тусклый красный свет. 

Тёмное вещество 
Материя, существование которой во Вселенной постулируется, но до сих пор не обнаружено. Аргументы в пользу существования темного вещества получаются прежде всего из наблюдений скоростей галактик внутри галактических скоплений. Если судить по динамическим свойствам таких скоплений, то можно сделать вывод, что масса скоплений приблизительно в десять раз больше массы их светящихся частей. 
Распределение массы внутри отдельной галактики можно оценить по тому, как скорости вращения изменяются от центра к краям. Измерения скоростей для гигантских спиральных галактик показывают, что в этих галактиках имеется больше вещества, чем может содержаться в светящихся звездах и газе.
Присутствие темного вещества - важный постулат в тех теориях, которые пытаются объяснить, как на ранних этапах эволюции Вселенной происходило формирование галактик. Имеются два основных класса таких теорий - те, которые постулируют существование холодного темного вещества, и те, которые требуют существования горячего темного вещества.
Холодное темное вещество должно было бы принять форму экзотических элементарных частиц, которые слабо взаимодействуют с излучением и с барионами (нейтронами и протонами обычных атомов). На ранних этапах истории Вселенной, последовавших за Большим Взрывом, когда любые колебания в плотности нейтронов и протонов сглаживались бы их взаимодействием с излучением высокой плотности, такая материя могла бы начать "слипаться" в комки. Подобные сгущения могли бы выжить в течение некоторого времени в виде относительно мелкомасштабных структур, создавая каркас для формирования галактик. Затем под действием гравитации сформировались бы скопления и сверхскопления галактик.
Согласно альтернативной теории горячего темного вещества на том этапе существования Вселенной, когда вещество начинает доминировать над излучением, постулируется существование частиц с большими произвольными скоростями. На роль этих частиц могли бы претендовать нейтрино, если бы они имели маленькую, но конечную массу. В этом сценарии сначала формируются структуры самого большого масштаба, которые затем разделяются на скопления и галактики, что находится в прямом противоречии с выводами теории холодного темного вещества.
Компьютерное моделирование показывает, что холодное темное вещество не могло бы породить столько крупномасштабных структур, сколько их наблюдается в действительности, а горячее темное вещество должно было бы привести к появлению слишком большого количества полых и волокнистых структур. Поэтому в настоящее время нельзя определить, является ли хотя бы одна из этих теорий правильной. 
Еще один довод в пользу наличия темного вещества появляется при сравнении общей массы галактик с массой, теоретически необходимой для существования замкнутой Вселенной. Наблюдаемое вещество составляет только около 2% от того, которое отвечало бы положениям космологии. На роль темного вещества имеются многочисленные кандидаты, среди которых массивные галактические гало, коричневые карлики, звезды с очень малой массой, нейтрино и WIMP. 
См.: критическая плотность, недостающая масса. 

Температура антенны 
Параметр, используемый в радиоастрономии для описания мощности, приходящейся на единицу ширины полосы сигнала (p), получаемого антенной после потерь в системе детектирования. По определению температура антенны оценивается величиной p/k, где k постоянная Больцмана. 

Теневые полосы 
Явление, иногда наблюдаемое непосредственно до и после фазы полного затемнения в ходе полного солнечного затмения. На поверхности земли появляются движущиеся нерегулярные теневые полосы шириной в несколько сантиметров на расстоянии до метра друг от друга. Механизм возникновения этих полос до конца не понят, но возможно, они порождаются преломлением света от тонкого серпа Солнца в атмосфере Земли. Эти полосы можно увидеть только при очень ясном небе. 

Тень (затмение) (umbra) 
Область полного затемнения (например, зона на поверхности Земли, где наблюдается полное солнечное затмение). 

Тень (солнечного пятна) (umbra) 
Темная центральная часть солнечного пятна, где силовые линии магнитного поля направлены вертикально, а напряженность поля, как правило, в несколько тысяч раз больше, чем у поверхности Земли. Температура в этой области составляет около 3500 K, что значительно ниже температуры окружающей фотосферы (6000 K). 
См.: полутень. 

Теорема вириала 
Утверждение о том, что в гравитационно связанной системе, находящейся в равновесии (например, в скоплении звезд или галактик), гравитационная потенциальная энергия вдвое больше кинетической энергии членов системы. На основании этой теоремы оказалось возможным оценить массу скоплений галактик по их размерам и средней скорости светящихся объектов. Полученные оценки величины массы почти в десять раз превышали общую "видимую" массу, что породило проблему недостающей массы в скоплениях галактик. Это означает, что в скоплениях галактик имеется большое количество темного вещества. 

Теория Бранса-Дикке 
Модификация общей теории относительности. 

Теория "Великого объединения" (GUT) 
Попытка описать сильные и слабые ядерные взаимодействия и электромагнитные силы в одной объединенной теории. Определенные успехи в этом направлении были достигнуты рядом физиков, в числе которых Стивен Вейнберг, Абдус Салам, Шелдон Глэшоу и Говард Джорджи. Вейнберг и Салам объединили слабые ядерные и электромагнитные силы. Теория сверхструн пытается объединить эти теории с теорией гравитации и таким образом стать "теорией всего". 

Теория относительности 
См.: общая теория относительности, специальная теория относительности 

Теория сверхструн 
Один из вариантов теории струн, включающий положения о сверхсимметрии, которые означают, что все классы элементарных частиц равноправны. В астрономическом контексте такие теории могут быть применены для описания поведения вещества на самых ранних стадиях существования Вселенной. 

Теория стационарной Вселенной 
Одна из двух конкурирующих космологических теорий середины XX в. (другой является теория Большого Взрыва). В теории стационарной Вселенной предполагается, что Вселенная одинакова повсюду и в любое время для всех наблюдателей. Эта теория приводится в соответствие с наблюдаемым расширением Вселенной введением постулата о непрерывном образовании нового вещества, заполняющего пустоты, остающиеся после разбегания уже существующих галактик. Открытие в 1963 г. космического фонового излучения послужило для этой теории камнем преткновения, хотя к этому времени уже обнаружилось ее несоответствие результатам, получаемым методом счета источников радиоизлучения. Однако она дала существенный толчок развитию теории ядерного синтеза в звездах, поскольку, если бы не было Большого Взрыва, тяжелые элементы могли образовываться только во взрывающихся звездах. Это положение теории, которое не было связано с выбором космологической модели, полностью осталось в силе. 
См.: совершенный космологической принцип. 

Теория струн 
Теория, относящаяся к фундаментальным разделам физики, в которой делается попытка построения моделей элементарных частиц из одномерных структур (вместо "точечных" структур нулевой размерности, принятых в обычной физике элементарных частиц).
См.:теория сверхструн. 

Теофил (Theophilus) 
Большой лунный кратер к северо-западу от моря Нектара, накладывающийся на другой большой кратер, Кирилл. Теофил имеет 100 км в диаметре и террасированные стенки высотой около 5 км. Центральный пик имеет сложное строение и поднимается на 2,2 км. 

Тепловое излучение 
Электромагнитное излучение, связанное с тепловым состоянием (т.е. температурой) излучающего тела, в противоположность нетепловому излучению, которое генерируется энергичными электронами, не обязательно находящимися в термодинамическом равновесии. 
См.: излучение абсолютно черного тела. 

Терминатор 
Граница между освещенной и неосвещенной частями поверхности планеты или луны. 

Термодинамическое равновесие (тепловое равновесие) 
Состояние физической системы, в котором обмен тепловой энергией между компонентами отсутствует и температура остается постоянной. 

Тессера (tessera, мн. tesserae) 
Термин, используемый для обозначении областей на поверхности Венеры, имеющих многоугольную форму.

Тест Рончи 
Тест, используемый для проверки оптического качества вогнутого зеркала. Зеркало освещается точечным источником света, помещенным в центр кривизны, и рассматривается через стекло с нанесенными на нем тонкими параллельными линиями. Если зеркало имеет идеально сферическую поверхность, то наблюдаются прямые полосы. Для параболического зеркала возникает правильная картина из изогнутых линий. 

Тест Фуко "Острие ножа" 
Метод тестирования точности шлифовки поверхности зеркала или линзы. Предложен в 1851 г. Ж.Б.Л. Фуко (1819-1868). Тест основан на том, что медленное перемещение острия ножа в фокальной плоскости вызовет равномерное затемнение изображения луча света только в том случае, если отображающая поверхность имеет совершенную сферическую форму. Любые впадины или выпуклости приведут к появлению светлых и темных зон 

Тест Хартмана 
Тест оптического качества зеркала. Зеркало закрывается экраном, в котором имеются регулярно расположенные отверстия, образущие определнный узор. Качество зеркала оценивают по изображению, получаемому в фокальной плоскости. 

Тефия 
Спутник Сатурна, открытый Джованни Кассини в 1684 г. Низкая плотность, равная 1,1 плотности воды, предполагает, что по крайней мере половину вещества спутника составляет лед. Изображения с "Вояджера" показывают поверхность, сильно покрытую кратерами, хотя имеются и области, где их плотность значительно меньше, что указывает на имевшуюся в прошлом геологическую активность, которая привела к сглаживанию поверхности. Две наиболее известных детали - кратер Одиссей, имеющий 400 км в диаметре, и каньон Итака длиной более 2000 км, протянувшийся на три четверти окружности спутника. Каньон имеет в ширину 100 км и несколько километров в глубину.
На орбите Тефии находятся еще два очень маленьких спутника, Телесто и Калипсо.
См.: Таблица 6. 

технециевая звезда 
Звезда, спектр которой показывает наличие нестабильного элемента технеция. Самый долгоживущий изотоп технеция имеет период полураспада 2,1?109 лет, что слишком мало по сравнению с временем жизни звезд (возраст Солнца, например, составляет 5?109 лет). Это означает, что технеция не могло быть в том веществе, из которого сформировалась звезда. Он образовался внутри, а затем был вынесен на поверхность звезды. 
Технеций обнаружен только в небольшой группе углеродных звезд. 

Титан 
Самый большой спутник Сатурна и второй по величине (после Ганимеда) естественный спутник в Солнечной системе. Был открыт в 1655 г. Кристианом Гюйгенсом.
Титан окружен обширной атмосферой, которая состоит главным образом из молекулярного азота, но содержит также метан. Поверхностное давление в 1,6 раза больше атмосферного давления у поверхности Земли. Действие солнечного света на метан и другие составные части атмосферы типа окиси углерода приводит к тому, что появляются более сложные химические соединения (например, CH и другие молекулярные соединения). Их молекулы в холодной атмосфере конденсируются, образуя на высотах около 200 км над поверхностью слой непрозрачного оранжевого тумана. Предполагается, что условия на Титане таковы, что на поверхности, где температура равна 95 K (-178° C), может существовать и жидкий метан. Возможно даже, что на Титане из облаков в низких слоях атмосферы выпадают метановые "дожди".
См.: Таблица 6. 

Титания 
Самый большой спутник Урана, открытый Уильямом Гершелем в 1787 г. Изображения, полученные с пролетной траектории "Вояджера-2" в 1986 г., показали, что Титания буквально "как перцем" усыпана многочисленными кратерами, хотя имеются и области, где плотность кратеров более низка. Это заставляет предположить, что в прошлом имели место процессы, приводящие к изменению поверхности. Кроме того, поверхность Титании покрыта большим количеством долин и разломов, некоторые из которых разделяют большие кратеры пополам.
См.: Таблица 6. 

Тихо (Tycho) 
Заметный лунный кратер в южной возвышенной части Луны, окруженый самой яркой и наиболее обширной на Луне системой лучей. Возможно, это свидетельствует о том, что кратер Тихо является одной из самых молодых крупных деталей Луны. Террасированные стенки поднимаются на высоту 4,5 км, а центральный пик - на 2,3 км над дном кратера, который имеет 85 км в диаметре. 

Токийская астрономическая обсерватория 
Прежнее название Научно-исследовательского института Токийского университета, который после реорганизации в 1988 г. был в основном включен в состав новой Национальной астрономической обсерватории, финансируемой Министерством просвещения, науки и культуры Японии. Новая организация имеет штаб-квартиру по адресу Токийской астрономической обсерватории, и в ее состав входят также Астрофизическая обсерватория Окаяма, Обсерватория Додаира, Корональная наблюдательная станция Норикура и Радиообсерватория Нобеяма. Принадлежащий Национальной астрономической обсерватории 8-метровый оптико- инфракрасный телескоп "Субару" в Обсерваториях Мауна-Кеа на Гавайях будет открыт в 1999 г. 

Топоцентрические координаты 
Координаты небесного тела, измеренные относительно поверхности Земли (в отличие от геоцентрических координат, которые скорректированы так, чтобы соответствовать гипотетическому наблюдателю, находящемуся в центре Земли). 

Тор 
Трехмерная кольцеобразная фигура, похожая на пончик или на диск с отверстием; в плазменный тор погружена орбита Ио вокруг Юпитера. 

Тормозное излучение 
Электромагнитное излучение, возникающее при замедлении электрона при близком подходе к атомному ядру. 

Торо 
Астероид 1685 диаметром 7,6 км, открытый в 1948 г. A. Виртаненом. Член группы Аполлона, периодически приближающийся к Земле на исключительно малое расстояние. 

Точечная интерферометрия 
Метод устранения нечеткости изображений звезд, вызванной турбулентностью земной атмосферы. Турбулентность атмосферы не позволяет реализовать теоретически возможную разрешающую способность телескопа. Чтобы улучшить разрешение, применяют метод точечной интерферометрии, который дал возможность измерить диаметр некоторых звезд.
Сущность метода состоит в следующем. Делается несколько снимков с очень короткой экспозицией (обычно 0,02 сек). На этих снимках изображение звезды в результате отклонения луча света при прохождении турбулентных областей в атмосфере предстает как совокупность ярких точек. Поскольку положение этих точек меняется достаточно быстро, при большей экспозиции вся картина оказывается стертой. Применяя математические методы обработки информации для отдельных точек серии изображений, можно оценить различные характеристики звезды 

Точки Лагранжа 
Точки в орбитальной плоскости двух массивных объектов, вращающихся вокруг общего центра тяжести, где частица с пренебрежимо малой массой может оставаться в равновесном положении, т.е. неподвижной. Для двух тел, находящихся на круговых орбитах, имеется пять таких точек, но три из их неустойчивы к малым возмущениям. Две оставшиеся, расположенные на орбите менее массивного тела на угловом расстоянии в 60° по обе стороны от него, устойчивы. Троянцы, которые находятся на орбите Юпитера, являются примерами тел, "пойманных" Юпитером в обеих устойчивых точках Лагранжа.
См.:полость Роша. 

Транснептунианский объект 
Небольшое планетарное тело во внешней части Солнечной системы, находящееся на орбите, большая полуось которой больше, чем у Нептуна (30 а.е.).
См.: пояс Койпера. 

Трапеция 
Популярное название кратной системы звезды Тета1 (θ1) Ориона, лежащей в самом центре туманности Ориона и освещающей ее. Название отражает фигуру, образованную четырьмя ее звездами (со звездными величинами 5,1, 6,7, 6,7 и 8,0 соответственно), которые видны в небольшой телескоп. Больший телескоп показывает присутствие и двух других звезд 11-й звездной величины. 

Трек Хаяши 
Эволюционный трек протозвезды на диаграмме Герцшпрунга-Рессела в направлении главной последовательности. Трек показывает изменения светимости и поверхностной температуры, которые происходят на ранних стадиях жизни звезды. Точное положение трека на диаграмме зависит от массы звезды. 
Треки Хаяши названы по имени японского астрофизика Цуширо Хаяши, одного из основоположников этой области теоретических исследований в 1960-х гг. . 

Третий контакт 
Момент времени при полном или кольцеобразном затмении Солнца, когда в конце полной фазы затемнения край диска Луны касается края солнечной фотосферы. В ходе лунного затмения третьему контакту отвечает тот момент, когда Луна только что начала выходить из полной тени Земли. Этот термин используется и для описания аналогичной стадии в процессе прохождения или покрытия. 

Третья четверть 
Фаза Луны, когда освещена половина видимого диска убывающей Луны. Третья четверть имеет место, когда небесная долгота Луны на 270° превышает долготу Солнца. 

Треугольник (Triangulum) 
Небольшое, но заметное северное созвездие между созвездиями Андромеды и Овна; одно из 48 созвездий, внесенных в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Три самых ярких звезды со звездными величинами 3,0, 3,4 и 4,0 образуют небольшой удлиненный равнобедренный треугольник. Созвездие содержит большую спиральную галактику M33, которая является членом Местной группы.
См.: Таблица 4. 

Трещина (rima, мн. rimae) 
Расщелина или канал на лунной поверхности. Некоторые детали такого типа представляют собой грабены, образовавшиеся при вертикальных сбросах. Другие - коллапсировавшие лавовые трубки, которые обычно имеют более извилистый характер. 

Три-шифшпиглер (Tri-Schiefspiegler) 
Отражательный телескоп с тремя взаимно наклоненными изогнутыми зеркалами, устроенный так, что на пути светового луча никаких преград нет, а вносимые зеркалами аберрации устранены. Слово "Schiefspiegler" по-немецки означает "наклонный рефлектор", а префикс "три" указывает на число зеркал. Название введено в обращение Антоном Каттером, который отрабатывал ранние варианты системы в 1950-х гг. Современные версии таких телескопов появились в результате работ калифорнийского астронома Дика Бухредера.
В типичном варианте такого телескопа свет сначала падает на вогнутое первичное зеркало почти сферической формы с относительно большим фокусным отношением (например, f/12). Оптическая ось наклонена примерно на 3° к падающему лучу света. Отраженный сходящийся луч затем попадает на вторичное зеркало (выпуклое сферическое с тем же радиусом кривизны, что и первичное), помещенное вне входной апертуры телескопа. Это зеркало также наклонено относительно поступающего луча света, что в значительной степени устраняет астигматизм и кому, вызванные наклоном первичного зеркала. Комбинация этих двух зеркал представляет собой совершенную оптическую систему (до апертур не более 120 мм). При больших апертурах кома превышает допустимые пределы, и приходится добавлять третий оптический компонент. В результате получается система, работающая и при больших апертурах, по крайней мере в 300 мм, что расценивается как идеальный планетарный телескоп, сравнимый по качеству с рефракторными телескопами, но не имеющий хроматической аберрации. 

Тригонометрический параллакс 
См.: параллакс. 

Трикветрум 
См.: наугольник Птолемея. 

Триплет 
См.: дублет. 

Тритон 
Самый большой из естественных спутников Нептуна. Был открыт в октябре 1846 г. Уильямом Ласселлом всего через 17 дней после открытия самого Нептуна. Тритон вращается вокруг Нептуна в обратном направлении по орбите, наклоненной на 23° к экваториальной плоскости планеты. Необычность орбиты наводит на мысль о том, что Тритон не образовался вместе с Нептуном, а был им захвачен. Период обращения Тритона равен 5,9 суток.
25 августа 1989 г. с системой Нептуна встретился "Вояджер-2", прошедший вблизи Тритона на расстоянии около 4000 км и передавший на Землю его детальные изображения. Диаметр Тритона оказался равным 2700 км, - чуть меньше, чем ожидалось. Гравитационное влияние Тритона на траекторию космического аппарата заставляет предположить, что яркая ледяная внешняя кора и мантия покрывают ядро из твердых пород (возможно, даже металлическое), которое может содержать до двух третей массы спутника. Поверхностная температура равна 38 K, что делает Тритон самым холодным из известных объектов Солнечной системы. Размер, структура и другие свойства позволяют считать, что Тритон очень похож на планету Плутон.
Тритон окружен разреженной атмосферой из азота со следами метана (поверхностное давление составляет 15 микробар). Южная полярная шапка покрыта инеем, возможно из замерзшего азота, который постепенно испаряется. (Благодаря особенностям характеристик орбит Нептуна и Тритона эта область к моменту наблюдения была непрерывно освещена Солнцем почти 100 лет). В этой области нет ударных кратеров. В экваториальной области наблюдаются разнообразные типы поверхностей, что, предположительно, связано со все еще продолжающейся сложной вулканической деятельностью, включая султанные извержения. Поверхность Тритона по астрономическим понятиям безусловно молода.
См.: Таблица 6. 

Тройной CNO-цикл 
Последовательность ядерных реакций, которые, как полагают, происходят в недрах звезд. 
См.: углеродный цикл. 

Тройной альфа-процесс (процесс Солпитера) 
Процесс ядерного синтеза, который происходит во внутренних слоях старых звезд. Три ядра гелия (известные также как альфа-частицы) сливаются, образуя ядро углерода с выделением энергии в виде гамма-излучения. Процесс может происходить только тогда, когда весь водород в звездном ядре уже исчерпан, а температура повысилась до 100 млн. градусов. 

Тропический год 
Время, за которое Земля совершает один оборот вокруг Солнца, измеряемое от одного равноденствия до другого. Продолжительность тропического года равна 365,24219 суток. 

Тропический месяц 
Время, за которое Луна совершает один оборот вокруг Земли, причем в качестве опорной точки принимается точка равноденствия. Продолжительность тропического месяца равна 27,32158 суток. 

Тропосфера 
Самый низкий слой атмосферы Земли, простирающийся до высот в 15-20 км. Тропосфера сверху ограничена тропопаузой, которая соответствует переходу к более устойчивым условиям лежащей выше стратосферы. 

Троянцы 
Два семейства астероидов, находящихся на одной орбите с Юпитером и группирующихся вокруг точек Лагранжа, отстоящих на 60° в обе стороны от планеты. Известно более двухсот таких астероидов, большинство из которых находится в "предшествующей" группе. Они не остаются на одном месте орбиты, а колеблются вокруг точек Лагранжа с периодами в 150-200 лет, удаляясь или приближаясь к Юпитеру в пределах 45-80°. Первым их троянцев был открыт Ахиллес, что и стало причиной присвоения всем открытым впоследствии астероидам имен героев Троянских войн. 

Тубан (Альфа Дракона; α Dra) 
Звезда 3-й звездной величины в созвездии Дракона. Хотя Тубан и имеет обозначение "Альфа", по яркости среди звезд Дракона он занимает только седьмое место. Название звезды имеет арабское происхождение и означает "дракон". Около 5000 лет тому назад среди ярких звезд Тубан был наиболее близок к северному полюсу мира. (Местоположение северного полюса мира на небе медленно меняется из-за прецессии.) 

Тубус 
Часть трубы телескопа, обращенная к наблюдателю, в которую вставлены окуля 

Тукан (Tucana) 
Южное созвездие, представленное в атласе Иоганна Байера 1603 г. Две самые яркие звезды имеют третью звездную величину. В пределах созвездия лежит Малое Магелланово Облако, а также большое и яркое шаровое скопление, известное как 47 Тукана, которое едва видно невооруженным глазом.
См.: Таблица 4. 

Туле 
Астероид 279 диаметром 130 км, открытый Ж. Пализа в 1888 г. Находящийся на расстоянии 4,26 а.е. от Солнца астероид Туле как бы отмечает границу внешнего края главного пояса астероидов. 

Туманность 
Облако межзвездного газа и пыли. Этот термин раньше использовался для объектов, о которых теперь известно, что они представляют собой галактики. Например, большую "туманность Андромеды" теперь правильнее называть галактикой Андромеды.
Эмиссионная туманность светится в присутствии ультрафиолетового излучения; отражающая туманность отражает свет звезд. Поглощающая туманность представляет собой темное образование и обычно видна лишь силуэтом на фоне светящейся туманности или на ярком звездном фоне.
Среди других объектов, состоящих из светящегося газа и также называемых туманностями, выделяются планетарные туманности и остатки сверхновых. 

Туманность Андромеды (M31; NGC 224) 
Большая спиральная галактика, видимая невооруженным глазом как туманное пятно в созвездии Андромеды. Туманность находится на расстоянии 2,3 млн. световых лет и со своей в массой 300 миллиардов солнечных масс является самым большим членом Местной группы. Предполагают, что наша собственная Галактика Млечный Путь похожа на Туманность Андромеды, хотя имеет только половину ее массы. Спиральную структуру Туманности Андромеды рассмотреть не просто, так как галактика обращена к нам почти ребром, наклоненным к лучу зрения всего на 13°. Через небольшой телескоп можно увидеть только ее маленькое центральное ядро, хотя ее слабые спиральные рукава простираются по небу более чем на 3° - больше шести видимых диаметров Луны. Несколько карликовых галактик , в том числе M32 и NGC 205, находятся на орбите вокруг Туманности Андромеды.
Исторически Туманность Андромеды оказалась первым внегалактическим объектом, открытым астрономами. Это наиболее удаленный объект, видимый невооруженным глазом. 

Туманность Боде (M81; NGC 3031) 
Спиральная галактика в созвездии Большой Медведицы, открытая И.Э. Боде (1747-1826) в 1774 г. Теперь чаще используется название туманность M81. 

Туманность "Вуаль" ( NGC 6960) 
Часть Петли в Лебеде, старый остаток сверхновой. 

Туманность Гама 
Большая круговая эмиссионная туманность в южных созвездиях Парусов и Кормы, открытая австралийским астрономом Колином Гамом. Туманность имеет 30° в поперечнике, что на расстоянии 1300 световых лет эквивалентно диаметру в 800 световых лет. Предполагают, что туманность возникла в результате ионизации межзвездной среды, вызванной сверхновой, которая взорвалась, возможно, миллион лет назад. Это означало бы, что сверхновая больше не является источником энергии, так что туманность теперь постепенно исчезает по мере того, как ионизированный водород рекомбинирует и газ перестает светиться. 

Туманность "Гантель" (M27; NGC 6853) 
Большая планетарная туманность в созвездии Лисички, имеющая четверть градуса в диаметре. Открыта Шарлем Мессье в 1764 г. Название отражает особенности формы, напоминающей песочные часы. 

Туманность "Голубая" 
Популярное название планетарной туманности NGC 3918 в созвездии Центавра. Название связано с тем, что она визуально наблюдается как невыразительный голубой диск. 

Туманность "Гомункул" 
Маленькая туманность, окружающая звезду Эта Киля. 

Туманность "Жук" 
Название биполярной туманности NGC 6302 в созвездии Скорпиона. В ней не было обнаружено центральной звезды, но ее центральная область достаточно горяча и активна, а за ее пределы идет выброс газа со скоростями до 400 км/сек. Туманность выглядит красной, потому что большая часть светового излучения приходится на красные спектральные линии водорода и азота. 

Туманность "Замочная скважина" ( NGC 3372) 
Темная пылевая туманность, расположенная вблизи центра туманности Эта Киля. Название связано с ее характерной формой. "Глазок" замочной скважины - газово- пылевой пузырь, расширяющийся со скоростью 40 км/сек. 

Туманность "Калифорния" (NGC 1499) 
Яркая газообразная эмиссионная туманность в созвездии Персея, получившая свое название из-за сходства формы с формой этого штата США. Она представляет собой кольцо темного газа и пыли, освещаемое звездой Кси Персея (ξ Per). 

Туманность Киля 
См.: Туманность Эта Киля. 

Туманность Клейнмана-Лоу 
Протяженный источник инфракрасного излучения в туманности Ориона. Представляет собой область звездообразования в центральной темной части туманности, которая лежит позади светящегося газового облака. 

Туманность "Кокон" 
Диффузная туманность IC 5146 в созвездии Лебедя. Это область светящегося водородного газа, окружающего бедное скопление звезд 12-й звездной величины, на расстоянии, которое оценивается в 3000 световых лет. Как полагают, по своей природе эта туманность подобна туманности Ориона, сложной газо- пылевой туманности, в которой образование звезд еще продолжается. 

Туманность "Кольцо" ( M57; NGC 6720) 
Яркая планетарная туманность в созвездии Лиры. Она имеет вид слегка вытянутого кольца, лежащего вокруг центральной звезды. Радиус туманности составляет около трети светового года, а расстояние до нее - 2000 световых лет. Если туманность непрерывно расширялась, сохраняя нынешнюю скорость 19 км/сек, то ее возраст можно оценить примерно в 5500 лет. 

Туманность "Конская голова" ( NGC 2024) 
Темная пылевая туманность в форме головы лошади, проникающая в яркую эмиссионную туманность IC 434 в созвездии Ориона. 

Туманность "Конус" 
Темная конусообразная пылевая туманность, входящая в комплекс туманности и звезд (NGC 2264) и расположенная вблизи звезды 5-й звездной величины S Единорога. 

Туманность "Кошачий глаз" 
Популярное название планетарной туманности NGC 6543. Она лежит в созвездии Дракона на расстоянии около 3000 световых лет от Земли. По некоторым оценкам, ее возраст составляет приблизительно 1000 лет. Сложная структура позволяет предположить наличие в ее центре двойной звезды. 

туманность "Лагуна" ( M8; NGC 6523) 
Яркая туманность в созвездии Стрельца, представляющая собой область ионизированного водорода, газа и пыли в сочетании с недавно образовавшимися горячими звездами. Вблизи центра туманности лежит звездное скопление NGC 6530. Ионизация газа вызвана излучением двух звезд скопления, 7 и 9 Стрельца, видимых невооруженным глазом. Расстояние до туманности оценивается в 4500 световых лет. 
туманность "Медвежий Коготь" 
Название, используемое иногда для галактики NGC 2537. 

Туманность "Мерцающая" 
Популярное название планетарной туманности NGC 6826 в созвездии Лебедя. По всей видимости, оно связано с тем, что если наблюдатель быстро переводит взгляд с центра туманности на ее край, то центральная звезда кажется мигающей. 

Туманность "Омега" ( M17; NGC 6618) 
Яркая туманность в созвездии Стрельца, известная также как туманность "Подкова" или туманность "Лебедь". Удалена на расстояние 4800 световых лет и имеет в диаметре 27 световых лет. Представляет собой область ионизированного водорода, возбуждаемую группой, состоящей по крайней мере из пяти горячих звезд. На западном краю яркой области лежит темное пылевое облако.
См.:молекулярное облако. 

Туманность Ориона (M42 и M43; NGC 1976 и NGC 1982) 
Яркая эмиссионная туманность, которая окружает кратную звезду Тета1 Ориона (θ1 Ori), находящуюся в "мече" Ориона.
Эта светящаяся туманность представляет собой лишь часть сложной области межзвездного вещества, лежащей на расстоянии 1300 световых лет и занимающей большую часть созвездия Ориона. Орионово Облако - самое большое темное облако в Галактике. Наблюдения излучения молекул CO (окись углерода), HCHO (формальдегид) и многих других, выполненные в диапазоне миллиметровых волн, показывают, что за видимой частью туманности находится большое молекулярное облако, известное как Орионово Молекулярное Облако (OMО-1). Это важная область звездообразования. В частности, процесс звездообразования в настоящее время идет в объекте Беклина-Нейгебауэра и туманности Клейнмана-Лоу, обнаруженных только по их инфракрасному излучению. Возраст четырех молодых и горячих звезд, известных под названием "Трапеция Ориона" и образующих звезду Тета1 Ориона, как полагают, меньше 100000 лет.
Звезды Трапеции создают расширяющуюся сферическую впадину около края темного облака. Их ультрафиолетовое излучение ионизирует газ и уносит из облака пыль. Относительно недавно (по астрономическим понятиям), на нашу сторону темного облака прорвался пузырь, содержащий внутри ионизирированный водород и звезды. Выраженные границы туманности связаны с наличием остатков пыли. Северная часть этого образования представляет собой туманность M43 (NGC 1982), отделенную от основной части пылевого облака (M42; NGC 1976).
Туманность Ориона среди всех известных туманностей имеет самую высокую поверхностную яркость. На ее фотографиях доминирует красный цвет линии альфа водорода. При визуальном наблюдении из-за низкой чувствительности глаза к красному цвету туманность кажется зеленоватой (зеленый цвет излучения связан с кислородом). Туманность занимает область неба около одного градуса в поперечнике и невооруженным глазом видна плохо. 

Туманность "Пеликан" 
Популярное название диффузных туманностей IC 5067 и 5070 в созвездии Лебедя, составляющих часть комплекса туманности "Северная Америка" (NGC 7000). 

Туманность "Перистое облако" 
Альтернативное название туманности "Вуаль" в Лебеде. Считается,что именно это название употребил в своих комментариях по поводу ее внешнего вида сэр Джон Гершель.
См.: Петля в Лебеде. 

Туманность "Песочные часы" 
Яркая светящаяся туманность внутри туманности "Лагуна" (M8). Была впервые отмечена Джоном Гершелем и получила название благодаря своей форме. 

Туманность "Подкова" 
Альтернативное название туманности "Омега". 

Туманность "Птица" 
Туманность, которая находится в области центра Галактики и обнаруживается только в радиодиапазоне. Подозревают, что это остатки сверхновой. 

Туманность "Пузырь" 
Популярное название слабой диффузной светящейся туманности NGC 7635 в созвездии Кассиопеи. Несмотря на видимую сферическую форму, она, как кажется, не обладает характеристиками ни планетарных туманностей, ни остатков сверхновых. 

Туманность "Пылающая Звезда" 
Популярное название окруженного туманностью звездного скопления IC 405 в созвездии Возничего. 

Туманность "Розетка" ( NGC 2237, 2238, 2239 и 2246) 
Эмиссионная туманность в созвездии Единорога, окружающая молодое рассеянное скопление звезд (NGC 2244). Туманность имеет округлую форму с центральным отверстием, из которого пыль и газ удалены лучистым давлением звезд скопления. Расстояние до туманности оценивается в 4500 световых лет. 

Туманность "Сатурн" ( NGC 7009) 
Планетарная туманность в созвездии Водолея. Своей необычной формой с неполным внешним кольцом она напоминает планету Сатурн. Двойное кольцо, возможно, представляет собой остатки отдельных оболочек, отброшенных центральной звездой. 

Туманность "Северная Америка" ( NGC 7000) 
Сложная туманная область в созвездии Лебедя, включающая эмиссионные туманности, отражающие туманности и поглощающие туманности. Эта открытая Уильямом Гершелем в 1786 г. область впервые была сфотографирована М. Вольфом в 1890 г. Форма туманной области на фотографии напоминала континент Северой Америки. Размер туманности в поперечнике - около 1°. Приблизительное расстояние до нее - 2300 световых лет, а невооруженным глазом ее можно наблюдать только при идеальных условиях 

Туманность "Серп" 
Популярное название туманности NGC 6888, диффузной газовой оболочки, окружающей звезду Вольфа-Райе HD 192163. Один серповидный сегмент сферической оболочки наиболее ярок 

Туманность "След" 
См.: "След Минковского". 

Туманность "Сова" ( M97; NGC 3587) 
Планетарная туманность в созвездии Большой Медведицы. Одна из самых больших известных планетарных туманностей, имеющая диаметр около 1,5 световых лет. Находится на расстоянии 1600 световых лет. 

Туманность "Тарантул" ( NGC 2070) 
Большая область ионизированного водорода, имеющая в поперечнике около 900 световых лет и расположенная в Большом Магеллановом Облаке. 

Туманность "Торнадо" 
Радиоисточник в направлении центра Галактики, природа которого остается неизвестной. Название отражает форму источника на "радиографиях". 

Туманность "Трёхраздельная" (M20; NGC 6514) 
Большое светящееся облако ионизированного водорода в созвездии Стрельца. Кажется, что она разделена на три части характерными пылевыми прожилками, идущими из центра, откуда и происходит ее название. 

Туманность "Улитка" ( NGC 7293) 
Большая кольцеобразная планетарная туманность в созвездии Водолея. Видимый диаметр - четверть градуса (половина размера полной Луны). Она является самой близкой планетарной туманностью, удаленной на расстояние около 500 световых лет. 

Туманность Хинда ( NGC 1554/5) 
Переменная отражающая туманность, окружающая звезду T Тельца. 
См.: звезды типа T Тельца. 

Туманность "Эскимос" (NGC 2932) 
Планетарная туманность в созвездии Близнецов. Название объясняется тем, что ее округлая форма с неравномерным свечением отдаленно напоминает черты лица, а более слабое внешнее кольцо выглядит, как меховая опушка эскимосского капюшона. 

Туманность Эта Киля ( NGC 3372) 
Большое облако ионизированного водорода (область H II) в южной части Млечного Пути в созвездии Киля. Звезда Эта Киля лежит вблизи центра этой туманности.
Видимый диаметр туманности составляет 3°, что на расстоянии 8000 световых лет соответствует реальному размеру в 400 световых лет (намного больше туманности Ориона). Туманность представляет собой область звездообразования, содержащую ряд молодых звездных скоплений. 
См.:туманность "Замочная скважина". 

Туманность "Яйцо" 
Популярное название очень молодой планетарной туманности, каталогизированной под номером CRL2688. Центральная звезда скрыта кольцом пыли. Многочисленные газовые оболочки, сброшенные звездой, которая еще несколько сотен лет назад была красным гигантом, освещены светом центральной звезды. 

Тунгусский метеорит 
Сильный взрыв, произошедший 30 июня 1908 г. в районе реки Тунгуска в Сибири, который, как полагают, мог быть вызван кометой или метеоритом. Хотя взрыв вызвал разрушения на большом пространстве, никаких остатков упашего тела или кратера обнаружено не было (возможно, потому что объект взорвался в атмосфере еще до столкновения с Землей). Высота взрыва была оценена в 8,5 км. Наблюдатели сообщали о болиде, по яркости равном Солнцу. Он взорвался с оглушительным звуком и породил ударную волну, которая вызвала сотрясение построек и их повреждения, хотя человеческих жертв не было.
Первая экспедиция в район взрыва, находящийся в отдаленной местности, состоялась только в 1927 г. Было обнаружено, что в этом районе лес повален в радиусе 30-40 км. В области радиусом 15-18 км от центра "падения" деревья с сорванными ветвями "вывалены" в радиальном направлении. Полностью удовлетворительного объяснения тунгусских явлений до сих пор нет. 

Тэнит 
Разновидность железо-никелевого сплава, найденного в железных метеоритах. Тэнит содержит до 7,5% никеля.
См.: видманштеттеновы фигуры, октаэдрит. 

Тюратам 
Город, наиболее близкий к космическому центру Байконур в Казахстане.

                                                                                У

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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