Словарь терминов по астрономии (М — Я)

Словарь терминов по астрономии (от М до Я)

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. 

малая планета 
Альтернативное название астероида.
См.: большая планета. 

Маленькие зеленые 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. 

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. 

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. 

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. 

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 Пэсфайндер ("Марсианский следопыт") 
Проект NASA по изучению Марса. АМС "Марс Пэсфайндер" 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. 

Массив с очень большой базой 
(VLBA) Сеть радиотелескопов в Северной Америке для {= >} интерферометрии с очень большой базой. Сеть состоит из десяти антенн, расмещенных от Гавайских отровов до Сан-Круа на северо-востоке Канады. Эффективный диаметр массива составляет 8000 км, а достижимое разрешение — 0,2 дуговых миллисекунды. 

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 × sinφ градусов за час звездного времени, где φ — 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. 

межзвездная 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. 

межзвездная 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. 

межзвездная 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. 

межзвездный 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. 

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 звездное 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. 

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. 

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. 

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. 

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. 

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. 

Мирфак (Альфа Персея;α Per) 
Самая яркая звезда в созвездии Персея. Желтый сверхгигант, F- звезда звездной величины 1,8. Название, арабского происхождения, означает "локоть". 

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. 

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.

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). 

Наугольник (Norma) 
Незначительное южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII в. Звезд ярче 4-й звездной величины в созвездии нет. 

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. 

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 

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. 

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 Hα 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 звездных 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. 

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.

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. 

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. 

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. 

околозвездное 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. 

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 (см. иллюстрацию). 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 (см. иллюстрацию). 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 (см. иллюстрацию). 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 (τ) 
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 сбсерватория ("OSO") 
Серия американских спутников, запущенных в период 1962- 1975 гг. с целью изучений Солнца, в частности, в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн. 

Орел (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. 

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. 

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 (см. иллюстрацию). 

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. 

пульсирующая Вселенная 
Модель Вселенной, в которой она периодически проходит циклы расширения и сжатия до так называемого Большого Сдавливания. За каждым сжатием следует Большой Взрыв, затем новое расширение, и так далее до бесконечности. 

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). 

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.

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"). 

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. 

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. 

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. 

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 (π) 
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(Ω0) 
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. 

Пасифе 
Один из небольших внешних спутников Юпитера (номер VIII), открытый в 1908 г. П. Дж. Мелоттом. 

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. 

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 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". 

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 

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. 

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. 

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. 

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, α,β,η,γ,δ и ε. Еще два кольца были обнаружены "Вояджером-2" в 1986 г., который открыл также пару спутников, Офелию и Корделию, "пасущих" кольцо ε. 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.

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.

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. 

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. 

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. 

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 
ν = A r sin 2l и μ = 0.211(B + A cos 2l)
Здесь ν — лучевая скорость, μ — 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 звездная 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. 

пролет 
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

промежуточный полар 
См.: полар. 

Прометей 
Небольшой спутник Сатурна, открытый в 1980 г. "Вояджером-2". 

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. 

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). 

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 зерна 
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, 2π 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 1,1λ/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. 

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. 

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. 

распространенность 
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 λ как 1/λ4. 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". 

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. 

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. 

Рентгеновский временной зонд Росси ("RXTE") 
Рентгеновский астрономический спутник NASA, запущенный в 1995 г. и в 1996 г. получивший название в честь пионера рентгеновской астрономии Бруно Б. Росси. Аббревиатура "RXTE" — английское сокращение названия спутника (RXTE — Rossi X-ray Timing Explorer). Космический аппарат снабжен тремя инструментами. Два из них работают вместе, составляя самый большой из космических рентгеновских телескопов. Это PCA (Proportional Counter Array — Массив пропорциональных счетчиков) и HEXTE ( High-Energy X-ray Timing Experiment — Временной эксперимент по исследованию высокоэнергетического рентгеновского излучения). Эти приборы работают с рентгеновским излучением при энергиях от 2 до 200 кэВ. Третий инструмент, Монитор полного неба, предназначен для мониторинга рентгеновских источников всего неба и долгосрочной записи изменения их интенсивности. 

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. 

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". 

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". 

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. 

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. 

рытвины (sulci, ед. sulcus) 
Система почти параллельных складок и борозд на поверхности планеты

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

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.). 

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. 

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 Сестер 
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 
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. 

серп 
Фаза Луны, Венеры или Меркурия, когда у них освещено меньше половины диска. 

Сетка (Reticulum) 
Небольшое южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII столетия. Две самых ярких звезды созвездия имеют третью звездную величину. 

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. 

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". 

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 Hδ и захватывает много других линий в спектрах холодных звезд. Наконец, b-полоса с полушириной 18 нм лежит недалеко от бальмеровской линии Hβ, 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. 

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. 

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 

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. 

Характеристики Солнца 
Масса 1.989×1030кг (332946 масс Земли) 
Радиус 6.96×105км (109 радиусов Земли) 
Эффективная температура 5785 K 
Светимость 3.9×1026 Вт 
Видимая визуальная звездная величина -26.78 
Абсолютная визуальная звездная величина 4.79 
Наклонение экватора к эклиптике 7°15' 
Синодический период вращения 27.275 дней 
Звездный период вращения 25.380 дней 

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. 

соль 
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 (ν). Плотность потока S пропорциональна να, где α — 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). 
Спектральный класс Диапазон температур Основные детали видимого спектра 
O > 25,000 K Относительно мало линий поглощения. Линии ионизированного He, дважды ионизированного N, трижды ионизированного Si. Линии H слабы. 
B 11,000-25,000 K Линии нейтрального He, однократно ионизированных O и Mg. Линии H сильнее, чем в O-звездах. 
A 7,500-11,000 K Сильные линии H. Линии однократно ионизированных Mg, Si, Fe, Ti, Ca и т.д. и некоторых нейтральных металлов. 
F 6,000-7,500 K Линии H слабее, а линии нейтральных металлов сильнее, чем в A-звездах. Линии однократно ионизированных Ca, Fe, Cr. 
G 5,000-6,000 K Наиболее заметная деталь — линии ионизированного Ca. Много линий ионизированных и нейтральных металлов. Полосы CH. 
K 3,500-5,000 K Преобладают линии нейтральных металлов. Полосы CH. 
M < 3,500 K. Сильные линии нейтральных металлов и молекулярные полосы TiO. 

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. Наиболее употребительные из них даны в таблице: 

c резкие линии 
d карлик = звезда главной последовательности 
D белый карлик 
e эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах) 
em эмиссия в линиях металлов 
ep пекулярная эмиссия 
eq эмиссия с поглощением на более коротких волнах 
f эмиссия гелия и неона в O-звездах 
g гигант 
k межзвездные линии 
m сильные линии металлов 
n диффузные линии 
nn очень размытые диффузные линии 
p пекулярный спектр 
s резкие линии 
sd субкарлик 
wd белый карлик 
wk слабые линии 

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 (см. иллюстрацию): 

Ia Сверхгиганты с большой светимостью 
Ib Сверхгиганты с меньшей светимостью 
II Яркие гиганты 
III Нормальные гиганты 
IV Субгиганты 
V Карлики/Главная последовательность 

Позже были введены еще два класса (в настоящее время они используются редко): 

VI Субкарлики 
VII Белые карлики. 

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. Если β = (относительная скорость)/c, а нижний индекс "o" означает "в системе отсчета наблюдателя", то эти преобразования имеют вид: .
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". 

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, мн. mensae) 
Термин используется для описания возвышенной детали с плоской вершиной на поверхности планеты. 

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. 

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. 

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. 

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. 

счет 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.

Тайгета 
Одна из наиболее ярких звезд в Плеядах. 

Таласса 
Спутник Нептуна (1989 N5), открытый "Вояджером-2" в августе 1989 г. с пролетной траектории. 

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. 

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 (Telescopium) 
Незначительное южное созвездие, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII столетия. Содержит только одну звезду 3-й звездной величины.

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 "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. 

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. 

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. 

темное 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 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. 

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". 

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. 

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. 

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. 

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 окуляры. 

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. 

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 "Лебедь" 
Альтернативное название туманности "Омега". 

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 Орла (M16; NGC 6611) 
Эмиссионная туманность, окружающая яркое скопление молодых звезд в созвездии Змеи. Туманность светится характерным красным цветом водородного газа, ионизированного излучением звезд, которые, как оценивается, имеют возраст всего 2 млн. лет. Тщательные наблюдения показывают, что туманность является областью продолжающегося звездообразования. Туманность Орла лежит на расстоянии 7000 световых лет и имеет полградуса в диаметре. 

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 "Трехраздельная" (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.

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,γ) 16O(p,γ) 17F(,β+ +ν ) 17O(p,α) 14N.
Тройной CNO-цикл включает дополнительные стадии: 
17O(p,γ) 18F(,β++ν) 18O(p, α) 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 (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). 

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. 

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 необходимо для анализа высокоэнергетических явлений. Еще один важный объект изучения ультрафиолетовый астрономии — межзвездная среда, хотя в диапазоне волн короче 91,2 нм почти все УФ-излучение поглощается водородом, наиболее широко распространенным элементом во Вселенной, что делает обнаружение удаленных источников на таких коротких длинах волны трудной задачей. 

Умбриэль 
Спутник Урана, открытый У. Ласселлом в 1851 г. Изображения, полученные с "Вояджера-2" во время встречи в 1986 г., показывают, что Умбриэль намного темнее других четырех больших спутников Урана. Кажется, что поверхность покрылась темным веществом относительно недавно (по астрономическим масштабам). Она изрыта кратерами; один из них, 110 км в диаметре, по контрасту с остальной частью поверхности кажется особенно ярким. 

Ундина 
Астероид 92 диаметром 194 км, открытый в 1867 г. К.А.Ф. Петерсом. 

унос 
Процесс, посредством которого выбросы из радиогалактик забирают энергию из окружающего межзвездного и межгалактического вещества. По мере засасывания вещества внутрь выбросов образуются турбулентные вихри. Они в свою очередь приводят к развитию ударных явлений, которые могут разогреть газ до чрезвычайно высоких температур. Этот газ образует "бассейны" и охлаждается; в конечном счете здесь начинаются процессы звездообразования. 

уравнение Больцмана 
Уравнение, определяющее относительное число атомов N, которые находятся в состоянии с энергией E при данном значении температуры T. Число N пропорционально g exp (- E / kT), где g — статистический вес энергетического уровня, а k — постоянная Больцмана. 

уравнение времени 
Разность между средним солнечным временем, отслеживаемым по равномерно идущим часам, и истинным солнечным временем, отображаемым солнечными часами. В течение года эта разность изменяется сложным образом (см. иллюстрацию), в точке максимума достигая 15 мин. 

уравнение Дрейка 
Математическое соотношение, полученное Фрэнком Дрейком в 1961 г., которое определяет число потенциально обнаруживаемых в космосе (вне Солнечной системы) цивилизаций как произведение нескольких различных параметров. Дрейк первоначально записал это выражение в форме:

N = R fp ne fl fi fc L

где:
N — число обнаруживаемых цивилизаций,
R — скорость звездообразования, 
fp — доля числа звезд, имеющих планетарные системы,
ne — число планет, пригодных для жизни, 
fl — доля числа тех планет, где жизнь появляется фактически,
fi — доля числа планет, где жизнь развивается в разумные цивилизации,
fc — доля числа планет с разумными существами, способными к установлению межзвездных контактов,
L — отрезок времени, в течение которого такая цивилизация проявляет себя и может быть обнаружена. 

уравнение Кеплера 
См.: аномалия. 

уравнения поля 
Уравнения общей теории относительности, которые описывают искривление четырехмерного пространства-времени, связывая метрику с распределением вещества и энергии. 

уравнения Саха 
Система математических уравнений, предложенная в 1920 г. индийским физиком Мегх Над Саха для расчета числа атомов в каждом из возможных состояний ионизации при условии термодинамического равновесия атомов и электронов при заданной температуре. Эти уравнения имеют большое значение для анализа звездных спектров и физических условий в звездной атмосфере. 

Уран 
Седьмая от Солнца большая планета Солнечной системы, открытая Уильямом Гершелем в 1781 г. Уран достаточно ярок, так что при хороших условиях наблюдения его можно увидеть невооруженным глазом. С Земли даже в самый большой телескоп он кажется зеленоватым диском, почти лишенным деталей. В 1986 г. космический зонд "Вояджер-2" прошел недалеко от Урана и его спутников, передав на Землю их крупноплановые изображения. "Вояджером-2" были открыты десять небольших спутников Урана (к этому времени были уже известны пять больших спутников планеты — Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон).
Уран — один из четырех "газовых гигантов" Солнечной системы. Его диаметр превосходит диаметр Земли в четыре раза, а масса превышает земную в пятнадцать раз. Уран почти полностью состоит из водорода и гелия. Предполагается, что в центре планеты имеется небольшое каменное ядро, которое окружено толстой ледяной мантией из замерзших масс воды, метана и аммиака. Внешний слой планеты — водородная и гелиевая атмосфера с небольшим количеством различных молекулярных соединений.
Даже на крупных планах планеты, полученных "Вояджером", Уран имеет "спокойный", почти лишенный деталей вид, хотя и имеются некоторые намеки на слабые полосы, параллельные экватору. Любопытная особенность Урана состоит в том, что его ось вращения лежит практически в плоскости Солнечной системы (у других планет ось почти перпендикулярна этой плоскости). Внутренний период вращения равен 17 час. 14 мин.
В 1977 г. у Урана была открыта серия узких колец, лежащих в экваториальной плоскости. Каждое кольцо имеет в ширину всего несколько километров и с Земли не видно. Эти кольца были обнаружены во время покрытия Ураном звезды 8-й звездной величины. Кольца вызвали небольшое падение наблюдаемой яркости этой звезды непосредственно до и сразу после ее покрытия диском планеты. Более поздние покрытия Беты Скорпиона и Сигмы Стрельца подтвердили полученный результат. Система колец впоследствии (в 1986 г.) была сфотографирована "Вояджером-2", когда были обнаружены еще два кольца, а общее их количество достигло одиннадцати. 

Ураниборг 
Обсерватория Тихо Браге (1546-1601) на острове Гвен к северу от Копенгагена. Она была создана в 1580 г. и в течение двадцати лет использовалась Тихо Браге для проведения точных астрономических наблюдений. В настоящее время от обсерватории остались только руины. 

Урания 
Астероид 30 диаметром 94 км, открытый Дж. Р. Хиндом в 1854 г. 

Уранометрия 
Звездный атлас, составленный Иоганном Байером (1572-1625) и изданный в 1603 г. В этом атласе Байер ввел систему обозначений звезд греческими буквами, которая используется до сих пор. 

уранометрия 
В значительной степени устаревший термин, обозначающий астрономические измерения положений небесных объектов или астрометрию. 

урелит 
Редкий и необычный тип метеоритов, принадлежащий к классу ахондритов. В этих метеоритах пространство между силикатными зернами заполнено веществом, богатым углеродом, который в некоторых образцах принял форму алмаза. 

урожайная Луна 
В Англии — полнолуние, ближайшее к осеннему равноденствию. В это время года наклон лунной орбиты к горизонту мал, и каждый вечер в течение короткого периода Луна восходит приблизительно в одно и то же время. 

усилитель изображения (электронно-оптический преобразователь) 
Электронное устройство для усиления яркости изображения. Усиление достигается за счет многократного использования фотоэлектронного эффекта. Фотокатод располагается с внутренней стороны входного отверстия. Электроны, образующиеся при попадании на фотокатод светового сигнала, ускоряются потенциалом около 40 кВ. Затем они фокусируются магнитным полем окружающего соленоида и электростатическими полями кольцевых электродов (может применяться и полностью электростатическая фокусировка). Если соединить несколько таких фотокатодных каскадов, то можно получить еще большее усиление. В конечном счете на фосфоресцирующем экране формируется изображение, которое во много раз ярче оригинала. В качестве выходного детектора используется телевизионная камера или устройство "соединенного заряда". Недостатком системы является неизбежная дисторсия изображения; тем не менее в астрономии такие устройства нашли широкое применение. 

ускорение 
Темп изменения скорости со временем. Ускорение получает любая масса, на которую действует внешняя сила. Ускорение силы тяжести (обозначается символом g) — ускорение, которое испытывает объект, свободно падающий на поверхность тела под действием силы тяжести. На Земле среднее значение ускорения силы тяжести составляет около 9.8 м/сек2. 

Усовершенствованный зонд химического состава 
Американский космический аппарат (ACE — Advanced Composition Explorer), запущенный в августе 1997 г. Несет девять научных приборов для определения изотопного и элементного состава солнечной короны, межпланетной среды, локальной межзвездной среды и галактического вещества. Аппарат был выведен на околосолнечную орбиту в одной из точек Лагранжа, расположенной на 1,5 млн. км ближе к Солнцу, где поддерживается его почти постоянное положение относительно Земли. 

Усовершенствованный рентгеновский астрофизический спутник 
Американский спутник (AXAF — Advanced X-ray Astrophysics Facility), который планируется вывести в космос с помощью шаттла в конце 1998 г. Будет нести американскую астрономическую рентгеновскую аппаратуру. 

установка 
Крепление телескопа, которое позволяет навести его на нужный участок неба. Обычно используются два основных типа установки — альтазимутальная установка и экваториальная установка. 

установочные круги 
Градуированные шкалы, связанные с осями вращения телескопа, которые служат для указания небесных координат точки наведения телескопа на небесной сфере. 

уступ (rupes, мн. rupes) 
Термин, используемый в названиях некоторых планетарных деталей. 

Утренняя звезда 
Название планеты Венера (а иногда и Меркурия), когда они видны в восточной части неба ранним утром перед восходом Солнца. 

УФ 
Сокр. ультрафиолетовый.
См.: электромагнитное излучение, ультрафиолетовая астрономия. 

Ухуру 
Небольшой астрономический спутник. 

ущербный 
Словесное описание фазы небесного тела, светящего отраженным солнечным светом, например Луны, когда оно освещено более чем наполовину (но не полностью).

фаза 
Отношение освещенной области видимого диска небесного тела к площади полного диска, считающегося кругом.
Фазы Луны — повторяющийся цикл видимых форм Луны (см. иллюстрацию). Новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть формально определяются как моменты, когда видимая небесная долгота Луны превышает небесную долготу Солнца на 0°, 90°, 180° и 270° соответственно.
Существование фаз Луны и планет обусловлено тем, что эти тела не излучают собственного света, а только отражают солнечный свет. Полушарие планеты (или луны), обращенное к Солнцу, оказывается светлым, а противоположное — темным. Фаза небесного тела зависит от положений Земли и Солнца относительно этого тела, так как именно этим определяется, какая часть освещенного полушария будет видна с Земли. 

фазовый интеграл 
Зависимость между альбедо Бонда и геометрическим альбедо астероида или другого планетарного тела. 

фазовый угол 
Угол между двумя линиями, соединяющими центр планетарного тела с Солнцем и Землей. 

факел (Солнца) 
Яркая область фотосферы Солнца. Появление факелов связано с последующим возникновением в их окрестности солнечных пятен и вообще с солнечной активностью. 

факел (планеты) 
Яркое пятно на поверхности небесных тел, в частности, на Ганимеде. 

фарадеевское вращение 
Вращение плоскости поляризации синхротронного излучения. Эффект вызван наличием магнитного поля и свободных электронов в пространстве, через которое проходит излучение.
См.:мера вращения. 

Фаэтон 
Астероид 3200 диаметром 6 км, открытый в 1983 г. Инфракрасным астрономическим спутником ("IRAS"). Астероид находится на сильно вытянутой орбите, пересекающейся с орбитой Земли, и, по-видимому, является родительским телом метеорного потока Джеминиды. Возможно, он представляет собой "мертвое" ядро бывшей кометы. 

Феба 
Внешний спутник Сатурна, открытый В. Пикерингом в 1898 г. Феба кажется сферической и имеет диаметр 220 км. Она состоит из очень темного вещества, которое отражает меньше чем 5% падающего света. 

Фекда (Гамма Большой Медведицы; γ Uma) 
Третья по яркости звезда в созвездии Большой Медведицы,A- звезда звездной величины 2,4. 

Фемида 
Астероид 24 диаметром 228 км, открытый в 1853 г. A. Гаспарисом. Это прототип астероидов типа С семейства Хираямы, у которых размер большой полуоси орбиты составляет около 3,13 а.е. 

Феникс (Phoenix) 
Южное созвездие, впервые появившееся в 1603 г. в звездном атласе Иоганна Байера. Не очень заметное, оно тем не менее содержит семь звезд ярче 4-й звездной величины. 

фильтр 
Вспомогательное устройство, используемое в оптическом инструменте или детекторе электромагнитного излучения, чтобы сузить полосу длин волн, попадающих в инструмент. Цветные фильтры способствуют увеличению контрастности и помогают обнаружить отдельные детали при визуальном наблюдении планет, а также применяются в многоцветной фотометрии. Очень узкополосный фильтр можно использовать для выделения какой-нибудь спектральной линии, например, линии альфа водорода при наблюдениях Солнца. Иногда фильтры используются и для устранения нежелательного светового загрязнения. 

фильтр Лио 
Интерференционный фильтр с очень узкой полосой пропускаемых длин волн, применяемый для наблюдений Солнца. Изобретен французским астрономом Б.Ф. Лио (1897-1952) в 1938 г. Фильтр представляет собой ряд плоских поляризаторов, разделенных пластинами кварца. Выбирая толщину и количество элементов в фильтре, можно выделять нужные диапазоны волн в спектре. 

фильтрограмма 
Фотография Солнца, сделанная через фильтр, который пропускает свет в очень узком диапазоне длин волн.
См.: фильтр Лио. 

фиолетовое смещение 
Смещение спектральных линий в сторону коротких волн. Фиолетовое смещение появляется в результате доплеровского эффекта, когда источник излучения и наблюдатель сближаются. 

Фисба 
Астероид 88 диаметром 232 км, открытый в 1866 г. К.А.Ф. Петерсом. 

флоккул 
Яркая излучающая область в солнечной хромосфере. Под флоккулами в фотосфере находятся факелы, а в короне над ними — особые области, в которых наблюдается увеличение радио- и рентгеновского излучения, а также излучения в крайнем ультрафиолете. Во всех этих областях сильна вертикальная составляющая магнитного поля. Флоккулы характерны для активных областей на Солнце. 

флоккул 
Тонкое волокнистое образование, наблюдаемое на Солнце. Флоккулы можно видеть, когда солнечная хромосфера отображается в монохроматическом свете, например, в свете однократно ионизированного кальция. 

Флора 
Астероид 8 диаметром 162 км, открытый в 1847 г. Дж.Р. Хиндом. 

Фобос 
Внутренний из двух небольших спутников Марса, открытый Асафом Холлом в 1877 г. Изображения, полученные АМС "Викинг" в 1977 г., показывают, что Фобос имеет эллипсоидальную форму (размерами 28 × 20 км) и покрыт кратерами. Диаметр самого большого из них — кратера Стикни — равен 10 км, что составляет больше трети размера спутника. Борозды, отходящие от Стикни, кажутся трещинами, вызванными ударным воздействием при образовании кратера. 

Фобос 
Два советских космических аппарата, запущенных к Марсу в 1988 г. С одним из них контакт был потерян по пути к планете, а другой работал очень недолго, успев передать на Землю довольно ограниченный объем данных. 

фокальная плоскость 
Поверхность, на которую падают изображения всех точек в поле зрения оптического инструмента, например, телескопа. Эта поверхность может быть плоской и нормальной к оптической оси или, как в телескопе Шмидта, изогнутой (в таком случае предпочтительным является термин фокальная поверхность). 

фокус куде 
Фокус телескопа с экваториальной установкой, для которого неподвижное положение на полярной оси независимо от ориентации телескопа обеспечивается с помощью набора зеркал (см. иллюстрацию). 
Слово "куде" (coude) по-французски означает “локоть”. Необходимость направить световой поток к фиксированному фокусу возникает в тех случаях, когда нужно использовать громоздкое оборудование, которое нельзя непосредственно подсоединить к телескопу (например, высокодисперсионный спектрограф). В больших телескопах нового поколения с компьютеризованной альтазимутальной установкой используется фокус Несмита, который также фиксирован. 

фокус Несмита 
Фокальная точка, расположенная на одном конце трубы альтазимутально установленного отражательного телескопа, созданная с помощью допонительного (третьего) отклоняющего зеркала в оптической системе. Это зеркало устанавливается так, чтобы направить луч света вдоль оси высоты через отверстие в поддерживающей телескоп конструкции. Впервые этот способ был использован в XIX в. его изобретателем Джеймсом Несмитом.
Фокус Несмита вновь стал использоваться в астрономических инструментах с появлением нового поколения больших альтазимутальных телескопов с компьютерно управляемым приводом. Фокус Несмита имеет определенные преимущества, поскольку его положение относительно телескопа не меняется при любых изменениях направления трубы. Поэтому большие и тяжелые инструменты можно устанавливать на платформе, которая вращается только по азимуту. Практически имеется два варианта фокуса Несмита (с каждой стороны трубы телескопа). Например, в телескопе Уильяма Гершеля зеркало Несмита можно специальным приводом устанавливать в такое положение, что световой луч отклоняется к любому из двух фокусов Несмита.
См.: альтазимутальная установка. 

фокусное отношение (f-отношение) 
Отношение фокусного расстояния линзы (а также зеркала или составной оптической системы) к апертуре. Обычно его значение записывают, используя префикс f. Например, f/10 означает фокусное отношение, равное 10. 

фокусное расстояние (F или f) 
Расстояние между линзой (или зеркалом) и фокусом — точкой на оптической оси, где параллельные лучи света собираются в точку. 

Фол 
Астероид 5145 диаметром 190 км, открытый в 1991 г. Он движется по необычной удаленной орбите, находясь от Солнца на расстоянии от 8,7 до 32 а.е. Вместе с Хироном и пятью другими астероидами, имеющими орбиты с подобными характеристиками, он образует группу, называемую центаврами. Фол имеет низкое альбедо (4,4%) и отличается от типичных астероидов более красным цветом. 

Фомальгаут (Альфа Южной Рыбы; α PsA) 
Самая яркая звезда в созвездии Южной Рыбы, A-звезда видимой звездной величины 1,2. Название имеет арабское происхождение и означает "рот рыбы". 

фоновое излучение 
См.: космическое фоновое излучение. 

формирование 
Процесс получения формы и сглаживания поверхности линзы или зеркала с высокой степенью точности, необходимой для точных инструментов, например, телескопов. 

фотовизуальная звездная величина 
Звездная величина, определенная фотографически с использованием фотопленки, чувствительной к тому же диапазону длин волн, что и человеческий глаз. 

фотографическая звездная величина 
См.: звездная величина. 

фотографическая зенитная труба 
Специальный телескоп, установленный вертикально и используемый для сверхточного определения положений звезд. Кроме того, такие телескопы применяются для мониторинга нерегулярных изменений широты и времени, возникающих в результате движения полюсов и вращения Земли. 

фотоионизация 
Ионизация атома, происходящая в результате поглощения фотона электромагнитного излучения. Ионизация может происходить только в том случае, если энергия фотона не меньше потенциала ионизации атома, т.е. превышает минимальную энергию, необходимую для преодоления силы, удерживающей электрон внутри атома. 

фотометрия 
Точное определение звездных величин звезд или других астрономических объектов в заданном диапазоне длин волн. Фотометрические измерения применяются при определении физических характеристик звезд без детального изучения их спектров. Для этих целей используют несколько фотометрических систем, чаще всего систему UBV и систему uvby. Кроме того, фотометрические измерения позволяют определять световые кривые переменных звезд. Обычно фотометрия проводится на основе фотоэлектрических измерений, поскольку по фотографиям или визуально определить звездные величины с достаточной точностью очень трудно. Фотоэлектрические измерения позволяют также контролировать изменения световой интенсивности, происходящие на коротких интервалах времени. 

фотон 
Квант электромагнитного излучения. Электромагнитное излучение имеет одновременно как волновые, так и корпускулярные свойства, а сам фотон может рассматриваться как дискретный "волновой пакет". Энергия фотона E связана с длиной волны излучения λ формулой E = hc/λ = hν, где h — постоянная Планка, c — скорость света и ν — частота. 

фотосфера 
Видимая поверхность Солнца или звезды. Достигая толщины около 500 км, фотосфера представляет собой зону, где характер газообразных слоев меняется от полностью непрозрачных для излучения до совершенно прозрачных. Фактически фотосфера излучает весь видимый свет. Температура фотосферы Солнца около 6000 K, причем к основанию хромосферы она падает примерно до 4000 K. Линии поглощения в спектре Солнца формируются в результате поглощения излучения и рассеяния именно в этом слое. Явления, характерные для активного Солнца, такие как солнечные пятна, вспышки и факелы, также возникают в фотосфере. 

фотоумножитель 
Устройство для измерения интенсивности света. Когда на фотокатод падает свет, в нем в результате фотоэлектрического эффекта высвобождаются электроны. Возникающий ток усиливается в каскадном процессе, когда электроны ускоряются и последовательно соударяются с рядом вторичных эмиттеров. 
Фотоумножители используются, в частности, в фотоэлектрической фотометрии. 

фотоэлектрическая фотометрия (PEP) 
Точное измерение звездных величин звезд посредством фотоумножителя или системы CCD.
См.: фотометрия. 

фотоэлектрический 
Использующий фотоэлектрический эффект, при котором фотоны электромагнитного излучения выбивают электроны с поверхности твердого вещества. Так как число выбиваемых электронов пропорционально интенсивности излучения, фотоэлектрические датчики эффективно используются для измерения интенсивности света. 

Фра Мауро (Fra Mauro) 
Лунный кратер (95 км в диаметре), вблизи которого произошла посадка "Аполлона-14". Название кратера стало и именем геологического образования, образцы которого были собраны астронавтами "Аполлона-14". Это образование является частью поверхности выброса или наносов, возникших при формировании бассейна Дождей. 
См.:"Аполлон". 

фраунгоферовы линии 
Темные линии поглощения в спектре Солнца и, по аналогии, в спектре любой звезды. Впервые такие линии были выделены Йозефом фон Фраунгофером (1787-1826), который обозначил самые заметные линии буквами латинского алфавита. Некоторые из этих символов все еще используются в физике и астрономии, особенно линии натрия D и линии кальция H и K. 
Оригинальные обозначения Фраунгофера (1817) линий поглощения в солнечном спектре 
Буква Длина волны (нм) Химическое происхождение 
A 759.37 Атмосферный O2 
B 686.72 Атмосферный O2 
C 656.28 Водород α 
D1 589.59 Нейтральный натрий 
D2 589.00 Нейтральный натрий 
D3 587.56 Нейтральный гелий 
E 526.96 Нейтральное железо 
F 486.13 Водород β 
G 431.42 Молекула CH 
H 396.85 Ионизированный кальций 
K 393.37 Ионизированный кальций 
Замечание: в оригинальных обозначениях Фраунгофера компоненты линии D разрешены не были. 

фронт ионизации 
Переходная область в межзвездном облаке, разделяющая нейтральный водород и ионизированный водород. Фронты ионизации обнаружены около O-звезд и B-звезд, сильно излучающих в ультрафиолетовом диапазоне. Вблизи таких звезд среда ионизируется под действием фотонов ультрафиолетового излучения. 

фундаментальная эпоха 
Нулевая точка в системе измерения времени, от которой время может отсчитываться как в прямом, так и в обратном направлении. 

фундаментальный каталог 
Каталог положений звезд, которые были определены с наивысшей возможной точностью по результатам многих наблюдений. Абсолютные положения определяются путем регистрации времени пересечения небесного меридиана. Комбинация результатов наблюдений нескольких обсерваторий позволяет уменьшить как систематические, так и случайные ошибки.
Ряд фундаментальных каталогов был составлен и опубликован в Гейдельберге (Германия). Текущая версия, известная как FK5, содержит исправленные данные по 1535 звездам звездной величины 7 и ярче, перечисленных в FK3 и FK4. Продолжается работа над "Дополнением" к FK5, которое охватит около тысячи звезд в диапазоне звездных величин 5-7, выбранных из Дополнения FK4, плюс порядка двух тысяч других звезд с звездными величинами 6,5-9,5. 

функция масс 
График или математическое выражение, описывающее зависимость относительного числа объектов, имеющих некоторую массу (с точностью до принадлежности к диапазону), от величины массы. 
Применяется для характеристики группы связанных объектов, например, скоплений звезд или галактик.
См.: начальная функция масс, функция Солпитера. 

функция светимости 
Математическое или эмпирическое выражение, определяющее количество звезд или галактик в единице объема пространства, приходящееся на каждую единицу светимости. Функции светимости строятся, например, для галактик и звездных скоплений. 

функция Солпитера 
Простое теоретическое выражение, названное по имени физика-теоретика Эдвина Солпитера (р. 1924 г.), которое определяет число звезд различной массы среди вновь образовавшихся звезд в единице объема галактики. Функция Солпитера, известная также как начальная функция масс, пропорциональна M–2,35, где M — масса звезды.

Хакуте 
Название, данное спутнику "Корса-B". 

Хамелеон (Chamaeleon) 
Небольшое слабое южное созвездие, выделенное, вероятно, навигаторами шестнадцатого века и включенное Иоганном Байером в его атлас "Уранометрия", изданный в 1603 г. Ни одна из звезд не превосходит 4-й звездной величины. 

хаос (chaos) 
Термин, используемый в официальных названиях некоторых характерных областей на поверхностях планет, отличающихся нерегулярным беспорядочным расположением хребтов и долин. На Марсе такие хаотические участки могут быть связаны со сжатием поверхности и образованием потоков подземных вод. 

хаотическое вращение 
Вращение планетарного тела, имеющее непериодический характер. Существование такого вращение была обнаружено у одного из небольших спутников Сатурна Гипериона. Из-за эксцентрической орбиты и различных гравитационных сил, действующих на Гиперион, между его орбитальным движением и вращением идет постоянный обмен энергией. 

характеристические экспоненты Ляпунова 
Числа, которые указывают, насколько различаются близлежащие орбиты и, следовательно, какова степень непредсказуемости таких орбит. Непредсказуемые орбиты описываются обычно как хаотические. 

Харон 
Единственый известный спутник Плутона, обнаруженный Дж. Кристи в 1978 г. как небольшое удлинение на изображении Плутона на фотографии, сделанной в Военно-морской обсерватории США. Его диаметр — 1200 км, что составляет приблизительно половину диаметра Плутона.Период обращения — 6,39 дня — совпадает с периодом вращения как Плутона, так и Харона. Спектр Харона обнаруживает присутствие водяного льда, а не метана, который характерен для Плутона. 

хвост 
Удлиненная часть кометы, которая образуется у ее головы, когда комета приближается к Солнцу.
См.: ионный хвост, пылевой хвост. 

химическая эволюция 
Изменение во времени распространенности химических элементов в результате астрации. 

Хирон 
Астероид 2060 диаметром 180 км, открытый в 1977 г. Ч. Ковалом. Его орбита лежит между орбитами Юпитера и Урана, далеко вне пределов главного пояса астероидов. Он был обнаружен первым из нескольких астероидов с орбитами этого вида, носящих теперь общее название центавров. Инфракрасные наблюдения показали, что Хирон имеет умеренно темную каменистую или пылевую поверхность и почти сферическую форму. В 1989 г. вокруг него была обнаружена кома, в результате чего Хирон классифицируется также и как периодическая комета (95P/Хирон). 

ховардит 
Каменный метеорит типа ахондритов, содержащий фрагменты сплавленных твердых пород разного типа. 

холмы (colles, един. collis) 
Низкие холмы. Термин, используемый как часть названия топографической планетарной структуры. 

холодное темное вещество 
См.: темное вещество. 

хондра 
Небольшая сферическая частица быстро охлажденных силикатных минералов (обычно оливина и/или пироксена) в каменных метеоритах. Хондры имеют различные размеры (примерно от 1 мм до 10 мм и больше) и во множестве встречаются в хондритах.
См.: хондрит, ахондрит. 

хондрит 
Распространенный тип каменного метеорита, характеризующийся наличием хондр. Хондриты составляют около 85% всех метеоритов, в противоположность ахондритам. При употреблении этого названия теперь подразумевается и определенный химический состав, за исключением наиболее летучих элементов, аналогичный составу Солнца. 

хроматическая аберрация 
Недостаток оптических свойств линзы, проявляющийся в появлении цветных “ободков” вокруг изображения. Этот дефект возникает в результате того, что световые лучи различной длины волны фокусируются на разных расстояниях из линзы. Его можно в значительной мере компенсировать, создавая ахроматические линзы, состоящие из двух или больше компонентов. 

хромосфера 
Газообразный слой Солнца (или другой звезды), лежащий выше фотосферы. С увеличением расстояния от центра Солнца температура слоев фотосферы уменьшается, достигая минимума. Затем в вышележащей хромосфере снова начинает постепенно повышаться до 10000 K. Название означает буквально “цветная сфера”, поскольку при полном солнечном затмении, когда свет фотосферы закрыт, хромосфера видна как розоватое сияние. 

хронология 
Изучение и исследование шкал времени различных событий, особенно когда они достаточно длинны, как в геологической истории планет. 

хронометр 
Часы высокой точности, используемые, в частности, на борту судна. 

Хунгария 
Астероид 434 диаметром 11,4 км, открытый M. Вольфом в 1898 г. 

Хэт-Крикская обсерватория 
Радиоастрономическая обсерватория в Калифорнии, эксплуатируемая радиоастрономической лабораторией Калифорнийского университета, Беркли.

цвет 
См.: звездная величина. 

цветовая температура 
Температура абсолютно черного тела, при которой черное тело давало бы в диапазоне, соответствующем наблюдаемому объекту, то же самое распределение интенсивности по длинам волн, что и объект. 

целостат 
Пара плоских зеркал, установленных и управляемых таким образом, чтобы скомпенсировать видимое движение звезд и обеспечить постоянную передачу изображения выбранного участка неба в неподвижный инструмент. Одно из зеркал лежит в плоскости полярной оси и вращается относительно нее так, чтобы изображение оставалось неподвижным; второе зеркало направляет это изображение в инструмент. 

Центавр (Centaurus) 
Большое южное созвездие, принадлежащее Млечному Пути и очень богатое звездами. Это одно из давно известных созвездий, описанных еще Птолемеем (ок. 140 г. н.э.). Оно содержит ряд интересных объектов, включая самую близкую к солнечной системе звезду Проксиму Центавра и самое красивое из всех шаровых звездных скоплений Омегу Центавра. 

Центавр А (Centaurus A, Cen A) 
Радиогалактика, отождествленная с эллиптической галактикой NGC 5128. Расположенная на расстоянии 15 млн. световых лет, она является ближайшей к нам радиогалактикой и поэтому одной из наиболее изученных. Видимая галактика пересечена плотной темной прослойкой пыли. Радиоизлучающие лепестки ориентированы под прямым углом к пылевой прослойке и простираются на 7°, что эквивалентно почти 2 млн. световых лет. Центавр А является и сильным источником рентгеновского излучения. 

центавры 
Класс астероидов с орбитами во внешней части солнечной системы. Примеры Хирон и Фолос. Их орбиты проходят внутри орбиты Нептуна, но они не приближаются к Солнцу ближе, чем Юпитер. Орбиты нестабильны и легко возмущаются, когда эти астероиды подходят близко к одной из гигантских планет. 

Центр астрономических данных (CDA) 
Факультет Страсбургского университета во Франции (Centre de Donnees Astronomiques), образованный в 1972 г. как Центр звездных данных (CDS), который занимается сбором, критической оценкой и обработкой звездных и других астрономических данных. 

центр данных 
Центр сбора, оценки, хранения и распространения научной информации. 
См.:Центр астрономических данных. 

Центр звездных данных 
См.: Центр астрономических данных. 

центр масс 
Точка равновесия в системе отдельных масс или в твердом объекте, характеризующая распределение масс.
См.: барицентр. 

центральный котел 
Неформальное название центрального источника энергии, питающего активное галактическое ядро, радиогалактику или квазар. Источником энергии, как полагают, является черная дыра, на которую падает вещество. 

центральный меридиан (CM) 
Воображаемая линия север-юг, которая для наблюдателя разделяет пополам диск планеты (а также Луны и Солнца). 

центральный пик 
Гора, образовавшаяся в центре ударного кратера в результате выброса после ударного взрыва. Кратер может содержать несколько пиков, сгруппированных вместе. 

цепочка (catena, мн. catenae) 
Цепь кратеров на поверхности планеты. 

Цербер 
Астероид 1865 диаметром 1,6 км, открытый при его близком подходе к Земле в 1971 г. Л. Когоутеком. 

Церера 
Первый открытый астероид. Он был обнаружен Джузеппе Пьяцци из Палермо, Сицилия, 1 января 1801 г. До настоящего времени это самый большой астероид, имеющий 940 км в диаметре; его орбита лежит в главном поясе астероидов на расстоянии 2,77 а.е. от Солнца. Его масса равна 1,17×1021 кг, что составляет около трети всей массы пояса астероидов. По яркости он достигает максимальной звездной величины 6,9, причем его альбедо составляет только 9%. Период вращения равен 9 час., и в течение этого времени цвет и яркость изменяются очень незначительно (наводя на мысль, что он имеет почти сферическую форму и однородно серый цвет). Спектр Цереры указывает, что ее поверхность по химическому составу может быть подобна углистым хондритам. 

цефеиды 
Тип пульсирующих переменных звезд, названных по имени прототипа группы — звезды Дельта Цефея, которая изменяется между звездными величинами 3,6 и 4,3 с периодом 5,4 дня. Пульсации цефеид вызваны нестабильностью их структуры. Их размер может меняться в течение цикла почти на 10%, при этом происходят и изменения температуры. По мере роста внутреннего давления звезда расширяется, пока давление не "сбрасывается" (как через клапан). Звезда сокращается, и цикл начинается снова (см. иллюстрацию (a)).
Цефеиды — очень яркие желтые гиганты, излучение которых в десять тысяч раз превосходит энергию Солнца, так что они могут быть обнаружены с очень большого расстояния. В 1912 г. Генриетта Ливитт, работая в обсерватории Гарвардского колледжа, открыла множество цефеид в Малом Магеллановом Облаке и построила кривые их яркости. Ей стало ясно, что существует связь между периодом пульсаций, обычно составляющим от 3 до 50 дней, и видимой яркостью: чем ярче звезда, тем больше период. Эта связь называется зависимостью период-светимость (см. иллюстрацию (b)).
Важность этого открытия состоит в том, что цефеиды можно использовать как показатели расстояния. Все звезды в Малом Магеллановом Облаке грубо можно считать удаленными от нас на одно и то же расстояние (конечно, по сравнению к расстояниям внутри самого ММО), так что отношение видимых величин к абсолютным для них постоянно. Поэтому, если независимым методом удается оценить расстояние до одной из цефеид, то расстояния до всех других могут быть вычислены на основании их периодов.
Выделяют два различных типа цефеид: так называемые классические цефеиды и цефеиды "населения типа II", также известные как звезды типа W Девы. Их зависимости период-светимость отличаются: для данного периода светимость классических цефеид приблизительно на две звездные величины больше светимости звезд типа W Девы. Это — результат различий в их массе и химическом составе. Меньшая масса звезд типа W Девы обуславливает меньшую светимость, но этот эффект частично компенсируется за счет низкого содержания элементов тяжелее гелия ("металлов") в звездах старого населения типа II. Поэтому при вычислении расстояний необходимо выяснить, является ли переменная звезда классической цефеидой или звездой типа W Девы. Это лучше всего сделать, определяя по спектру звезды содержание металлов. 

Цефей (Cepheus) 
Созвездие вблизи северного полюса мира, названное по имени легендарного царя Эфиопии, мужа Кассиопеи и отца Андромеды. Это одно из созвездией древнего мира, известных еще Птолемею (ок. 140 г. н.э.). Не имея ни одной звезды ярче второй звездной величины, оно не принадлежит к заметным созвездиям. 

цизлунный 
Имеющий отношение к области пространства между Землей и Луной. 

цикл Бете-Вейцзеккера 
Одно из обозначений углеродного цикла, названного по имени физиков, которые в 1930 г. первыми высказали предположение о том, что источником звездный энергии является именно эта последовательность ядерных процессов. 

циклон 
Сходящийся циркулярный поток, возникающий в планетарной атмосфере вокруг области низкого давления. 

Циклопы 
Амбициозный план, рассматривавшийся в 1970-х гг. и предусматривавший сооружение большого числа управляемых радиоантенн в попытке установить контакт с любой цивилизацией, которая может существовать в Галактике. План остался не реализованным. 

циклотронное излучение 
Электромагнитное излучение, испускаемое электронами, движущимися по круговым или спиральным орбитам в магнитном поле. 

Циклы Миланковича 
Небольшие изменения наклона оси вращения Земли и эксцентриситета ее орбиты вокруг Солнца, связанные с долгосрочными колебаниями климата и воздействием ледниковых периодов. 

цинтианский 
Имеющий отношение к Луне. Цинтия — второе имя древнеримской богини Луны, которую обычно называют Дианой. Имя обязано своим происхождением названию горы Цинтус, которая, согласно мифологии, была местом ее рождения. 

Циолковский (Tsiolkovskii) 
Кратер на обратной стороне Луны, имеющий в диаметре180 км. Кратер наполовину заполнен темной лавой, через которую пробивается центральный пик. В полушарии, лишенном темных морей, этот кратер по контрасту является одной из наиболее заметных деталей. 

цирк 
Большой лунный кратер с плоским дном, в частности, кратер, заполненный лавой. 

Циркуль (Circinus) 
Небольшое и малозаметное созвездие южного неба, введенное Никола Л. Лакайлем в середине восемнадцатого века. 

Циркуль X-1 
Рентгеновский барстер, который, как полагают, является двойной звездной системой, содержащей черную дыру. 

цитерианский 
Имеющий отношение к планете Венера; используется как вариант термина “венерианский”. Цитера — остров в Ионическом море, где, согласно мифу, из морской пены возникла богиня Венера. 

цюрихское число солнечных пятен 
См: число Вольфа.

Чайник 
Название, иногда используемое для астеризма, образованного группой ярких звезд в созвездии Стрельца из-за сходства с чайником.

чандлеровские качания 
Небольшие изменения положения географических полюсов Земли (полюсов оси вращения), как полагают, вызванные сезонными изменений в распределении масс Земли и движением вещества внутри Земли. Ось вращения Земли, однако, сохраняет в пространстве постоянную ориентацию. 

час (времени) 
Период времени, равный одной двадцать четвертой части суток. 

час (прямого восхождения) 
Единица измерения прямого восхождения, эквивалентная 15 дуговым градусам. 

часовой круг 
Любой большой круг на небесной сфере, проходящий через северный и южный небесные полюса. Часовой круг — линия постоянства прямого восхождения. 

часовой пояс 
Географическая область, во всех местностях которой гражданское время считается одним и тем же. Часовые пояса в основном представляют собой "полосы" шириной в 15° долготы, так что местное время в соседних поясах отличается на один час. Однако границы часовых поясов часто значительно отклоняются от линий постоянной долготы, что связано с распределением поверхности суши на Земле и расположением центров цивилизации. Наряду с обычным интервалом между смежными поясами, равным одному часу, иногда вводят и получасовой интервал, что уменьшает отклонение от местного времени. 

часовой угол 
Интервал звездного времени, которое протекло с момента последнего пересечения меридиана небесным объектом. Поскольку объект достигает максимальной высоты, когда находится на меридиане (тогда он занимает наилучшее положение для наблюдения), часовой угол можно рассматривать как меру того, насколько текущее положение объекта далеко от оптимального для наблюдения. Один час звездного времени соответствует видимому вращению неба на 15°. Принято, что положительное значение часового угла отсчитывается в западном направлении. 

частота (ν или f) 
Число повторений некоторого явления в единицу времени. В случае волнового процесса частота представляет собой число волн, проходящих через фиксированную точку за одну секунду. Основная единица частоты — герц (Гц). 

часы 
Любое устройство, которое отмеряет равные интервалы времени. Исторически использовались самые разнообразные способы измерения времени — от горения свечи, через механические колебания маятников и балансиров вплоть до колебаний в кристалле кварца и энергетических изменений в атомах цезия.
См.: атомные часы. 

Часы (Horologium) 
Слабое и малозаметное созвездие южного неба, введенное Никола Л. Лакайлем в середине XVIII в. 

Чаша (Crater) 
Небольшое слабое созвездие у южной границы созвездия Девы. Это одно из созвездий древнего мира, вошедших в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.), которое, как считается, представляет кубок Аполлона. Ни одна из звезд не превосходит 4-й звездной величины. 

червоточина 
Гипотетическая туннельная структура в ткани пространства-времени. Теоретики предположили, что на масштабах расстояний, определяемых планковской длиной (10-35 м), пространство-время могло бы иметь "пенообразную" структуру, пронизанную "червоточинами". Такая червоточина могла бы "проклюнуться" и образовать новую вселенную. 

черенковское излучение 
Электромагнитное излучение, вызванное ударной волной, которая возникает, когда электрически заряженные частицы движутся сквозь среду со скоростями, превышающими скорость света в данной среде. 

черная дыра 
Область пространства, в которой гравитационные силы настолько велики, что даже световые волны не могут выйти за ее пределы. Черные дыры образуются, когда вещество коллапсирует, и в очень малой области концентрируется количество вещества, превышающее некоторую критическую величину. Теория предсказывает, что в условиях, которые преобладали в ранней Вселенной, при больших колебаниях плотности могли образоваться первичные черные “мини" дыры.
Предполагают, что звездные черные дыры могут образоваться при взрыве массивных звезд, если центральный остаток больше трех солнечных масс, или в том случае, если эта масса будет превышена после того, как выброшенное вещество снова упадет на него. Чтобы создать черную дыру, надо упаковать несколько солнечных масс вещества в сферическом объеме, диаметр которого равен нескольким километрам.
Выпадение вещества на сверхмассивные черные дыры — общепринятое объяснение исключительно высокого выделения энергии в активных галактических ядрах и квазарах. Прямые наблюдения компактных ядер в галактиках и измерения скоростей газа и звезд, находящихся близко к центру галактик, делают обоснованной мысль о том, что в центрах многих галактик действительно могут существать массивные черные дыры.
Черные дыры наблюдаться непосредственно не могут. Существование таких объектов может быть лишь подтверждено наблюдением их гравитационного действия и излучения, испускаемого падающим на них веществом. Ряд звездных рентгеновских источников, типа Лебедь X-1, — двойные системы, в которых, судя по массам и светимости, один из компонентов может быть черной дырой. В таких системах по наблюдениям видимой звезды можно вычислить орбиту и массу темного компактного компаньона. Рентгеновское излучение образуется из энергии, освобождающейся при падении вещества на компактную звезду. метрика Керра, шварцшильдовский радиус 

черная капля 
Оптический эффект, наблюдаемый во время прохождения Венеры или Меркурия по диску Солнца, когда маленький темный диск планеты близок к солнечному лимбу. Когда лимбы Солнца и планеты еще не соприкасаются, появляется небольшое темное пятно, или капля, которая соединяет их. 

черный карлик 
Мертвая звезда, которая больше не светит. Заключительная стадия в эволюции светящейся звезды с массой не более 1,4 солнечных масс называется белым карликом. Так как в белом карлике нет никаких новых источников энергии, а все возможные источники уже исчерпаны, то окончательная судьба звезды состоит в том, чтобы постепенно охлаждаться, превращаясь в темное "бездыханное тело". Однако, Вселенная еще недостаточно стара для того, чтобы могли образоваться черные карлики. 

четвертый контакт 
Момент в ходе солнечного затмения, когда диск Луны покидает солнечную фотосферу. В процессе лунного затмения четвертый контакт наступает, когда Луна окончательно выходит из полной тени (umbra) Земли. Термин используется также для аналогичной стадии в ходе прохождения или покрытия. 

четки Бейли 
Явление, наблюдаемое в процессе развития полного солнечного затмения, непосредственно перед моментом полного затмения и сразу после него. По мере того, как Луна постепенно затеняет диск Солнца, появляется тонкий полумесяц, который разбит на вереницу ярких бусинок. Это происходит потому, что горы и долины на Луне делают лимб неровным. Английский астроном Френсис Бейли (1774-1844) обратил внимание на это явление во время солнечного затмения 1836 г. 

число Вольфа 
Мера интенсивности солнечных пятен на солнечном диске, учитывающая как группы, так и отдельные пятна. Она была предложена Рудольфом Вольфом из Цюрихской обсерватории и поэтому называется также цюрихским числом солнечных пятен. Число Вольфа R рассчитывается по формуле R = k (10g + f), где g — число групп солнечных пятен, f — общее количество отдельных пятен и k — весовой коэффициент, зависящий от используемых инструментов и квалификации наблюдателя. Для телескопов с апертурой 100 мм величина k примерно равна 1. 

чистая сингулярность 
Сингулярность без горизонта событий. Согласно гипотезе космической цензуры, такая сингулярность невозможна. Однако если Вселенная началась как сингулярность, то Большой Взрыв представлял собой чистую сингулярность.

Шампольон 
Планируемый США полет к комете 9P/Темпеля 1, который предусматривает зондирование кометного ядра и взятие образцов вещества с последующим возвращением на Землю. Запуск будет произведен в 2003 г., а встреча с кометой состоится в декабре 2005 г. 

шаровое скопление 
Плотное скопление сотен тысяч или даже миллионов звезд, форма которого близка к сферической. Самое яркое шаровое скопление в небе — Омега Центавра (ω Cen) диаметром 620 световых лет. Это одно из самых старых известных шаровых скоплений, возраст которого, как полагают, достигает 15 млрд. лет. Некоторые самые старые звезды нашей Галактики также содержатся в шаровых скоплениях. Шаровые скопления распределены внутри сферического гало вокруг Галактики (в отличие от рассеянных скоплений, которые найдены только в ее диске) и движутся по очень вытянутым эллиптическим орбитам вокруг центра Галактики.
Звезды в шаровых скоплениях имеют низкое содержание элементов тяжелее гелия. Это согласуется с предположением о том, что они сформировались из первоначального вещества Галактики до того, как межзвездная среда обогатилась элементами, образующимися только внутри звезд.
Шаровые скопления были обнаружены и в других галактиках. 

шассиньит 
Тип ахондритного метеорита. Известен только один пример такого типа — метеорит Шассиньи. Вместе с шерготтитами и наклитами шассиньиты принадлежат к классу SNC-метеоритов, которые, как полагают, имеют марсианское происхождение. 

шаттл 
Американский космический корабль многоразового использования, который запускается подобно ракете, а приземляется, как самолет, на взлетно-посадочную полосу. Первый полет шаттла "Колумбия" состоялся 12 апреля 1981 г. Второй шаттл, "Челленджер", взорвался в 1986 г. во время десятого запуска. "Дискавери" и "Атлантис", третий и четвертый шаттлы, впервые были запущены в 1984 и 1985 гг. соответственно. 

Шаула (Лямбда Скорпиона; λ Sco) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Скорпиона, соответствующая "жалу" Скорпиона. Она является B-звездой звездной величины 1,6. 

Шеат (Бета Пегаса; β Peg) 
Вторая по яркости звезда в созвездии Пегаса. Сверхгигант, M-звезда, яркость которой изменяется между 2,4 и 2,8 звездной величины. Название пришло из арабского языка и, вероятно, означает "плечо". 

Шедир (Альфа Кассиопеи; α Cas) 
Самая яркая звезда в созвездии Кассиопеи.Сверхгигант, слабо переменная K-звезда звездной величины около 2,2. Арабское название означает "грудь 

Шемаханская астрофизическая обсерватория 
Научно-исследовательский институт Академии Наук Азербайджана, основанный в 1960-х гг. Он расположен на высоте 1400 м в 22 км от деревни Шемаха на Кавказе. Основной инструмент — 2,0-метровый рефлектор. 

шерготтит 
Тип каменных метеоритов, состоящих из базальтовых горных пород. Вместе с наклитами и шассиньитами, шерготтиты принадлежат к классу SNC- метеоритов, которые, как полагают, имеют марсианское происхождение. Свое название шерготтиты получили по имени места падения метеорита в Индии (Шерготти). 

Шиккард (Schickard) 
Большой лунный кратер, 227 км в диаметре, расположенный вблизи юго-западного лимба Луны. Темная окраска дна указывает на то, что кратер может быть заполнен лавой. 

ширина луча 
Угловая протяженность луча радиотелескопа. Ширина луча на половине мощности — угловая протяженность, при которой принимаемая мощность составляет не менее половины максимума (когда радиотелескоп направлен непосредственно на точечный источник). Ширина луча характеризует разрешающую способность антенны. 

широта 
Угловое расстояние в сферической системе координат, отсчитываемое к северу или к югу от экватора. В небесных экваториальных координатах аналогом широты является склонение. 

шкала Антониади 
Шкала из пяти ступеней, предложенная французским астрономом Эженом Антониади (1870- 1944). Широко используется астрономами-любителями для описания условий видимости.
Ступени шкалы описываются следующим образом:
I — превосходная видимость;
II — переменные условия наблюдения с периодами превосходной видимости, продолжающимися несколько секунд;
III — умеренно хорошая видимость, хотя и при значительном движении воздуха;
IV -недостаточная видимость, делающая наблюдения трудными;
V — очень плохая видимость, при которой полезные наблюдения невозможны. 

шкала Данжона 
Шкала, введенная французским астрономом Андре Данжоном (1890-1967) для описания относительного потемнения Луны во время полного лунного затмения. Шкала охватывает диапазон от 0 (для очень темного затмения) до 4, что соответствует затмению, когда Луна имеет очень яркий медный или оранжевый цвет. 

Шкатулка драгоценностей ( NGC 4755) 
Рассеянное звездное скопление в созвездии Южного Креста. Самый яркий член скопления — голубой сверхгигант Каппа Южного Креста (6-й звездной величины). Скопление содержит несколько голубых и красных сверхгигантов, контраст между которыми (особенно при использовании маленького телескопа) представляет собой впечатляющее зрелище; считается, что именно поэтому Джон Гершель дал скоплению название "Шкатулка драгоценностей". Расстояние до скопления — 7800 световых лет. 

шум 
В радиоприемнике — характерный звук, возникающий из-за случайного движения электронов в схеме приемника. Космические радиоволны также возникают в результате случайного движения электронов, так что сигнал, обнаруживаемый радиотелескопом, по своему характеру неотличим от шумов, возникающих от близлежащих источников. По этой причине для радиоастрономии необходимы приемники с очень малым уровнем шума.

Щель Кассини 
Хорошо заметный промежуток шириной 2600 км между двумя основными компонентами (А и B) колец Сатурна.
См.: планетарные кольца

щель Энке (промежуток Энке) 
Темный промежуток в ярком кольце А планеты Сатурн. На изображении, полученном "Вояджером-2", внутри щели Энке видно узкое волнообразное колечко. В 1990 г. был открыт маленький спутник Пан, орбита которого также лежит внутри щели.
См.: планетарные кольца

Щит (Scutum) 
Небольшое созвездие вблизи небесного экватора, введенное Иоганном Гевелием в конце XVII в. под названием Щит Собеского (Scutum Sobieskii) в честь покровителя астронома, польского короля Яна Собеского III. В созвездии нет звезд ярче 4-й звездной величины, хотя само созвездие лежит в населенной области Млечного Пути. Наиболее известный объект, связанный с этим созвездием, — звездное скопление M11 под названием "Дикая Утка". 

Щит Собеского 
Прежнее английское название созвездия Щита. Оно больше не используется, но в книгах XIX в. встречается довольно часто. 

щитовой вулкан 
Большой вулкан с очень пологими склонами, образованными многократными потоками лавы, вытекавшими из жерла вулкана . Отдельный слой может иметь в толщину всего несколько метров, но накладываясь друг на друга, слои могут образовать очень высокую гору. Обычно склоны идут под углом около 10°. Наверху находится широкий мелкий кратер с плоским дном, называемый кальдерой.

эВ 
Сокр. электрон-вольт. 

эвекция 
Периодическое возмущение движения Луны, вызванное изменением гравитационного притяжения Солнца в процессе движения Луны по орбите вокруг Земли в течение месяца. Период возмущений равен 31,8 суток, а максимальная величина возмущения эклиптической долготы Луны составляет 1,27°. 

эвклидово пространство 
Вид пространства, принятый в простых космологических моделях и соответствующий "плоскому" пространству повседневного опыта. В математических терминах это означает, что пространство имеет нулевое искривление, а сумма углов треугольника составляет 180°. 

эвкрит 
Тип ахондритных метеоритов, состоящих из кальциевого пироксена и плагиоклаза. Подобие отражательных спектров астероида Веста и эвкритов дает основания предположить, что происхождение этих метеоритов связано с Вестой. 

Эвномия 
Астероид 15 диаметром 260 км, открытый в 1851 г. А. Гаспарисом. 

эволюция звезд 
Изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания. Звезды образуются в газопылевых облаках межзвездной среды скоплений. Вещество протозвезды уплотняется и коллапсирует, в результате чего высвобождается гравитационная энергия и ядро нагревается до тех пор, пока температура не станет достаточно высокой для поддержания ядерных реакций превращения водорода в гелий. Время протекания такого процесса сильно зависит от массы протозвезды. Так, для звезды массой в 10 солнечных масс требуется всего 300000 лет, что ничтожно мало по сравнению с 30 млн. лет для звезды с массой Солнца. Горение водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива. В течение этой фазы звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Как и ранее, здесь масштабы времени резко уменьшаются с увеличением массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд. лет (около половины которого уже прошло), а для звезды в три раза более массивной — только 500 млн. лет. Когда при исчерпании всего топлива горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Инертное ядро начинает быстро сжиматься, и в этом процессе высвобождается гравитационная энергия. Это приводит к нагреванию окружающих слоев водорода до той точки, когда вновь возобновляется горение водорода, но уже не в ядре, а окружающей его оболочке. Выделение энергии вызывает "отталкивание" внешних слоев звезды, которые уходят все дальше и дальше. Звезда становится красным гигантом. При расширении газ охлаждается, но увеличение размера приводит к тому, что светимость звезды остается более или менее постоянной. В это время гелиевое ядро продолжает сжиматься, пока в нем не достигается температура в сотни миллионов градусов, достаточно высокая для того, чтобы запустить процесс превращения гелия в углерод и кислород. Начинается горение гелия. Дальнейшая судьба звезды (после того, как весь гелий в ядре будет израсходован) зависит от ее массы. В массивных звездах каждый раз, когда очередной вид топлива истощается, происходит повышение температуры, достаточное для того, чтобы загорелось новое, более тяжелое топливо. В результате может возникнуть такая ситуация, что центральное ядро становится железным, а вокруг него в последовательных оболочках одновременно горят кремний, кислород, углерод, гелий и водород. В конце концов, когда у звезды образовалось железное ядро с массой примерно равной солнечной массе, новые реакции горения становятся невозможными. На этой стадии сжатие ядра продолжается до тех пор, пока не прозойдет катастрофический взрыв сверхновой. Оставшееся "голое" ядро становится нейтронной звездой. В звездах с меньшей массой (таких, как Солнце) центральная температура никогда не становится достаточно высокой, чтобы зажечь водород и гелий во внешних концентрических оболочках. Развивается неустойчивость, которая приводит к отделению внешних слоев звезды от ядра. Образуется расширяющаяся газовая оболочка, называемая планетарной туманностью, которая постепенно рассеивается в пространстве. Существенная часть массы большинства звезд, вероятно, теряется в виде звездного ветра, что особенно выражено на еще более поздних стадиях эволюции. Оставшееся ядро охлаждается и сокращается, становясь все более плотным, пока не достигнет примерно размеров Земли. Вещество вырождается. Образуется белый карлик, который не имеет внутреннего источника энергии и поэтому продолжает охлаждаться. Эволюционное изменение звезды можно продемонстрировать с помощью эволюционного трека на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. На иллюстрации такой трек показан для Солнца. Диаграммы Герцшпрунга- Рессела, построенные для звездных скоплений, иллюстрируют влияние массы на скорость эволюции звезд. Их можно использовать и для определения возраста скопления. Описанная схема эволюции построена для одиночных звезд. Членство в двойной или кратной системе может сильно повлиять на процесс эволюции звезды, поскольку при этом может иметь место передача массы. 

Эгерия 
Астероид 13 диаметром 244 км, открытый А. Гаспарисом в 1850 г. 

эквант 
Элемент, включенный Птолемеем в геоцентрическую модель Солнечной системы для того, чтобы учесть наблюдаемую нерегулярность в движении планет. Он полагал, что движение планет равномерно, но происходит не непосредственно вокруг Земли, а вокруг некоторой другой точки в пространстве, называемой эквантом. 
См: эпицикл. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

эксцентрическая аномалия 
См:аномалия. 

эксцентрический 
Смещенный относительно некоторого определенного центра. 

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

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

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

электромагнитный спектр 
См: электромагнитное излучение. 

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

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

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

электронно-оптический преобразователь 
Альтернативное название усилителя изображения. 

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

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

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

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

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

эллиптичность (сжатие) 
Мера отклонения формы планеты или другого тела от идеальной сферы. Вращающиеся планеты и звезды имеют тенденцию к образованию выпуклости в области экватора, которая с увеличением скорости вращения возрастает, но при этом сильно зависит от того, является тело твердым или газообразным. Форма такого тела называется "сжатым сфероидом". Сечение такого тела, проходящее через оба полюса, является эллипсом. Малая полуось этого эллипса представляет собой полярный радиус тела, Rp, а большая полуось — экваториальный радиус Re. Эллиптичность определяется как (Re — Rp) / Re. 

элонгация 
Угловое расстояние между Солнцем и планетой (или Луной) с точки зрения земного наблюдателя, т.е. угол Солнце-Земля-Луна/планета (см. иллюстрацию). Для внутренних планет (Меркурия и Венеры) элонгация ограничена. Ее максимальные значения, восточное и западное, достигаемые при каждом обороте по орбите, называются наибольшей элонгацией. Наибольшая элонгация для Меркурия в зависимости от обстоятельств лежит между 18° и 28°; для Венеры аналогичный диапазон составляет 45° — 47°. Для планет, находящихся от Солнца дальше Земли, возможны любые значения элонгации. Элонгация 90° называется квадратурой, 0° — соединением и 180° — противостоянием. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

эпоха рекомбинации 
См.: эпоха разделения. 

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

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

эрг 
Единица энергии, эквивалентная 10-7 Дж. 

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

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

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

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

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

Эта-Аквариды 
См.: Аквариды. 

эталон 
См.: интерферометр Фабри-Перо. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

эффект Эйнштейна (сдвиг Эйнштейна) 
Альтернативный термин для гравитационного красного смещения 

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

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

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

Эффельсберг 
Местность в 40 км юго-западнее г. Бонн в Германии, где расположена обсерватория Радиоастрономического института Макса Планка. Размещенный там радиотелескоп представляет собой 100- метровую управляемую параболическую антенну, самую большую в мире.

Южная Атлантическая аномалия 
Область в южной части Атлантического океана, где внутренний пояс Ван Аллена энергитически заряженных частиц особенно близко подходит к поверхности Земли, представляя опасность для искусственных спутников. 

Южная Гидра (Hydrus) 
Мало заметное южное созвездие, введенное Иоганном Байером в составленный им звездный атлас 1603 г. Три самых ярких звезды имеют 3-ю звездную величину. 

Южная Корона (Corona Australis) 
Небольшое и слабое, но тем не менее хорошо заметное созвездие у южной границы созвездия Стрельца. Одно из известных в древности созвездией, входившее в перечень Птолемея (ок. 140 г. н.э.). 

Южная Рыба (Piscis Austrinus; Piscis Australis) 
Небольшое южное созвездие, входящее в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Оно содержит одну звезду 1-й звездной величины Фомальгаут, но все остальные звезды не ярче 4-й звездной величины. 

Южноафриканская астрономическая обсерватория 
(ЮААО) Национальная оптическая астрономическая организация, расположенная в Сазерленде и Кейптауне в Южной Африке. Она работает под покровительством Фонда развития исследований.
ЮААО была сформирована в 1972 г. в результате слияния старой Королевской обсерватории в Кейптауне и Республиканской обсерватории в Йоханнесбурге. Некоторые из их телескопов были перемещены в Сазерленд, а в 1974 г. там же был помещен 1,9-метровый телескоп, купленный в Рэдклиффской обсерватории (Претория). Несколько небольших инструментов осталось в Кейптауне, где находится и администрация обсерватории. 

Южные Плеяды 
Популярное название большого и яркого рассеянного скопления звезд в созвездии Киля IC 2602. В центре скопления находится звезда Тета Киля (звездной величины 2,8); невооруженным глазом видно и несколько других звезд. Скопление имеет в поперечнике около одного градуса. 

Южный Крест (Crux) 
Наиболее известное из южных созвездий. Первоначально включалось в созвездие Центавра (которое окружает его с трех сторон), пока A. Ройер в 1679 г. не выделил его как отдельное созвездие. Самое маленькое по занимаемой площади, это созвездие, однако, является одним из наиболее заметных и узнаваемых. Оно находится в Млечном Пути и содержит красивое звездное скопление, известное как "Шкатулка драгоценностей". 

Южный Треугольник (Triangulum Australe) 
Небольшое, но заметное южное созвездие, представленное в звездном атласе Иоганна Байера (1603 г.). Три самых ярких звезды со звездными величинами 1,9, 2,9 и 2,9 образуют почти равносторонний треугольник. 

юлианская дата (JD) 
Интервал времени, отсчитываемый по Гринвичу от полудня 1 января 4713 г. до н.э. 

юлианский год 
Период времени продолжительностью 365,25 суток. Начиная с 1984 г., стандартные эпохи определяются в терминах юлианских лет. До этого использовался бесселев год. 

юлианский календарь 
Календарь, введенный в Римской Империи Юлием Цезарем в 46 г. до н.э.. Год состоял из двенадцати месяцев. Три года из четырех содержали по 365 дней, а каждый четвертый — 366 дней, что давало в среднем 365,25 дней. Поскольку это на 11 минут 14 секунд больше тропического года, которому подчиняется смена сезонов, происходило постепенное смещение природного календаря относительно гражданского года. Из-за этого в 1582 г. был введен григорианский календарь. 

Юнона 
Астероид 3 диаметром 248 км, открытый Карлом Л. Гардингом в 1804 г. 

Юпитер 
Пятая от Солнца и самая большая планета Солнечной системы. Для наблюдателя с Земли это вторая по яркости планета после Венеры. Юпитер представляет собой гигантский газовый шар, диаметр которого в десять раз превышает диаметр Земли, составляя одну десятую диаметра Солнца. Его масса равна 0,1% массы Солнца, а химический состав (по числу молекул) очень близок к составу Солнца: 90% водорода (находящегося на Юпитере в молекулярной форме) и 10% гелия. Среди следовых газов наиболее существенны водяной пар, метан и аммиак. Под слоем облаков нет никакой твердой поверхности. Вместо этого ниже внешних слоев наблюдается (при увеличении давления с глубиной) постепенный переход от газа к жидкости. Затем следует резкий переход к металлической жидкости, в которой атомы лишены электронов. В самом центре, возможно, имеется маленькое ядро, состоящее из твердых пород и льда. Наличие источника внутренней энергии (тепло, выделившееся в результате гравитационного коллапса при образовании Юпитера) позволяет планете излучать в 1,5 — 2 раза больше тепла, чем она получает от Солнца. При визуальных наблюдениях диск Юпитера кажется п