Словарь терминов по астрономии (А — Л)

Словарь терминов по астрономии (от А до Л)

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

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

AAO 
Сокр. Англо-Австралийская обсерватория. 

AAS 
Сокр. Американское астрономическое общество. 

AAT 
Сокр. Англо-Австралийский телескоп. 

AAVSO 
Сокр. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ACE 
См: Усовершенствованный зонд химического состава 

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

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

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

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

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

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

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

Акрукс (Альфа Южного Креста; α Cru) 
Самая яркая звезда в созвездии Южного Креста. При наблюдении невооруженным глазом выглядит как белая звезда звездной величины 0,9. Представляет собой визуально- двойную звезду, оба компонента которой B-звезды звездной величины 1,4 и 1,9. Расстояние между ними составляет 4,4 дуговых секунды.
См.: Таблица 3. 

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

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

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

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

активное Солнце 
Солнце в периоды солнечной активности. 

индекс активности 
Любой из показателей, описывающих состояние солнечной активности в данное время. Индексы, используемые для измерения солнечной активности, включают число Вольфа (число солнечных пятен), размер общей площади, покрытой солнечными пятнами на видимом диске, и K- флоккульный индекс, введенный для оценки размера и яркости флоккул. Кроме того, в качестве показателя солнечной активности используется общая интенсивность радио- и рентгеновского излучения Солнца. 

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

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

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

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

ADS 
Cокр. Aitken Double Star Catalogue Каталог двойных звезд Айткена. 

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. 

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

аэрообъектив 
Фотографический объектив, разработанный и изготовленный специально для аэрофотосъемок. 

аэролит 
Устаревшее название каменного метеорита. 

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

аэрозоль 
Взвесь частиц в газе, например, туман в атмосфере. 

aether 
Alternative spelling of {=>} ether. 

AGB 
Сокр. Асимптотическая ветвь гигантов 

Агена 
Другое название звезды Гадар. 

AGK 
Сокр. название звездного каталога Astronomische Gesellschaft Katalog. Впервые проект каталогизации всех звезд со склонением от -2° до +80°, до 9-й звездной величины включительно был предложен Ф.В.Аргеландером в 1867 г. В проекте участвовало семнадцать обсерваторий, и в пятнадцать томов первой версии (AGK1) вошло 150000 звезд. Расширенное издание, включавшее звезды со склонением до — 23°, опубликованное в 1887 г., содержало дополнительно 50000 звезд. Вторая версия каталога, начатая в 1920 г. и использовавшая вместо визуальных наблюдений фотографические, была издана в 1951-1958 гг. В третью версию, AGK3, вошли измерения собственных движений. AGK-положение — точное положение звезды, расчитанное относительно фундаментальных звезд. 
См.: фундаментальный каталог. 

AGN 
Сокр. активное галактическое ядро. 

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

Аль Велорум 
См: Звезда Дельта Щита. 

Насос 
Русское название созвездия {=>} Antlia. 

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

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. 

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

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

АЖ 
Сокр. Астрономический журнал РАН, Москва. 

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

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

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

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

Alcaid 
Alternative form of {=>} Alkaid 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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. 

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

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

альмукантарат 
Круг на небесной сфере, параллельный горизонту. 

альмукантар 
Прибор для измерения угла возвышения и азимута. 

Alnath 
A variant spelling of the star name {=>} Elnath. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ALSEP 
Лунный комплект экспериментального оборудования "Аполлона" (ALSEP — cокр. Apollo Lunar Science Experiment Package), который был развернут астронавтами на Луне во время выполнения работ по программе "Аполлон" (1969 — 72 гг.). По одному такому комплекту на Луне оставлял каждый экипаж, за исключением первого. Все автоматизированные лаборатории имели небольшой атомный источник энергии. В комплект входили сейсмометры, фиксирующие лунотрясения, и оборудование для измерения солнечного ветра, обнаружения любых следов атмосферы и измерения потока тепла из внутренних областей Луны. Все экспериментальное оборудование было отключено в 1978 г. 

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

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

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

алюминирование 
Процесс, при котором на оптическую стеклянную поверхность зеркала телескопа накладывается тонкий отражающий слой алюминия. 
звезда типа AM Геркулеса 
См: полары. 

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

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

равнина Амазония (Amazonis Planitia) 
Слабоокрашенная равнина в северной экваториальной области Марса. 

Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд (AAVSO) 
Организация, основанная в США для любителей, наблюдающих переменные звезды. Была основана в 1911 г. Уильямом Тайлером Олкоттом, который в качестве "добровольца" занялся наблюдениями яркости переменных звезд и стал посылать их результаты в Обсерваторию Гарвардского колледжа астроному Эдварду С. Пикерингу после посещения его лекции в Американской Ассоциации помощи научным исследованиям в 1909 г. Ассоциация имеет более тысячи членов во всем мире и владеет огромной базой данных, содержащей миллионы наблюдений. 

Американское Астрономическое общество (ААS) 
Основная американская организация, объединяющая профессиональных астрономов, которая была основана в 1899 г. Имеет свыше пяти тысяч членов, большинство которых профессионально связаны с астрономией. Цель общества — развитие астрономии и поддержка близких научных направлений. Ежегодно проводит две общих встречи и издает три научных журнала. Кроме того, имеет программу грантов и программу приглашения ведущих ученых для чтения лекций; помогает своим членам в поиске работы. 

Американский эфемеридный и навигационный альманах 
Альманах, выпускавшийся Военно- морской обсерваторией Соединенных Штатов , Вашингтон, округ Колумбия, в период между 1855 и 1980 гг. С 1981 г. был заменен Астрономическим альманахом. 

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

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

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

AN 
Сокр. Astronomische Nachrichten. 

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

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

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

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. 

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

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

Англо-Австралийская обсерватория (AAO) 
Обсерватория, расположенная вместе с Обсерваторией Сайдинг-Спринг (штат Новый Южный Уэльс, Австралия), финансируемая совместно правительствами Австралии и Великобритании. Обсерватория управляется Дирекцией Англо-Австралийского телескопа (ДААТ), которая была образована в начале 1970-х гг., когда был построен 3,9-метровый Англо-Австралийский телескоп. В 1988 г. ДAAT получила в свое распоряжение английский 1,2-метровый телескоп Шмидта, расположенный в том же месте с 1973 г., который с того времени стал использоваться многими астрономами. Популярные телескопы Шмидта позволяют получать высококачественные широкоформатные фотографии (6,4° × 6,4°). Большая часть времени работы телескопа отводится долговременным обзорам неба. 

Англо-Австралийский телескоп (AAT) 
3,9-метровый телескоп-рефлектор, находящийся в собственности и финансируемый совместно правительствами Австралии и Великобритании. Располагается в Обсерватории Сайдинг-Спринг (штат Новый Южный Уэльс, Австралия). Телескоп, построенный в начале 1970-х гг., имеет экваториальную установку. Плановые наблюдения начались в 1975 г. Это был первый телескоп с компьютерным управлением. Вместе с этим универсальным телескопом используется множество различных приборов, что привело к важным научным открытиям и позволило получить эффектные фотографии южного неба. 

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

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

годичная аберрация 
См: аберрация. 

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

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

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

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

_ANS 
Первый голландский национальный спутник (ANS — Astronomische Nederlands Satelliet), запущенный 30 августа 1974 г. Спутник имел экспериментальное оборудование для ультрафиолетовой и рентгеновской астрономии. 

ручки (лат. ansae, ед. ansa) 
Термин, используемый для описания оконечности колец Сатурна , а также оконечностей чечевицеобразной галактики.

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

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

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

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

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. 

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

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. 

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

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

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

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

Насос (Antlia) 
Небольшое слабое южное созвездие, помещенное на карту неба в середине восемнадцатого столетия Н. Лакайлем. Первоначально носило название "Воздушный Насос" (Antlia Pneumatica). 

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. 

ApJ 
Сокр. Astrophysical Journal — Астрофизический Журнал. 

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

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. 

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

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

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

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. 

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

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

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

земля Афродиты (Aphrodite Terra) 
Возвышенная область на поверхности Венеры, примерно эквивалентная по площади африканскому континенту. 
APM 
См: Автоматическая измерительная система для фотопластинок. 

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

апохромат 
Сложная линза, сделанная из трех (или более) частей с различными коэффициентами преломления. Используется для уменьшения хроматической

аберрации.
См.: ахроматическая линза. 

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

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

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

 

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

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.

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

APT 
Сокр. автоматический фотометрический телескоп. 

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. 

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

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

равнина Аркадия (Arcadia Planitia) 
Равнина в северном полушарии Марса. 

Арчетрийская астрофизическая обсерватория 
Обсерватория, основанная в 1872 г. как мемориал Галилея, который провел некоторое время под домашним арестом недалеко от места расположения обсерватории (Флоренция, Италия). Теперь обсерватория представляет собой научно-исследовательский институт, финансируемый итальянским правительством. Инструменты обсерватории — старый 36-сантиметровый рефрактор и солнечный башенный телескоп. Кроме того, 1,5-метровый инфракрасный телескоп расположен на высоте 3200 м недалеко от городка Церматт . 

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

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

Аресибская обсерватория 
Радиоастрономическая обсерватория в Пуэрто-Рико. Котлован диаметром в 305 м удачно вписался в естественную складку холмистой местности к югу от г. Аресибо. Телескоп, постройка которого была закончена в 1963 г., эксплуатируется Национальным ионосферным и астрономическим центром Корнеллского университета (США). Отражающая поверхность перемещаться не может, но радиоисточники могут отслеживаться посредством перемещения приемника в фокусе вдоль специальной поддерживающей конструкции. В 1997 г. была проведена модернизация этого телескопа. По занимаемой площади телескоп превосходит все другие радиотелескопы в мире вместе взятые. Имея столь большую поверхность, телескоп может обнаруживать более слабые сигналы, чем любой другой радиотелескоп. Он используется для радиолокационного изучения планет, наблюдения пульсаров и изучения распределения водорода в удаленных галактиках. 

Аренд-Роланд(комета) 
{=>}Comet Arend–Roland. 

ареография 
Изучение и картирование поверхности Марса. 

ареология 
Геология планеты Марс. 

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

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

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

равнина Аргир (Argyre Planitia) 
Круглая ударная впадина (900 км в диаметре), расположенная в южном полушарии Марса. 

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

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

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

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

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

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

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

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

ASCA 
Японо-американский рентгеновский астрономический спутник (ASCA — Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics — Усовершенствованный спутник для космологических и астрофизических исследований), запущенный в 1993 г. Ранее носил название "Астро-D". 

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

Асиагская обсерватория 
Обсерватория отдела астрономии Падуанского университета в Асиаго (северная Италия). Телескопы расположены в двух разных местах. Первый инструмент, 1,22-метровый рефлектор, установленный в 1942 г., размещен у подножия Альп, в 90 км на север от Падуи. 1,82-метровый рефлектор Коперника, пущенный в 1973 г., размещен в более высоком месте — Чима Экар в 12 км к востоку. Там же имеется также 0,67-метровая камера Шмидта. 

ASP 
Сокр. Астрономическое общество Tихого океана. 

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

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

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

Ассоциация университетов для астрономических исследований 
Организация в США, представляющая собой консорциум двадцати университетов, который руководит Национальными оптическими астрономическими обсерваториями и Научно-исследовательским институтом Космического телескопа. 

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

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

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. 

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

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

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

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

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

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

 

Астро-C 
См: "Гинга". 

Астро-D 
См:"ASCA". 

астроблема 
Древний и сильно разрушенный ударный кратер. 

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

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

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

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

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

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

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

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

астронавтика 
Наука, рассматривающая все аспекты путешествий в космическом пространстве. 

Королевский астроном 
В прошлом — титул руководителя Королевской Гринвичской обсерватории в Великобритании. Начиная с 1972 г., почетное звание, присуждаемое выдающемуся астроному, не обязательно руководителю Королевской обсерватории.

Королевские астрономы 
Джон Флемстид 1675-1719 
Эдмунд Галлей 1720-1742 
Джеймс Брэдли 1742-1762 
Натаниель Блисс 1762-1764 
Невил Маскелайн 1765-1811 
Джон Понд 1811-1835 
Сэр Джордж Бидделл Эйри 1835-1881 
Сэр Уильям Кристи 1881-1910 
Сэр Фрэнк Уотсон Дайсон 1910-1933 
Сэр Гаролд Спенсер Джонс 1933-1955 
Сэр Ричард Вули 1956-1971 
Сэр Мартин Райл 1972-1982 
Сэр Франсис Грэхем-Смит 1982-1990 
Сэр Арнолд Вулфендейл 1991-1995 
Сэр Мартин Рис 1995- 

Astronomia nova ("Новая астрономия") 
Книга Иоганна Кеплера (1571-1630), изданная в 1609 г., которая включала два первых закона движения планет. 
См.: законы Кеплера. 

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

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

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

Астрономический журнал(Astronomical Journal ; AJ) 
Журнал, в котором публикуются результаты астрономических исследований, основанный в США с 1849 г. Б.Э. Гулдом. Издается от имени Американского астрономического общества. 

Астрономическое общество Tихого океана (ASP) 
Общество, объединяющее профессиональных астрономов и любителей, основанное в 1898 г. Руководящие органы размещаются в Сан-Франциско, (штат Калифорния,США). Выпускает популярный журнал "Меркурий" и научный журнал "Публикации Астрономического общества Tихого океана". 

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

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

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

Astronomische Nachrichten (АN) 
Немецкий астрономический журнал для научных публикаций. Один из первых астрономических журналов с современным стилем изложения. Издается с 1821 г. 

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

астрофотография 
Область деятельности, связанная с фотографической фиксацией небесных объектов. 

Астрофизический журнал(Astrophysical Journal; АpJ) 
Один из ведущих журналов, публикующих работы в области астрономии и астрофизики. Основан в 1895 г. Дж.Э. Хейлом и издается "Университет Чикаго Пресс" по поручению Американского астрономического общества. 

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

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

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

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

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

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

Атлас 
Звезда 3-й звездной величины в скоплении Плеяд. 

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

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

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

атмосферная рефракция 
Атмосферная рефракция. Рефракция в атмосфере вызывает незначительное искривление светового луча, идущего от звезды. В результате угол возвышения звезды над горизонтом кажется больше реального. 
Небольшое изменение направления световых лучей от астрономических объектов при прохождении земной атмосферы, в результате чего объекты кажутся ближе к зениту по сравнению с их действительным положением. Влияние атмосферной рефракции увеличивается при приближении к горизонту. 

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

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

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

AURA 
Сокр. Ассоциация университетов для астрономических исследований. 

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

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

AXAF 
См: Усовершенствованный рентгеновский астрофизический спутник.

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

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

базальтовый ахондрит 
Тип метеоритов, включающий эукриты и говардиты, которые подобны земному базальту. 

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

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

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

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

бар 
Единица измерения давления, в частности, давления планетарной атмосферы. Один бар примерно соответствует среднему давлению атмосферы Земли на уровне моря и равен 105 паскалям (ньютон на квадратный метр). Атмосферное давление часто измеряется в миллибарах (1000 мбар = 1 бар). 

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

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

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

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

барицентрическое динамическое время 
См.: динамическое время. 

барстер 
См.: гамма-барстер, рентгеновский барстер. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

бета-частица 
Электрон или позитрон (то есть частица с той же массой, что у электрона, но с противоположным электрическим зарядом), испускаемый из атомного ядра в результате ядерной реакции или в ходе радиоактивного распада. 

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

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

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

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

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

Биелиды 
См.: Андромедиды. 

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

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

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

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

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

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

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

БМО (1) 
Сокр. Большое Магелланово Облако. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Большая туманность в Орионе 
См.: Туманность Ориона. 

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

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

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

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

Большой азимутальный телескоп 
См.: Специальная астрофизическая обсерватория. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

бочкообразная дисторсия 
См.: дисторсия 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

вариация 
Нерегулярность в орбитальном движении. 

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

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

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

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

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

вековой 
Продолжающийся или непериодически измененяющийся в течение длительного периода времени. 

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

величина затмения 
См: затмение. 

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

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

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

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

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

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

весеннее равноденствие 
См: равноденствие. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

вилочная монтировка 
Один из способов экваториальной установки. 

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

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

високосная секунда 
См: всемирное время. 

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

внегалактический 
Находящийся вне пределов нашей Галактики (Млечного Пути). 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

вспашка 
Перемешивание лунного реголита (почвы) в результате бомбардировки микрометеоритами 

всплеск 
Любое внезапное возникновение необычно сильного электромагнитного излучения астрономического объекта. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

вюрцбургская антенна 
Тип немецкой радиолокационной антенны, использовавшейся с 1944 г. в Великобритании

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

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

газовый хвост 
См: ионный хвост.

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

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

галактика Барнарда 
Галактика NGC 6822 в созвездии Стрельца. 

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

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

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

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

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

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

галактика класса cD 
Член класса гигантских эллиптических галактик с протяженным звездным гало. Классификация была введена В.Морганом в конце 1950-х гг. cD-галактики часто оказываются центральными галактиками в богатых скоплениях, а многие из них — также радиоисточниками. Они в 5-10 раз превосходят по яркости типичные эллиптические галактики, а их масса может достигать 1013 солнечных масс. Классический пример — галактика NGC 6616, которая, по всей видимости, имеет множественные ядра внутри своей оболочки и, как полагают, "заглатывает" находящиеся поблизости меньшие галактики. 

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

галактика класса dE 
См: карликовая галактика. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

галактика "Улитка" 
Популярное название спиральной галактики NGC 2685 в созвездии Льва 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

гамма-обсерватория 
См: Гамма-обсерватория Комптона. 

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

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

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

гарвардская классификация 
См: Каталог Генри Дрэпера. 

Гарвардско-Смитсоновский астрофизический центр 
См: Обсерватория Гарвардского колледжа. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

гелиопауза 
См: гелиосфера. 

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

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

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

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

гелиоцентрический параллакс 
См.: годичный параллакс.

Гемма 
Альтернативное название звезды Альфекка. 

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

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

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

геодезия 
Измерение точной формы земной поверхности и гравитационного поля Земли. 

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

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

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

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

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

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

геостационарная орбита 
См: геосинхронная орбита. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

гигантское молекулярное облако 
См: молекулярное облако. 

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

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

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

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

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

гидроксил 
См.: ОH-источник, мазер. 

гидростатическое равновесие 
Условие устойчивости, которое выполняется, когда гравитационные силы уравновешены противодействующими силами газового и лучистого давления 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

глобула Бока 
См: глобула. 

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

год 
Период времени, который занимает один оборот Земли вокруг Солнца. Точная длина года зависит от принятой точки отсчета.
См.: календарь, календарный год. 

Год Точка отсчета Продолжи- тельность в днях 
Тропический Точка весеннего равноденствия 365.24219 
Сидерический Неподвижные звезды 365.25636 
Аномалистический Апсиды 365.25964 
Драконический Узел орбиты Луны 346.62003 
Гауссов Закон Кеплера для орбиты с большой полуосью 1 а.е. 365.25690 

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

годичная аберрация 
См: аберрация. 

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

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

голова кометы 
Ядро и кома кометы, исключая хвост. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

горизонтальный параллакс 
См: суточный параллакс. 

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

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

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

горячее темное вещество 
См: темное вещество. 

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

грабен 
Канал или борозда на поверхности планеты, вызванные вертикальным сбросом 

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

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

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

гравитационное излучение 
См: гравитационные волны. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Гринвичская обсерватория 
См.: Королевская Гринвичская обсерватория. 

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

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

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

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

Группа глобальной сети по изучению колебаний (GONG) 
Проект под эгидой Национальной солнечной обсерватории США (Global Oscillation Network Group — GONG), предусматривающий непрерывный мониторинг солнечных колебаний шестью станциями, расположенными по всему миру с интервалом по долготе около 60°. В проекте используется специальное оборудование.

Давида

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

Дактиль 
См: Ида

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

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

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

дата по старому стилю 
См: дата по новому стилю. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Дельта-Аквариды 
См.: Аквариды. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Джонсоновский космический центр 
См.: Космический центр Линдона Джонсона. 

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

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

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

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

диаграмма Г — Р 
Сокр. диаграмма Герцшпрунга — Реселла. 

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

диаграмма Маундера 
См.: "бабочки" Маундера. 

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

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

диаграмма цвет-звездная величина 
См: диаграмма Герцшпрунга-Рессела. 

диаграмма цвет-светимость 
См: диаграмма Герцшпрунга-Рассела. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

дипольная антенна 
См: антенна. 

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

диск Рамсдена 
То же самое, что и выходной зрачок. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

диффузная межзвездная среда 
Межзвездная среда, которая не входит в какую-либо туманность. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

долгота восходящего узла (Ω) 
Один из основных элементов орбиты, используемых для математического описания формы орбиты и ее ориентации в пространстве. Опредляет точку, в которой орбита пересекает основную плоскость в направлении с юга на север. Для тел, обращающихся вокруг Солнца, основная плоскость — эклиптика, а нулевая точка — первая точка Овна (точка весеннего равноденствия). 

долгота перигелия 
В орбитальном движении — сумма долготы восходящего узла и аргумента перигелия. 
См: элементы орбиты. 

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

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

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

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

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

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

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

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

дополнение широты 
Угол, получаемый вычитанием широты из 90°. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Елена 
Маленький спутник Сатурна, открытый в 1980 г. Объект неправильной формы, размерами 36 × 30 км. 

Енотовый холм 
См: Аризонский метеоритный кратер.

железный метеорит 
Тип метеоритов, состоящих почти полностью из железа и никеля. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

закон Боде 
См: правило Тициуса-Боде. 

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

закон Шперера 
Тенденция к появлению солнечных пятен в течение каждого солнечного цикла на все более низких широтах.
Это явление графически иллюстрируется так называемыми "бабочками" Маундера. 

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

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

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

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

запаздывание 
Задержка времени восхода Луны от ночи к ночи. 

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

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

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

затменная переменная 
См: затменная двойная. 

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

захваченное вращение 
См: синхронное вращение. 

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

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

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

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

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

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

звезда Z Андромеды 
См: симбиотические звезды. 

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

звезда ван Бисбрука 
Компаньон звезды BD + 4°4048, который в момент открытия Георгом ван Бисбруком (1880-1974) имела наименьшую яркость из известных звезд. Ее абсолютная звездная величина составляет +18. 

звезда ван Маанена 
Близлежащая звезда 12-й звездной величины, открытая Адрианом ван Мааненом (1884-1946), относящаяся к белым карликам. 

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

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

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

звезда Демона 
См: Алголь. 

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

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

звезда Кеплера 
Сверхновая в созвездии Змееносца, наблюдавшаяся в октябре 1604 г., положение которой было определено Иоганном Кеплером. Звезда достигла максимальной звездной величины около -2,5, а характер изменения ее светимости говорит о том, что это была сверхновая типа I. Остаток звезды Кеплера в настоящее время наблюдается как радиоисточник; обнаружен и слабый оптический остаток. 

звезда класса A с металлическими линиями 
A-звезда, в спектре которой имеются необычно сильные линии тяжелых элементов, включая редкоземельные. Линии кальция и скандия, вообще говоря, выражены слабее обычного. 

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

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

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

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

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

звезда класса Bp 
См: Звезда класса Ap 

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

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

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

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

звезда класса J 
См: углеродная звезда. 

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

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

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

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

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

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

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

звезда класса WC 
См: звезда Вольфа-Райе. 

звезда класса WN 
См: звезда Вольфа-Райе. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

звезда типа AM Геркулеса 
См: полары. 

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

звезда типа DQ Геркулеса 
См: полары. 

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

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

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

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

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

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

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

звезда типа UV Кита 
См: вспыхивающая звезда. 

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

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

звезда типа W Девы 
См: цефеиды. 

звезда типа YY Ориона 
Подкласс звезд, относящихся к классу звезд типа T Тельца и характеризующихся особой формой эмиссионной линии с "крылом поглощения" на красной стороне. Профили линий меняются с периодом в несколько дней. Возможно, что к этому подклассу принадлежит около половины всех звезд типа T Тельца. 

звезда типа ZZ Кита 
Пульсирующая переменная звезда, белый карлик. Амплитуда изменений яркости звезд типа ZZ Кита лежит в пределах 0,05 — 0,3 звездной величины, а диапазон их периодов охватывает от 30 сек. до получаса. 

звезда типа Беты Большого Пса 
Тип гигантских B-звезд, которые имеют короткопериодические изменения яркости и спектра. Звезды такого типа пульсируют и поэтому являются переменными. Их периоды меньше семи часов, а изменение яркости не более одной десятой. Первая обнаруженная звезда такого типа — Бета Цефея, так что члены этого класса переменных известны также как звезды типа Беты Цефея. 

звезда типа Беты Лиры 
Тип переменных двойных звезд, прототипом которого является Бета Лиры. Оба компонента двойной системы массивны, но один из них расширился, заполнив свою часть полости Роша. Это заставляет вещество перетекать к другой звезде, которая поэтому окружена затеняющим ее аккреционным диском. 

звезда типа Дельты Дельфина 
Член группы ярких звезд спектральных классов A и F, характеризующихся слабыми линиями поглощения кальция в спектрах. Дельта Дельфина — самая яркая из этой группы и поэтому считается прототипом. Некоторые звезды этой группы являются переменными с малой амплитудой и коротким периодом изменения блеска, подобно звездам типа Дельты Щита. Они могут относиться также к Am- звездам. 

звезда типа Дельты Щита 
Переменная звезда с короткопериодической пульсацией. Прототипом группы является Дельта Щита, изменение блеска которой было обнаружено в 1935 г. Обычно периоды пульсаций меньше восьми часов, а изменения блеска составляют только несколько сотых, что не воспринимается невооруженным глазом. Звезды этого типа также известны как карликовые цефеиды или звезды типа AI Парусов. 

звезда типа Миры 
Член класса долгопериодических переменных звезд, прототипом которого является Мира. 

звезда Тихо Браге 
Сверхновая в созвездии Кассиопеи, которую в 1572 г. наблюдал Тихо Браге. В период максимальной яркости она соперничала с Венерой и была видна при дневном свете. Остаток сверхновой является сильным рентгеновским и радиоисточником; мощные оптические телескопы позволяют увидеть едва различимую расширяющуюся газовую оболочку. 

звезда, видимая невооруженным глазом 
Звезда, которую, вообще говоря, можно наблюдать без помощи телескопа. В идеальных условиях невооруженным глазом можно наблюдать звезды примерно до шестой звездной величины, но на практике это случается редко (в безлунные ночи при абсолютно чистом небе и вдали от источников искусственного освещения). 

звезда-гостья 
Выражение, используемое в древности китайскими астрономами для появлений новых, сверхновых и комет. 

звездная величина 
Мера яркости звезды или другого небесного объекта. На шкале звездных величин меньшие числа соответствуют объектам с большей яркостью.
Первоначально понятие звездной величины была введено для качественной классификации видимой яркости звезд. Греческий астроном Гиппарх (ок. 120 г. до н.э.) ранжировал звезды на шкале звездных величин от "первой" для самых ярких звезд до "шестой" (для тех, которые едва различимы невооруженным глазом). Это качественное описание в середине XIX в. было формализовано. К этому времени уже появилось понимание того, что каждая ступень на шкале звездных величин соответствует некоторому отношению яркостей. Другими словами, это означает, что шкала звездных величин является логарифмической.
В 1856 г. Н.Р. Погсон предложил, чтобы разности звездных величин, равной 5, соответствовало отношение яркостей 100:1, и эта система теперь является общепринятой. Если две звезды отличаются на одну звездную величину, то их яркости относятся как корень пятой степени из 100, т.е. 2,512. Это число называют отношением Погсона. Нулевую точку шкалы установили, присвоив стандартные звездные величины небольшой группе звезд вблизи северного полюса мира, названной Северным полярным рядом.
Яркость звезд при наблюдении с Земли, и, следовательно, их видимая звездная величина, зависит как от их собственной светимости, так и от расстояния до них. Абсолютная звездная величина — мера собственной светимости на шкале звездных величин, определяемая как видимая звездная величина, которую имел бы объект, удаленный на расстояние десять парсеков.
Звездная величина объекта изменяется при изменении диапазона длин волн, в котором наблюдается его излучение. Визуальная звездная величина соответствует нормальной чувствительности человеческого глаза. Понятие фотографической звездной величины обычно относится к реакции стандартной фотографической эмульсии, которая в основном проявляется в синей и фиолетовой части спектра. Однако различные фотографические материалы могут иметь очень разные цветовые реакции, поэтому указанные звездные величины должны включать информацию о методе измерения. Болометрические звездные величины учитывают все излучение — как в видимом, так и в невидимых диапазонах спектра.
Звездная величина, измеренная в определенном диапазоне длин волн, часто описывается как "цвет". Для точного определения "цветовых" звездных величин используется фотометрия. 

звездная диагональ 
См: диагональ. 

звездное время 
Время, измеряемое по вращению Земли относительно звезд (а не по вращению относительно Солнца, как при отсчете гражданского времени). Местное звездное время в некотором месте определяется прямым восхождением меридиана. Таким образом, звездное время непосредственно определяет, какой небесный объект с известным прямым восхождением является видимым в данный момент. По этой причине обсерватории обычно пользуются звездными часами. 

звездное население 
Два обширных класса, на которые в нашей и других галактиках подразделяются звезды и связанные с ними туманности. Эти классы построены в соответствии с целым рядом критериев, касающихся динамических свойств и химического состава объектов и известны как "население типа I и II".
Население типа I является более молодым, а его члены расположены в основном в рукавах спиральных галактик. Оно включает яркие горячие звезды главной последовательности, рассеянные звездные скопления и связанные с ними межзвездные облака. Принадлежащие к этому населению объекты относительно богаты металлом и находятся на почти круговых орбитах, лежащих в галактической плоскости. К населению типа I принадлежит Солнце и близкие звезды.
Население типа II обладает характеристиками более старого поколения. Обычно к нему принадлежат звезды, нааходящиеся на более поздних стадиях эволюции при низких концентрациях тяжелых элементов. Такие звезды находятся в эллиптических галактиках, а также в центральной части и гало спиральных галактик. К населению типа II относятся также шаровые скопления.
Иногда для гипотетического класса объектов, относящегося к самой ранней стадии жизни Галактики (теперь полностью исчезнувшего), употребляется термин "население типа III". 

звездное облако 
Область неба, в частности, в Млечном Пути, где близко друг к другу расположено большое количество звезд, что создает впечатление облака 

звездное скопление 
Группа физически связанных звезд, предположительно имеющих общее происхождение. Различают два основных типа скоплений — рассеянные скопления и шаровые скопления. Очень молодые звезды часто находятся в менее связанных группировках, называемых ассоциациями. 

звездные сутки 
Период вращения Земли относительно звезд (рассматриваемых в этом случае в качестве системы отсчета), формально определенный как интервал времени между двумя последовательными прохождениями равноденствия каталога (то есть нуля прямого восхождения). Длина звездных суток — 23 часа 56 мин. 4 сек. 

звездный атлас 
Собрание карт и схем, на которых показано положение звезд и других астрономических объектов на небесный сфере. 

звездный ветер 
Потеря массы звезды, происходящая в виде непрерывного оттока частиц. Звездный ветер с низкими скоростями оттока наблюдается у большинства холодных сверхгигантов. Такой ветер обнаруживается и в системах двойных звезд, где он порождает линии поглощения в спектре звезды-компаньона. Однако для самых горячих звезд скорость потери массы очень высока, и в течение своей жизни они могут потерять значительную часть первоначальной массы в виде звездного ветра (его скорость в этом случае достигает сотен и даже тысяч километров в секунду). 
См: солнечный ветер. 

звездный интерферометр Майкельсона 
Серия интерферометрических приборов, построенных A.A. Майкельсоном (1852-1931) для измерения диаметров звезд, которые не могут быть измерены непосредственно с помощью наземных телескопов. В самом простом варианте объектив телескопа закрывается экраном с двумя отверстиями. Если бы звезда была точечным источником света, то изображение имело бы вид круга, пересеченного темными полосами. Если же источник имеет конечный угловой диаметр a, то при определенном расстоянии между отверстиями полосы исчезнут, и этот факт можно использовать для определения a. При длине волны света l полосы исчезают, когда отверстия разделены расстоянием 1,22l/a. Хотя теоретически все достаточно просто, на практике возникают большие трудности. В самом успешном эксперименте в Маунт-Вилсоновской обсерватории Майкельсон использовал 2,54-метровый Телескоп Хукера, установив на его стойках пару зеркал так, чтобы иметь возможность изменять нужное расстояние. (На самом деле в этом эксперименте размер объектива телескопа не имел значения. Майкельсон использовал Телескоп Хукера только потому, что он был достаточно прочен, чтобы нести вес дополнительной конструкции.)
Звездный интерферометр Майкельсона применялся мало в связи с тем, что достаточную яркость имеют лишь несколько звезд. В результате были измерены угловые диаметры шести звезд, в том числе Бетельгейзе. 

звездный интрферометр Брауна-Твисса 
Интрферометр, разработанный Р. Хенбюри Брауном и Ричардом К. Твиссом для измерения угловых диаметров ярких звезд. Первые результаты были получены в 1956 г. Единственый прибор такого типа — тот, который они создали в Наррабрайской обсерватории в Австралии. Два коллектора потоков, каждый из которых состоит из нескольких сотен маленьких зеркал и имеет 6,5 метров в диаметре, были установлены на вагонетках на круговом пути радиусом 94 м. Интерферометр работал на длине волны 433 нм, а минимальный измеряемый диаметр составил около 0,0005 дуговой секунды. Было обследовано около сотни звезд, причем самая слабая имела звездную величину 2,5. Диаметры оценивались на основе анализа корреляции колебаний интенсивности в двух коллекторах световых потоков по отношению к расстоянию между ними. 

звездный каталог 
Сводка информации относительно звезд, обычно дающая для идентификации каждого объекта его положение и звездную величину вместе с физическими или наблюдательными данными того или иного вида. Каталоги могут содержать все звезды в диапазоне до некоторого предела звездных величин или звезды, отобранные по некоторому признаку (например, звезды, принадлежащие к двойным системам). 

Звездный каталог SAO 
Звездный каталог Смитсоновской астрофизической обсерватории. Этот генеральный каталог содержит 259000 звезд до 9-й звездной величины. Он был издан в 1966 г.; эпоха приведенных положений звезд- 1950.0. 

Звездный каталог-путеводитель 
Каталог 18819291 небесных объектов, созданный для Космического телескопа “Хаббл” в качестве базы данных. Это самый большой из когда-либо составленных каталогов небесных объектов. Он включает 15 миллионов звезд и свыше трех миллионов галактик. 

звездный след 
Яркий штрих на фотографии ночного неба с длительной экспозицией, сделанной фотокамерой, в которой не предусмотрено отслеживание видимого движения звезд. Эти следы представлябит собой "удлиненные изображения" звезд при вращении Земли. 

звездотрясение 
Внезапный разлом во внешней коре нейтронной звезды, подобный землетрясению. "Звездотрясение" изменяет момент инерции вращающейся звезды, что приводит к резкому изменению ее периода, которое наблюдается как сбой. 

звезды типа T Тельца 
Тип очень молодых звезд на ранней стадии эволюции, в которых все еще продолжается процесс уплотнения. Сама звезда T Тельца является нерегулярной переменной и лежит в пределах темного облака пыли в созвездии Тельца.
Все звезды типа T Тельца изменяется нерегулярно. Их линейчатые cпектры поглощения показывают, что поверхностные температуры находятся в диапазоне 3500-7000 K. Такие звезды обнаружены в плотных межзвездных облаках, обычно недалеко от молодых O- или B-звезд главной последовательности, однако звезды типа T Тельца гораздо ярче звезд главной последовательности той же температуры. В их спектрах присутствуют также сильные эмиссионные линии, обязанные своим происхождением разреженной оболочке вокруг звезды.
По сильному инфракрасному излучению, которое характерно для звезд типа T Тельца, было идентифицировано довольно много таких звезд, особенно в пылевом облаке Ро Змееносца. Рассеянные группы звезд типа T Тельца известны как T-ассоциации.
У звезд типа T Тельца обнаружены сильные биполярные оттоки со скоростями в несколько сотен километров в секунду. Там, где этот поток сжимает и нагревает межзвездный газ, появляются светящиеся туманности, наблюдаемые как объекты Хербига-Аро. 

звезды типа U Близнецов 
См: карликовая новая. 

зеленый луч 
Явление, которое может наблюдаться в момент захода Солнца над чистым горизонтом, особенно над морем. В результате преломления света в земной атмосфере последний видимый фрагмент Солнца, погружаясь ниже горизонта, кажется "вырвавшимся на свободу" и перед исчезновением наблюдается в виде мгновенной зеленой вспышки. Явление многократно регистрировалось как визуально, так и фотографически. 

Земля 
Третья планета от Солнца. С точки зрения астрономии, Земля принадлежит к группе земных планет, которая включает также Меркурий, Венеру и Марс. Земля часто сравнивается именно с этой группой, а также с Луной, поскольку их происхождение, структура и эволюция одинаковы.
Земля занимает промежуточное место по плотности атмосферы между Венерой и Марсом. Она уникальна в том отношении, что обладает обширными запасами жидкой воды. Сложное взаимодействие между океаном, атмосферой и планетарной поверхностью определяет ее энергетический баланс и температурный режим. Облачный покров обычно закрывает около 50% поверхности, и теплота, остающаяся внутри атмосферы ( парниковый эффект), поднимает среднюю температуру более чем на 30 градусов.
Состав атмосферы в настоящее время: 77% молекулярного азота, 21% молекулярного кислорода, 1% паров воды воды и 0,9% аргона. Углекислота — наиболее важная следовая компонента атмосферного воздуха. Высокая концентрация кислорода (возникшая примерно 2000 млн. лет назад) является прямым результатом существования растений. Присутствие кислорода позволило сформироваться в верхних слоях атмосферы озонному слою, который экранирует поверхность планеты от солнечного ультрафиолетового излучения, вредного для жизни.
Земля — единственая из главных планет, которая достоверно является геологически активной. Крупномасштабные детали ее поверхности возникли в процессе создания, относительного движения, взаимодействия и разрушения небольшого числа (порядка десяти) корковых плит, составляющих литосферу планеты, которые скользят по лежащей ниже менее жесткой астеносфере. Столкновения плит приводят к появлению гор, а по границам плит лежат зоны сейсмической активности.
Характер распространения сейсмических волн, возникающих во время землетрясений, позволяет судить о внутренней структуре Земли. В ее середине имеется металлическое ядро, состоящее из расплавленного железа и никеля, возможно с твердым центром. Температура в центре Земли — около 4000°C. Ядро окружено силикатной мантией. Кора имеет толщину около 10 км под океанами и примерно 30 км там, где расположены континенты.
По планетарным понятиям поверхность Земли очень молода. Базальтовые породы, формирующие дно океанов, — одни из самых молодых. Докембрийские щиты, которые занимают около 10% поверхности, самые старые и наиболее близкие к покрытой кратерами поверхности других планет. Погодные процессы сгладили на поверхности Земли все следы имевшихся на ней когда-то кратеров, за исключением лишь нескольких.
Наличие расплавленного металлического ядра приводит к появлению магнитного поля и магнитосферы Земли. Слой электрически заряженных частиц на высотах между 50 и 600 км представляет собой ионосферу. Перемещение заряженных частиц по магнитным силовым линиям к полярным областям на широтах от 60 до 75° приводит к появлению полярных сияний. Измерения со спутников показали, что Земля является интенсивным источником радиоволн в километровом диапазоне, хотя такие волны генерируются высоко и на уровне земной поверхности не обнаружены. 

земля (terra, мн. terrae) 
Обширный массив на планетарной поверхности. Светлые возвышенные области Луны иногда называются "землями" в отличие от более темных морей. 

земля Афродиты (Aphrodite Terra) 
Возвышенная область на поверхности Венеры, примерно эквивалентная по площади африканскому континенту 

земля Иштар (Ishtar Terra) 
Одна из главных возвышенных областей на планете Венера, сопоставимая по размерам с Австралийским континентом. В ее состав входят самые высокие горные пики на Венере — горы Максвелла. 

земное динамическое время 
См: динамическое время. 

зенит 
Точка небесной сферы, расположенная непосредственно над головой наблюдателя. Астрономический зенит формально определяется как пересечение отвесной линии с небесной сферой. Геоцентрический зенит — пересечение с небесной сферой линии, идущей от центра Земли через точку положения наблюдателя. Геодезический зенит находится на линии, нормальной к геодезическому эллипсоиду или сфероиду в точке положения наблюдателя. 

зенитная труба 
Телескоп с вертикальным наведением, предназначенный для позиционных измерений звезд, проходящих через зенит или находящихся вблизи него. 

зенитная часовая интенсивность (ЗЧИ) 
Гипотетическая интенсивность данного метеорного потока, с которой метеоры (яркостью выше звездной величины 6,5) наблюдались бы опытным наблюдателем в ясном небе, если бы радиант потока был расположен в зените. Чем ниже угол возвышения радианта, тем ниже наблюдаемая интенсивность. В первом приближении можно считать, что отношение наблюдаемой интенсивности к зенитной равно синусу угла возвышения радианта. 

зенитное расстояние 
Угловое расстояние от зенита до заданной точки на небесной сфере, измеренное по большому кругу. 

зеркало 
Элемент оптической системы, предназначенный для отражения света или других типов электромагнитного излучения.
Высокая степень точности и отражательной способности, необходимая для астрономических зеркал в оптических телескопах, достигается шлифовкой и полировкой стекла до получения нужной формы. Затем поверхность покрывается тонким слоем алюминия. Раньше вместо алюминия использовалось серебро, но оно оказалось менее стойким и окисляется быстрее, чем алюминий.
Если свет падает на границу стекло/воздух, то часть его отражается, часть проходит , а часть поглощается. Зеркала предназначены для того, чтобы отражалась максимально возможная часть падающего потока. 
Сильное внутреннее отражение может происходить на поверхности стеклянной призмы. Это явление используется, например, в призматических биноклях. 

Зигена 
Астероид 386 диаметром 204 км, открытый в 1894 г. Максом Вольфом. 

зимнее солнцестояние 
См: солнцестояние. 

Змееносец (Ophiuchus) 
Большое созвездие, расположенное по обе стороны небесного экватора. Входило в перечень 48 созвездий, внесенных Птолемеем (ок. 140 г. н.э.) в его знаменитый список. Мифологическая фигура, держащая змею, иногда отождествляется с врачевателем Эскулапом. Хотя созвездие Змееносца традиционно и не относится к зодиакальным, через его южную часть проходит эклиптика. Созвездие содержит пять звезд второй звездной величины и семь — третьей. В созвездии Змееносеца находится Звезда Барнарда. 

Змея (Serpens) 
Одно из 48 созвездий, внесенных в список Птолемея (ок. 140 г. н.э.). Это созвездие уникально в том отношении, что оно разделено на две части, лежащие по обе стороны от созвездия Змееносца. Одна из частей называется Головой Змеи (Serpens Caput), а другая — Хвостом Змеи (Serpens Cauda). В целом созвездие Змеи содержит девять звезд ярче 4-й звездной величины. 

зодиак 
Пояс из двенадцати созвездий, через который проходит эклиптика — путь Солнца на небесной сфере. В число этих созвездий входят Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей и Рыбы. Хотя раньше эклиптика проходила только через эти двенадцать созвездий, в настоящее время из-за влияния прецессии и в результате уточнения границ созвездий оказалось, что она проходит также через тринадцатое созвездие — Змееносца.
Поскольку орбиты всех планет, кроме Плутона, лежат почти в одной плоскости, видимые пути планет всегда остаются в пределах зодиакальных созвездий или близки к ним.
В астрологии зодиак традиционно разделяется на двенадцать равных 30-градусных частей, каждая из которых связывается с определенным "знаком Зодиака", однако точного соответствия астрономическим созвездиям, которые имеют неодинаковые размеры, у этих частей нет. Влияние прецессии приводит к дальнейшему увеличению несоответствия между истинным положением Солнца и астрологическими знаками. 

зодиакальная полоса 
См: зодиакальный свет. 

зодиакальное пылевое облако 
Разреженное плоское облако из силикатных пылевых частиц во внутренней части Солнечной системы. Предполагается, что оно образовалось из вещества комет и в результате столкновений космических тел в поясе астероидов. 

Зодиакальный каталог (ZC) 
Популярное название каталога 3539 ярких звезд, лежащих не далее 8° от эклиптики. Он был составлен Джеймсом Робертсоном и издан в 1940 г. как Том X, Часть II Астрономических статей, подготовленных для Американского эфемеридного и навигационного альманаха. Каталог включает все звезды ярче звездной величины 7,0 и 313 звезд до звездной величины 8,5. Он используется, в частности, для расчета положений звезд при предсказании и анализе покрытий. 

зодиакальный свет 
Слабый конус света в плоскости эклиптики, видимый в небе в ясные безлунные ночи на западе (после заката) или на востоке (непосредственно перед восходом Солнца). Он вызывается рассеянием солнечного света частицами пыли микронных размеров в зодиакальном пылевом облаке в плоскости Солнечной системы. Очень слабый зодиакальный свет наблюдается вокруг всей эклиптики, так что это явление иногда называют зодиакальной полосой. В направлении, прямо противоположном Солнцу, наблюдается усиление зодиакального света. В этом случае явление называют противосиянием. 

Золотая Рыба (Dorado) 
Южное созвездие, введенное, вероятно, мореплавателями XVI в. и включенное Иоганном Байером в его атлас "Уранометрия", изданный в 1603 г. Звезды этого созвездия незаметны, но на его южной границе с созвездием Столовой Горы лежит Большое Магелланово Облако. 

зона избегания 
Область неба около плоскости Млечного Пути, где поглощение межзвездной пылью настолько велико, что нельзя увидеть ни одной галактики. 

Зонд 
Одна из серий советских автоматических межпланетных станций, запущенная в 1963-1970 гг. "Зонд-1 и -2" пролетели вблизи Венеры и Марса соответственно, но на Землю данных не передали. "Зонд-3" в 1965 г. сфотографировал обратную сторону Луны. "Зонд-4" потерпел неудачу. "Зонд-5, -6, -7 и -8" совершили облеты Луны с возвращением на Землю. 

зонд "Гюйгенс" 
См: проект "Кассини". 

Зонд космического фона 
Астрономический спутник "COBE" (COBE — Cosmic Background Explorer), запущенный NASA в 1989 г. В его задачи входило сканирование неба и картирование диффузных источников излучения дальнего инфракрасного и миллиметрового диапазона. С его помощью была измерена температура космического фонового излучения, которая оказалась равной 2,73 K, и было подтверждено, что это излучение по своему происхождению является полностью тепловым излучением в соответствии с теорией "горячего" Большого Взрыва. На основе информации, полученной инфракрасными детекторами зонда, была составлена карта распределения пыли в Млечном Пути. 

Зонд крайнего ультрафиолета 
Орбитальный космический аппарат (EUVE — Extreme Ultraviolet Explorer), запущенный NASA в 1992 г. с целью картирования всего неба в диапазоне коротких ультрафиолетовых волн (7-76 нм) и выполнения высокочувствительных наблюдений в ограниченных областях неба. 
См: ультрафиолетовая астрономия. 

Зоннебергская обсерватория 
Научно-исследовательский институт в окрестностях немецкого города Зоннеберга в Тюрингии, известный, в частности, проведенными там поисками переменных звезд. Обсерватория была открыта в 1925 г.

Ивар 
Астероид 1627 диаметром 6,2 км, открытый Эйнаром Герцшпрунгом в 1929 г. Член группы Амура. 

ИГГ 
Сокр. "испаряющаяся газообразная глобула". ИГГ — сжатый газовый шар, окружающий звезду в процессе образования; она становится видимой, когда окружающий ее менее плотный газ рассеивается под действием ультрафиолетового излучения. 

Ида 
Астероид 243, член семейства Корониды, размерами 58 × 23 км. Крупноплановые изображения Иды были получены АМС "Галилео" 28 августа 1993 г. при полете к Юпитеру. "Галилео" обнаружил, что Ида имеет маленький спутник, впоследствии названный Дактилем, размерами около 1,6 × 1,2 км. Наблюдения орбитального движения Дактиля позволили определить, что плотность Иды составляет 2,2 — 2,9 г/см3. Состав обоих тел не идентичен, из чего следует, что система могла возникнуть в результате столкновения и разлома больших тел, из которых образовалось семейство Корониды. Поверхность обоих тел сплошь покрыта кратерами. 

Идальго(Гидальго) 
Астероид 944 диаметром 40-60 км, открытый в 1920 г. Вальтером Бааде. Он движется по сильно вытянутой эллиптической орбите от главного пояса астероидов (2 а.е. от Солнца) за пределы орбиты Сатурна (9,7 а.е.). Орбита наклонена к плоскости Солнечной системы на относительно острый угол , равный 42°. Уникальные особенности его орбиты привели некоторых астрономов к мысли, что Идальго может быть "мертвым" кометным ядром. 

иерархическая Вселенная 
Модель Вселенной, в которой аналогичные объединительные процессы идут на всех уровнях: звезды образуют галактики, галактики образуют скопления, которые в свою очередь образуют сверхскопления, и т. д. Современные наблюдения говорят о том, что объединения галактик реализуются в масштабе порядка 150 млн. световых лет. В более крупном масштабе Вселенная представляется в среднем равномерно населенной. 

избыток цвета 
Разность между наблюдаемым показателем цвета звезды и ее истинным показателем цвета, который соответствует ее спектральному классу. Избыток цвета характеризует величину покраснения, испытываемого светом звезды при прохождении через межзвездную пыль. Такое покраснение происходит из-за того, что голубой свет рассеивается и поглощается в большей степени, чем красный. 

изверженная порода 
Горная порода, образовавшаяся непосредственно из расплавленной массы в результате охлаждения и отвердевания. 

извилина (flexus, мн. flexi) 
Тип изогнутой линейной детали на поверхности Европы. 

излучение абсолютно черного тела 
Излучение, испускаемое абсолютно черным телом. Зависимость интенсивности излучения от длины волны определяется только температурой тела. Эта зависимость часто называется функцией Планка (по имени физика Макса Планка, который впервые ее сформулировал). Функции Планка имеют холмообразный вид с хорошо заметным пиком (см. иллюстрацию). Длина волны, на которой возникает пик, уменьшается с увеличением температуры абсолютно черного тела так, что произведение двух величин — длины волны, на которой имеется максимум, и абсолютной температуры — постоянно. Общая сумма энергии, испускаемой абсолютно черным телом, пропорциональна произведению площади его поверхности и четвертой степени температуры (T4). 

изображение в условных цветах 
Визуальное представление изображения, при котором цвета не соответствуют тем, которые были бы восприняты нормальным человеческим глазом в естественных условиях. В астрономии условные цвета используются для усиления контрастности изображения и выявления деталей, которые иначе было бы трудно увидеть. Условные цвета используются также для получения визуального представления результатов наблюдений, проведенных в диапазонах волн, отличающихся от видимого света. 

изотропия 
Сохранение свойств объекта независимо от направления. Жидкая вода обладает изотропией, а снежинка, которая имеет шестиосевую симметрию, — нет. Предполагается, что Вселенная, рассматриваемая в самом большом масштабе, является изотропной. Высокоточные наблюдения показали, что она расширяется изотропно. Кроме того, изотропно и космическое фоновое излучение. 

изофота 
Линия, соединяющая точки с равной световой интенсивностью на карте распределения яркости, например, некоторой области неба 

ИК 
Сокр. инфракрасный. 
См: электромагнитное излучение, инфракрасная астрономия. 

Икар 
Астероид 1566 диаметром 1,4 км, открытый в 1949 г. В. Бааде. Член группы Аполлона, имеет эллиптическую орбиту с самым большим эксцентриситетом и подходит к Солнцу ближе, чем Меркурий. 

иммерсия 
Исчезновение звезды, планеты, луны или другого тела в начале покрытия или затмения. 

инвариантная плоскость 
Плоскость, которая включает центр масс Солнечной системы и расположена под прямым углом к {= >} вектору момента количества движения (т. е. к оси вращения Солнечной системы). Эта плоскость представляет собой основную плоскость в вычислениях, связанных с динамикой Солнечной системы. 

Индеец (Indus) 
Малозаметное южное созвездие, представляющее коренного жителя Америки. Было включено в звездный атлас Иоганна Байера 1603 г. Созвездие не содержит звезд ярче 3-й звездной величины. 

индекс активности 
Любой из показателей, описывающих состояние солнечной активности в данное время. Индексы, используемые для измерения солнечной активности, включают число Вольфа (число солнечных пятен), размер общей площади, покрытой солнечными пятнами на видимом диске, и K- флоккульный индекс, введенный для оценки размера и яркости флоккул. Кроме того, в качестве показателя солнечной активности используется общая интенсивность радио- и рентгеновского излучения Солнца. 

Индексный каталог (IC) 
Приложение к Новому генеральному каталогу туманностей и звездных скоплений (NGC), составленное и изданное Й. Дрейером в двух частях в 1895 и 1908 гг. 

инсоляция 
Количество энергии, получаемой от Солнца на единицу площади в единицу времени. 

Институт Герцберга 
Астрофизическая исследовательская организация Национального исследовательского совета Канады. 
См: Астрофизическая обсерватория Доминиона. 

Институт миллиметровой радиоастрономии (IRAM) 
Совместный проект Франции, Германии и Испании в области миллиметровой астрономии. Институт эксплуатирует 30-метровую параболическую антенну в горах Сьерра-Невада в Испании и четырехантенный интерферометр, расположенный во Франции южнее Гренобля. 

Интерамния 
Астероид 704 диаметром 338 км, открытый в 1910 г. В. Черулли. Это шестой по величине из известных астероидов. 

интерференционный фильтр 
Фильтр, в котором для селективной передачи света в узком диапазоне длин волн используется явление интерференции в тонкой пленке. 
См: интерферометр. 

интерферометр 
В астрономии — инструмент, в котором электромагнитное излучение от некоторого небесного объекта принимается по двум (или больше) направлениям с различными длинами пути, а затем складывается, образуя интерференционную картину.
Любая электромагнитная волна характеризуется амплитудой (т.е. максимальной величиной) и фазой (положением текущей точки волны по отношению к точке максимума). Если два световых луча от одного точечного источника проходят немного различающимися путями и затем складываются, то возникает характерная интерференционная картина. Там, где две серии волн совпадают по фазе, они усиливают друг друга и на картине появляются яркие участки. Там же, где они оказываются в противофазе и гасят друг друга, — темные.
В астрономических интерферометрах этот физический принцип используется для увеличения разрешающей способности. Изображение звезды, например, является диском, а не точечным источником. При использовании пары зеркал можно наложить интерференционные картины друг на друга так, что происходит "критическое разрешение". Интерференционная картина исчезает, потому что яркие интерференционные полосы от одного края диска совпадают с темными полосами от другого края. Впервые этот принцип был успешно применен в астрономии в звездном интерферометре Майкельсона. В базовой радиоинтерферометрии телескопы используются парами, а получающиеся в результате интерференционные картины анализируются с применением компьютеров.
Используя в интерферометре больше двух элементов (например, зеркал или антенн), карты или изображения с высоким разрешением можно получить на основе метода, называемого синтезом апертур.
В течение десятилетий интерферометрия была одной из основных методик наблюдений в радиоастрономии, но сравнительно недавно она стала применяться в инфракрасном и оптическом диапазонах волн. Был введен в действие ряд инструментов для оптической интерферометрии, таких как Кембриджский оптический телескоп синтеза апертур в Великобритании и Оптический интерферометр военно-морского типа в США. Кроме того, в нескольких проектах строительства очень больших телескопов была предусмотрена возможность использования и оптической интерферометрии. Среди них можно указать Обсерваторию Кека, Очень большой телескоп и Большой бинокулярный телескоп. 
См: радиоинтерферометр, интерферометрия с очень большой базой. 

интерферометр интенсивности 
См: звездный интерферометр Брауна-Твисса. 

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

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

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

интерферометрия с очень большой базой (VLBI) 
Метод радиоастрономии, который предусматривает эффективное использование {= >} радиоинтерферометра, в котором составляющие антенны разделены очень большими расстояниями, обычно порядка тысячи километров. Антенны не имеют между собой электрической или микроволновой связи. Вместо этого на каждой станции наблюдения видеосигналы регистрируются на магнитной ленте вместе с очень точными отметками времени. Позже ленты с каждой станции собираются вместе и воспроизводятся для окончательного анализа. Этот метод обеспечивает чрезвычайно точное позиционирование радиоисточников с разрешением до нескольких дуговых миллисекунд (но не составление радиокарт) и прямое измерение {= >} континентального дрейфа. Антенны можно разнести на расстояние, превышающее диаметр Земли, если радиотелескопы вывести на околоземную орбиту и использовать их совместно с наземными телескопами. Запуск японского спутника "HALCA" (первоначально известного как "MUSES-В") в феврале 1997 г. завершил первый этап в развитии международного проекта VSOP (VSOP — VLBI Space Observatory Programme, т.е. Программа космической обсерватории VLBI). "HALCA" представляет собой зонтичную антенну диаметром 8 м, которая находится на эллиптической орбите и обеспечивает базу, равную трем диаметрам Земли 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

иррадиация (фотографий) 
Расплывчатость фотографического изображения, возникающая в результате рассеяния света внутри эмульсионного слоя. 

иррадиация (оптическая) 
Оптическая иллюзия — кажущееся увеличение размеров ярких объектов, находящихся на темном фоне. 

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

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

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

Исследовательский центр им. Эймса 
Научно-исследовательское учреждение NASA, расположенное недалеко от Сан-Франциско. 

истинная аномалия 
См: аномалия. 

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

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

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

Йерксская обсерватория 
Обсерватория в Уильямс Бэй (штат Висконсин, США), которая принадлежит Факультету астрономии и астрофизики Чикагского университета. Размещенный в обсерватории телескоп — самый большой из существующих рефракторов (диаметр линзы объектива 1,0 м). Он был построен в1895-1897 гг. и известен как "40- дюймовый телескоп".
Этот телескоп в значительной степени был "детищем" Джорджа Эллери Хейла, который позже приложил много сил для создания 2,5-метрового Телескопа Хукера в Маунт-Вилсоновской обсерватории и 5,0-метрового телескопа в Паломарской обсерватории. Вместе с Уильямом Рейни Харпером он убедил чикагского миллионера Чарлза Йеркса финансировать проект. Часть компонентов телескопа (в том числе объективы) были уже изготовлены для другого проекта, который остался неосуществленным. Механические детали были изготовлены фирмой "Уорнер и Суэйси" (Кливленд, Штат Огайо).
Здание обсерватории, построенное архитектором Генри И. Коббом, известно своей изысканностью. "40- дюймовый телескоп" все еще используется в некоторых исследовательских программах. 

Йоко 
Название, которое после запуска в августе 1991 г. получил японский астрономический спутник, первоначально имевший обозначение "Солар-A". Его главной целью было изучение рентгеновского и гамма-излучения солнечных вспышек и других проявлений солнечной активности.

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

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

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

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

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

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

комета Биелы (3D/Биелы) 
Комета девятнадцатого века, известная тем, что перед полным исчезновением разделилась на две части. Комета была открыта в 1772 г. Монтенем из Лиможа. Когда она была вновь обнаружена В. фон Биелой в 1826 г., ее орбита была вычислена достаточно точно, так что удалось идентифицировать два ее предыдущих появления. Период оказался равным 6,6 года. При появлении кометы в 1846 г. она уже была разделена на две части. К 1852 г. две половины находились на расстоянии более двух миллионов километров, но двигались по одной и той же орбите. После этого их никогда не видели.
Отдельные световые явления отмечались как до, так и после разделения кометы. С кометой Биелы связан ноябрьский метеорный дождь ( Андромедиды). 

комета Веста (C/1975 V1) 
Яркая, видимая невооруженным глазом комета, которая появилась в 1975 г. Ее хвост покрывал большую треугольную область неба, а ядро проявляло признаки необычной активности, распавшись на четыре части вскоре после прохождения перигелия. 

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

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

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

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

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

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

комета Клинкенберга 
См: Комета Де Шезо (Чезо). 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Компактный массив 
См: Телескоп "Австралия". 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Кордовский каталог (CD, Cordoba Durchmusterung) 
Каталог, содержащий 578802 южных звезд до 10-й величины, который был составлен в 1892-1914 гг. коллективом Кордовской обсерватории под руководством Х.М.Томе (1843-1908). Диапазон склонений (от -2° до -22°) был выбран так, чтобы дополнить Боннский каталог (Bonner Durchmusterung). 

кориолисова сила 
Сила, действующая на движущийся объект, который наблюдается во вращающейся системе координат. Например, снаряд, выпущенный точно на север из некоторой точки северного полушария, приземлится немного восточнее своей цели. 

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

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

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

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

Королевский астроном 
В прошлом — титул руководителя Королевской Гринвичской обсерватории в Великобритании. Начиная с 1972 г., почетное звание, присуждаемое выдающемуся астроному, не обязательно руководителю Королевской обсерватории.

Королевские астрономы 
Джон Флемстид 1675-1719 
Эдмунд Галлей 1720-1742 
Джеймс Брэдли 1742-1762 
Натаниель Блисс 1762-1764 
Невил Маскелайн 1765-1811 
Джон Понд 1811-1835 
Сэр Джордж Бидделл Эйри 1835-1881 
Сэр Уильям Кристи 1881-1910 
Сэр Фрэнк Уотсон Дайсон 1910-1933 
Сэр Гаролд Спенсер Джонс 1933-1955 
Сэр Ричард Вули 1956-1971 
Сэр Мартин Райл 1972-1982 
Сэр Франсис Грэхем-Смит 1982-1990 
Сэр Арнолд Вулфендейл 1991-1995 
Сэр Мартин Рис 1995- 

Королевское Астрономическое общество (RAS) 
Британская организация со штаб-квартирой в Лондоне, объединяющая профессиональных астрономов и геофизиков. Основана в 1820 г. Джоном Гершелем и другими видными астрономами и учеными того времени под названием "Астрономическое общество Лондона". В 1831 г. Общество получило Королевскую Хартию. В течение XIX в. членами Общества были и многие известные астрономы-любители, но теперь ситуация в значительной степени изменилась. RAS организует встречи и конференции и издает научные журналы. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

космическая пыль 
См: межпланетная пыль, межзвездная пыль. 

космическая струна 
Гипотетический дефект в структуре пространства-времени в форме бесконечной линии или замкнутой кривой, возникающий как следствие теории "Великого объединения".
Толщина космических струн должна была бы составлять 10-31 м, а их плотность — около 10 млн. солнечных масс на световой год. Эти "трубчатые" энергетические структуры могли возникнуть в ранней Вселенной, сыграв важную роль в формировании скоплений галактик. Свидетельств существования космических струн, которые были бы основаны на реальных наблюдениях, нет. 

космическая цензура 
Гипотеза, возникшая при математического описании черных дыр, согласно которой сингулярность всегда скрыта от внешнего наблюдателя его горизонтом событий. Сингулярность не может быть непосредственно обнаружена, если наблюдатель находится с "внешней" стороны своего горизонта событий. Если Большой Взрыв начался в сингулярности, то эта сингулярность для нас открыта, и мы можем в принципе видеть ее, потому что находимся “внутри”. 

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

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

космический год 
Время одного оборота Солнца вокруг центра Галактики (около 220 млн. лет). 

космический телескоп 
Телескоп, выведенный на околоземную орбиту, лежащую выше атмосферы. 
См: Космический телескоп "Хаббл". 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

космография 
Описание распределения объектов во Вселенной. 

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

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

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

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

КОСМОС (COSMOS) 
Ранняя версия аппаратуры "CуперКОСМОС". 

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

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

коэффициент отражения 
См: коэффициент отражения по нормали. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

кратер Берринджера 
См: Аризонский метеоритный кратер. 

Кратер Метеор 
См.: Аризонский метеоритный кратер. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

лазерные измерения 
См.: спутниковые лазерные измерения. 

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

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

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

лацертид 
См.: объект типа BL Ящерицы. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

летучее вещество 
Вещество, которое легко испаряется. 

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

лимб 
Самый край видимого диска небесного тела — например, Солнца, Луны или планеты. 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

линия K 
См.: фраунгоферовы линии. 

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

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

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

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

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

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

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

литосидерит 
Альтернативное название железо-каменного метеорита. 

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

личное уравнение 
Систематическая ошибка в наблюдениях, вносимая конкретным индивидуумом. 

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

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

Локи (Loki) 
Вулканический центр на Ио, который находился в активном состоянии во время пролетов АМС "Вояджер-1" и "Вояджер-2" в 1979 г. 

Луна 
Единственный естественный спутник Земли. Изучение и составление карты поверхности Луны активно проводилось как с Земли, так и с космических аппаратов. Данные, полученные АМС "Вояджер"при полетах к Юпитеру, Сатурну и Урану, подтвердили, что Луна является типичным для Солнечной системы естественным спутником. Ее изрытая кратерами поверхность — бесплодный мир без воды и без атмосферы. В этом непосредственно убедились американские астронавты, которые в 1969-72 гг. высаживались на поверхность Луны в ходе программы "Аполлон". 
Благодаря приливным силам Луна всегда обращена к поверхности Земли одной стороной, за исключением незначительного эффекта либрации. По мере того, как Луна в течение месяца обращается вокруг Земли, происходит знакомый всем цикл смены фаз. Луна светит только отраженным солнечным светом. С Земли видна лишь часть освещеной стороны Луны, которая в течение периода обращения Луны непрерывно изменяется из-за изменения относительной конфигурации Земли, Луны и Солнца.
На обращенной к Земле стороне Луны различают два основных типа поверхности: более светлые возвышенные области (или "земли"), сильно изрытые кратерами, и более темные и не столь богатые кратерами "моря". Моря имеют примерно округлые очертания, поскольку они образовались на ранних стадиях истории Луны в результате ударных воздействий больших метеоритов. В дальнейшем характер поверхности формировался выбросами. Значительные пространства на Луне покрыты веществом, выброшенным из больших бассейнов — Дождей и Восточного. 
Происхождение Луны не выяснено, но как отдельное тело она существует около 4500 млн. лет. На раннем этапе жизни Луны ее вещество разогрелось и расплавилось. По мере охлаждения образовалась кора, которая под ударами большого числа метеоритов покрылась многочисленными кратерами, самые обширные из которых превратились в морские бассейны. Впоследствии они заполнились темными базальтовыми лавами. Существенная вулканическая деятельность прекратилась, по крайней мере, 2000 млн. лет назад.
На обратной стороне Луны (в отличие от обращенной к Земле) больших заполненных лавой морей нет. 

Луна 
Ряд советских космических зондов, направленных к Луне в 1963-1976 гг. Первые три из них получили название "Лунник". "Луна-9" в январе 1966 г. совершила первую мягкую посадку на Луне в океане Бурь. "Луна-10" в марте 1966 г. стала первым орбитальным спутником Луны. "Луна-16" в сентябре 1970 г., а затем "Луна-20" в 1972 г. и последняя в этой серии " Луна-24" в августе 1976 г. доставили на Землю образцы лунного грунта. "Луна-17 и -21" доставили на поверхность Луны луноход — подвижное транспортное средство для перемещений по ее поверхности. Успешными были также полеты "Луны-11, -12 и -13" (1966 г.), "Луны-14" (1968 г.), "Луны-19" (1971 г.) и "Луны-22" (1974 г.). 

луна 
Естественный спутник. 

Лунар Орбитер ("Лунный орбитальный аппарат") 
Серия американских лунных зондов, запущенных в 1966 и 1967 гг. с целью картирования Луны и определения подходящих мест для посадки пилотируемых кораблей по программе "Аполлон". Это было первое систематическое исследование поверхности Луны, и все пять полетов серии были очень успешными. Для фотографирования использовалась обычная фотографическая пленка, которая автоматически проявлялась на борту и сканировалась с тем, чтобы информация могла передаваться на Землю. 

Лунар Проспектор ("Лунный наблюдатель") 
Космический аппарат NASA, запущенный в ноябре 1997 г. Планируется, что он проведет один год на орбите вокруг Луны с целью картирования химического состава лунной поверхности и магнитного поля и поля тяготения Луны. 

лунация 
Полный цикл фаз Луны, который занимает один синодический месяц, равный 29,53059 суток. 

Лундская обсерватория 
Обсерватория в Швеции, основанная в 1672 г. Существующие здания в центре г. Лунд построены в 1867 г. Станция наблюдения теперь расположена в 18 км от Лунда, а ее главный инструмент — 61- сантиметровый рефлектор. 

Лунник 
Название первых трех лунных зондов, запущенных в Советском Союзе в январе, сентябре и октябре 1959 г. "Лунник-1" прошел около Луны на расстоянии 5000 км. "Лунник-2" потерпел катастрофу около кратера Архимед, но "Лунник-3" передал на Землю первые изображения обратной стороны Луны. Последующие зонды этой серии имели название "Луна", причем серия начиналась с "Луны-4". 

лунно-солнечная прецессия 
См.: прецессия. 

лунное затмение 
См.: затмение. 

лунный вездеход (LRV) 
Питаемое от батарей транспортное средство для перемещения по поверхности Луны, использованное в трех последних проектах программы "Аполлон" ("Аполлон-15, -16 и -17"). Вездеходы были доставлены на Луну, поскольку в предыдущих полетах астронавты испытывали трудности из-за отсутствия хороших средств передвижения. Общая протяженность поездок, совершенных астронавтами "Аполлона-15, -16 и -17", составила соответственно 28, 27 и 35 километров. 

лунный параллакс 
Средняя величина экваториального горизонтального параллакса Луны (суточный параллакс), которая равна 3422,45 дуговых секунды. 

Луноход 
Автоматизированное транспортное средство, доставленное на поверхность Луны в ходе двух советских беспилотных полетов ("Луна-17 и -21"). "Луноход-1" был доставлен "Луной-17" в западную часть моря Дождей 17 ноября 1970 г. и использовался в течение 10 месяцев. "Луноход-2" был высажен с "Луны-21" в восточной части моря Ясности 16 января 1973 г., где работал в течение четырех месяцев. Общее пройденное расстояние составило 10,5 и 37 км соответственно. "Луноход" имел восемь колес и был оборудован фотокамерами, системой связи, лазерным отражателем, магнитометром, солнечными батареями и датчиками космических лучей. 

луч 
Светлая линейная деталь на поверхности небесных тел, простирающаяся в радиальном направлении от кратера. Так, многие лунные кратеры окружены обширными и заметными системами лучей, которые можно обнаружить на полном диске Луны невооруженным глазом. Системы лучей связаны с самыми молодыми кратерами, например, с кратерами Тихо и Коперник. Такие системы могут быть образованы породами, выброшенными на поверхность при недавних ударных воздействиях; они отражает больше света, чем старые поверхности, в течение миллионов лет подвергавшиеся эрозии. Другая точка зрения состоит в том, что лучи образованы выбросами стекловидной массы с большим коэффициентом отражения.
Лучи обнаружены у кратеров на некоторых других телах Солнечной системы. 

луч (2) 
Область неба, наблюдаемая в некоторый момент радиотелескопом. 

лучевая скорость 
Скорость объекта относительно наблюдателя, измеренная вдоль луча зрения. Чтобы определить истинную скорость объекта в пространстве, необходимо знать также их скорость по направлению, перпендикулярному к лучу зрения. Для звезд, галактик и других астрономических объектов определить лучевую скорость часто намного легче, чем "поперечную". Это объясняется наличием доплеровского эффекта. 
См.: собственное движение. 

лучистый перенос 
Процесс, посредством которого энергия электромагнитного излучения передается веществу, с которым это излучение взаимодействует. При лучистом переносе происходит непрерывное поглощение фотонов и их повторное излучение атомами вещества.
Попросту говоря, закон сохранения энергии означает следующее. Количество энергии, выделенной некоторым объектом, равно энергии, поступившей в него извне, плюс энергия, генерируемая в нем, минус энергия, поглощенная им. Это положение может быть записано математически, но воспользоваться такой записью будет трудно из-за сложности описания процессов взаимодействия между веществом и электромагнитным излучением. 

лучистое давление 
Давление потока фотонов на вещество, при котором происходит передача импульса. В астрономии лучистое давление существенно тогда, когда имеют место большие потоки излучения, например, во внешних слоях звезды. В межзвездной среде лучистое давление на зерна пыли может быть сильнее локального гравитационного поля. Так, в пределах Солнечной системы лучистое давление Солнца выталкивает самые маленькие частицы вещества вовне. 
См.: эффект Пойнтинга-Робертсона.