Связанные понятия
Звёздная величина ́ (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой m (от лат. magnitudo «величина, размер»). Обычно понятие применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии от рассматриваемого светила (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади. Таким образом, видимая звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть светимости), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем...
Видимая звёздная величина (m) — мера яркости небесного тела (точнее, освещённости, создаваемой этим телом) с точки зрения земного наблюдателя. Обычно используют величину, скорректированную до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина.
В фотометрии
нуль-пункт фотометрической системы определяется как отсчёт приёмника излучения, соответствующий нулевой видимой звёздной величине. Нуль-пункт используется для калибровки фотометрической системы по отношению к стандартной системе звёздных величин, поскольку принимаемый поток излучения различен для разных приёмников. Обычно Вегу используют в качестве объекта калибровки для определения нуль-пункта звёздных величин в отдельных полосах (U, B и V), хотя зачастую для большей точности используются...
Показатель цвета (в астрономии) — разность звёздных величин астрономического объекта, измеренных в двух спектральных диапазонах.
Фотометрическая система в астрономии — набор спектральных полос с хорошо определённой зависимостью чувствительности от длины волны. Чувствительность зависит от используемых оптических систем, детекторов и фильтров. Для каждой фотометрической системы определен набор первичных фотометрических стандартов — звёзд с «точно» известной звездной величиной в каждой полосе.
Болометрическая поправка (англ. Bolometric correction) — поправка, вносимая в абсолютную звёздную величину объекта для перевода визуальной величины в болометрическую. Для звёзд, излучающих большую часть энергии вне видимого диапазона, болометрическая поправка велика.
Преде́льная звёздная величина ́ (обозначаемая как Lm, от англ. Limiting magnitude) — наибольшая звёздная величина небесного объекта (соответствующая наиболее тусклым видимым объектам), доступная наблюдениям невооружённым глазом или с использованием того или иного оптического инструмента. Понятие используется в наблюдательной (в том числе любительской) астрономии для оценки состояния неба и условий наблюдений, а также является одной из характеристик телескопов и прочих оптических астрономических инструментов...
Астрономическая видимость характеризует размытость и мерцание астрономических объектов, например звёзд, возникающие вследствие локальной турбулентности в земной атмосфере, вызывающей колебания оптического показателя преломления. Состояние астрономической видимости в данное время в данном месте говорит о том, насколько земная атмосфера искажает свет звёзд, наблюдаемых в телескоп.
Потемнение диска к краю — оптический эффект при наблюдении звёзд, включая Солнце, при котором центральная часть диска звезды кажется ярче, чем край или лимб диска. Понимание данного эффекта позволило создать модели звездных атмосфер с учетом подобного градиента яркости, что способствовало развитию теории переноса излучения.
Фото́метр — прибор для измерения каких-либо из фотометрических величин, чаще других — одной или нескольких световых величин.
Ускорение расширения Вселенной — обнаруженное в конце 1990-х годов уменьшение светимости экстремально удалённых «стандартных свечей» (сверхновых типа Ia), интерпретированное как ускорение расширения Вселенной.
Подробнее: Ускоряющаяся Вселенная
Смещение Малмквиста (сдвиг Малмквиста) — эффект в наблюдательной астрономии, приводящий к преимущественному обнаружению объектов с высокой светимостью. Впервые данный эффект описал в 1922 году шведский астроном Гуннар Малмквист (1893–1982), подробно исследовавший данное явление в 1925 году. В статистике данное смещение является систематической ошибкой и влияет на результаты обзоров в выборках, ограниченных по видимой звёздной величине, в которые не попадают звёзды, видимые звёздные величины которых...
Интерферо́метр интенси́вности (также корреляционный интерферометр) — устройство, измеряющее коэффициент корреляции интенсивности излучения двумя пространственно разнесёнными приёмниками. Используется обычно для определения угловых размеров астрономических объектов.
Наблюдательная астрономия — область астрономии, связанная с получением наблюдательных данных о небесных объектах с применением телескопов и других астрономических приборов.
Динамический параллакс — метод определения параллакса и расстояния до визуально-двойной звезды, использующий сведения о массах компонентов двойной звезды, радиус орбиты и период обращения звёзд по орбите.Для определения расстояния до визуально-двойной звезды необходимо измерить угловую величину большой полуоси орбиты звезд и видимую звёздную величину. Применяя третий закон Кеплера в обобщённом виде, согласно которому произведение полной массы двойной системы и квадрата орбитального периода пропорционально...
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина, спектр — светимость) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звёзды на этой диаграмме образуют хорошо различимые участки.
Ультраяркие рентгеновские источники (англ. Ultraluminous X-ray source, ULXs) — небесное тело с сильным излучением в рентгеновском диапазоне (1039–1042 эрг/с в диапазоне 0,5–100 кэВ), квазипериодическим на масштабе порядка 20 с, шкала переменности от нескольких секунд до нескольких лет. Если предположить, что излучение изотропно, то для согласования с эддингтоновской светимостью, необходимо, чтоб масса гравитирующего тела была 10'000 Mʘ.
Абсолютная звёздная величина — физическая величина, характеризующая светимость астрономического объекта. Для разных типов объектов используются разные определения абсолютной величины.
Фотометри́ческая величина ́ (др.-греч. φῶς, род. п. φωτός — свет и μετρέω — измеряю) — аддитивная физическая величина, определяющая временно́е, пространственное, спектральное распределение энергии оптического излучения и свойств веществ, сред и тел как посредников переноса или приёмников энергии (определение из ГОСТ 26148—84). Иными словами, Ф. величины описывают свойства света или сред, связанных с его передачей. Используются в фотометрии, оптике и других отраслях науки и техники.
Фундамента́льная пло́скость — множество двумерных корреляционных соотношений, связывающих некоторые свойства нормальных эллиптических галактик, такие как радиус, светимость, масса, дисперсия скоростей, металличность, поверхностная яркость, цвет, плотность (светимости, массы, фазовая плотность), и, в меньшей степени, вид радиальных профилей поверхностной яркости. Обычно фундаментальную плоскость выражают в виде соотношения между эффективным радиусом, средней поверхностной яркостью и центральной дисперсией...
Спектрально-двойной — называют систему двойных звёзд, если двойственность обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Обычно это системы, у которых скорости компонентов достаточно велики, а расположены они настолько близко, что увидеть их раздельно с использованием современных телескопов невозможно. В результате орбитального движения звёзд вокруг центра масс одна из них приближается к нам, а другая от нас удаляется, их лучевые скорости (вдоль направления на наблюдателя) неодинаковы и, как...
Подробнее: Спектрально-двойные звёзды
Разреше́ние — способность оптического прибора воспроизводить изображение близко расположенных объектов.
Гелиометр (от др.-греч. Ἥλιος или Ἠέλιος — солнце и métron — мера) — астрометрический инструмент для измерения небольших (до 1°) углов на небесной сфере. Название его происходит от первоначального способа применения — измерения диаметра Солнца. Позже использовался для измерения поперечников Луны, планет, планетоцентрических координат спутников планет, а также для измерения двойных звёзд и для определения параллаксов звёзд.
Эффект Лутца—Келкера, смещение Лутца—Келкера (англ. Lutz–Kelker bias) — систематическое смещение, возникающее вследствие предположения о том, что количество наблюдаемых звёзд возрастает прямо пропорционально квадрату расстояния. В частности, данное смещение приводит к тому, что измеренные значения параллакса звёзд оказываются выше истинных значений. При измеренном параллаксе и его неопределённости как более близкие, так и более далёкие звёзды в пределах неопределённостей попадают в один и тот же...
Канде́ла (от лат. candela — свеча; русское обозначение: кд; международное: cd) — единица силы света, одна из семи основных единиц Международной системы единиц (СИ). Определена как «сила света в заданном направлении источника, испускающего монохроматическое излучение частотой 540⋅1012 Гц, энергетическая сила света которого в этом направлении составляет 1/683 Вт/ср». Принята в качестве единицы СИ в 1979 году XVI Генеральной конференцией по мерам и весам.
Для большинства пронумерованных астероидов известны всего несколько физических параметров. Всего несколько сотен астероидов имеют собственные страницы в Википедии, на которых содержится название, обстоятельства открытия, таблица элементов орбиты и ожидаемые физические характеристики.
Подробнее: Стандартные физические характеристики астероида
Общая теория
относительности предсказывает множество эффектов. В первую очередь, для слабых гравитационных полей и медленно движущихся тел она воспроизводит предсказания ньютоновой теории тяготения, как это должно быть согласно принципу соответствия. Специфически отличающие её эффекты проявляются в сильных полях (например, в компактных астрофизических объектах) и/или для релятивистски движущихся тел и объектов (например, отклонение света). В случае слабых полей общая теория относительности предсказывает...
Число Штреля (англ. Strehl ratio) — величина, характеризующая качество оптического изображения, впервые предложенная Карлом Штрелем и названная в честь него. Используется в ситуациях, когда оптическое разрешение ухудшается из-за аберраций в линзе или из-за искажений при прохождении через турбулентную атмосферу. Имеет значение от 0 до 1, при этом в гипотетической идеальной оптической системе число Штреля равно 1.
Космологическое (метагалактическое) красное смещение — наблюдаемое для всех далёких источников (галактики, квазары) понижение частот излучения, объясняемое как динамическое удаление этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, то есть как нестационарность (расширение) Метагалактики.
Фотометрия (др.-греч. φῶς, родительный падеж φωτός — свет и μετρέω — измеряю) — общая для всех разделов прикладной оптики научная дисциплина, на основании которой производятся количественные измерения энергетических характеристик поля излучения.
Переменные типа SX Феникса (SXPHE) — тип переменных звёзд, показывающих краткие периодические пульсации с переменной амплитудой изменения блеска, которая может достигать 0.7m на временных масштабах 0,03-0,08 дней (0,7-1,9 часа) . Они являются пульсирующими субкарликами сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики спектральных классов А2-F5; y этих объектов может одновременно наблюдаться несколько периодов колебаний, как правило, от 0,04 до 0,08 дней. По сравнению с Солнцем, эти...
Экстраполяция Лэнгли (англ. Langley extrapolation) — метод определения энергетической яркости Солнца на верхней границе атмосферы с помощью наземных наблюдений, часто применяется для устранения влияния атмосферы на измерения таких величин, как оптическая толщина аэрозоля или озона. Метод использует повторяющиеся измерения на солнечном фотометре, проводимые в данном месте в безоблачное утро или день по мере движения Солнца по небу. Метод назван по фамилии американского астронома и физика Сэмюэла Лэнгли...
Функция масс двойных звёзд (англ. Binary mass function) — функция, создающая ограничения для массы ненаблюдаемого компонента (звезды или экзопланеты) в спектрально-двойных звёздах или планетных системах с одной линией. Значение определяется по наблюдаемым характеристикам: по орбитальному периоду двойной системы и пику лучевой скорости наблюдаемой звезды. Скорость одного компонента двойной и орбитальный период двойной системы предоставляют частичную информацию о расстоянии и гравитационном взаимодействии...
Красное смещение — сдвиг спектральных линий химических элементов в красную (длинноволновую) сторону. Это явление может быть выражением слабого диффузного рассеяния, эффекта Доплера или гравитационного красного смещения, или их комбинацией. Сдвиг спектральных линий в фиолетовую (коротковолновую) сторону называется синим смещением. Впервые сдвиг спектральных линий в спектрах небесных тел описал французский физик Ипполит Физо в 1848 году, и предложил для объяснения сдвига эффект Доплера, вызванный лучевой...
Фазовый угол (англ. Phase angle) — угол между падающим на наблюдаемый объект светом и отражённым от объекта светом, получаемым наблюдателем. В рамках астрономических наблюдений обычно является углом в системе Солнце-объект-наблюдатель.
Дифракционная решётка — оптический прибор, действие которого основано на использовании явления дифракции света. Представляет собой совокупность большого числа регулярно расположенных штрихов (щелей, выступов), нанесённых на некоторую поверхность. Первое описание явления сделал Джеймс Грегори, который использовал в качестве решётки птичьи перья.
Апости́льб (обозначение: асб, asb; от греч. αποστίλβω — сверкаю) — единица яркости в системе СГС. Была предложена французским физиком Андре Блонделем. С 1978 года официально является устаревшей и в данное время не используется.
Аберра́ция све́та (лат. aberratio, от ab от и errare блуждать, уклоняться) — изменение направления распространения света (излучения) при переходе из одной системы отсчёта к другой.
Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы. Различия в спектрах звёзд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления (определяющих степень ионизации атомов). Вид спектра зависит также от наличия магнитных и межатомных электрических полей, различий в химическом составе, вращения звёзд и от других факторов.
Глубинный линзированный обзор (англ. Deep Lens Survey, DLS, сокращённое от Deep Gravitational Lensing Survey — глубинный гравитационный линзированный обзор) — ультраглубокий многополосный оптический обзор из семи 4-градусных полей. При этом были использованы мозаичные ПЗС тепловизоры телескопа Бланко Национальной оптической астрономической обсерватории (обсерватория Серро-Тололо) и телескопы Майялл (Китт-Пик). Полное покрытие глубины полей потребовало 5 лет (2001—2006 годы) в четырёх диапазонах...
Гравитацио́нный ра́диус (или ра́диус Шва́рцшильда) представляет собой характерный радиус, определённый для любого физического тела, обладающего массой: это радиус сферы, на которой находился бы горизонт событий, создаваемый этой массой (с точки зрения ОТО), если бы она была распределена сферически-симметрично, была бы неподвижной (в частности, не вращалась, но радиальные движения допустимы), и целиком лежала бы внутри этой сферы. Введен в научный обиход немецким ученым Карлом Шварцшильдом в...
Параллакс Солнца , суточный параллакс Солнца (π☉) — горизонтальный экваториальный параллакс Солнца, угол, под которым со среднего расстояния Солнца виден экваториальный радиус Земли.
Альбе́до (от лат. albus «белый») — характеристика диффузной отражательной способности поверхности.
Мерцание звёзд — случайные изменения света звёзд, обусловленные, главным образом, турбулентностью атмосферы.
Спектрофотометр (лат. spectrum — видимое, видение, др.-греч. φῶς, родительный падеж φωτός — свет и μετρέω — измеряю) — прибор, предназначенный для измерения отношений двух потоков оптического излучения, один из которых — поток, падающий на исследуемый образец, другой — поток, испытавший то или иное взаимодействие с образцом. Позволяет производить измерения для различных длин волн оптического излучения, соответственно в результате измерений получается спектр отношений потоков. Обычно используется...
Радиопульса́р — космический источник импульсного радиоизлучения, приходящего на Землю в виде периодически повторяющихся всплесков (импульсов).
Эллипсометрия — высокочувствительный и точный поляризационно-оптический метод исследования поверхностей и границ раздела различных сред (твердых, жидких, газообразных), основанный на изучении изменения состояния поляризации света после взаимодействия его с поверхностью границ раздела этих сред.