АЛЬБЕДО
Величина,
характеризующая способность тела отражать падающий на него свет. Вычисляется
как отношение потока отраженного и рассеянного света к потоку падающего
излучения. Альбедо совершенно черного тела равно нулю, альбедо совершенно
белого тела равно единице. Понятие альбедо может применяться как для
конечного интервала длин волн, так и для всего спектрального диапазона
(т.н. радиометрическое альбедо).
АРГУМЕНТ
ПЕРИЦЕНТРА
Планета вращается вокруг своей звезды по эллипсу, в общем случае ориентированному
относительно нас случайным образом. Проведем через наблюдателя на Земле
и звезду прямую ("луч зрения") и построим плоскость, перпендикулярную
этой прямой и проходящую через звезду. Эта плоскость называется картинной
плоскостью. Орбита планеты пересекает эту плоскость в двух точках. Одна
точка называется восходящий узел (там, где планета пересекает картинную
плоскость, приближаясь к нам), другая точка - нисходящий узел (там,
где планета пересекает картинную плоскость, удаляясь от нас). Аргумент
перицентра - это угол между направлением на восходящий узел орбиты и
направлением на перицентр (ближайшую в звезде точку орбиты планеты).
Отсчитывается против часовой стрелки.
АФЕЛИЙ
Наиболее удаленная от Солнца точка орбиты небесного тела.
БОЛЬШАЯ
ПОЛУОСЬ
Если отвлечься от небольших возмущений, вносимых гравитационным взаимодействием
планет друг с другом, каждая планета вращается вокруг своей звезды по
эллипсу. Половина наибольшего диаметра этого эллипса называется большой
полуосью.
ВТОРАЯ
КОСМИЧЕСКАЯ СКОРОСТЬ
Еще называется скоростью убегания и параболической скоростью. Минимальная
скорость, с которой должно взлетать свободно движущееся тело для того,
чтобы преодолеть силы притяжения другого небесного тела и улететь навсегда.
Для Земли вторая космическая скорость равна 11,2 км/сек, для Солнца
617 км/сек.
СОЛНЕЧНАЯ
ПОСТОЯННАЯ
Общий поток солнечного излучения, проходящий через единичную площадку,
перпендикулярную к направлению солнечных лучей, за пределами земной
атмосферы и на среднем расстоянии от Солнца (1 а.е.). Равна 1367+6
Вт/кв.м.
В общем случае это поток энергии, проходящий через единичную площадку,
перпендикулярную направлению лучей, на среднем расстоянии от звезды
до экзопланеты.
M
sin i
Большинство экзопланет, открытых к настоящему времени, открыты с помощью
метода, называемого доплеровской спектроскопией. Этот метод основан
на том факте, что, строго говоря, не планета вращается вокруг звезды,
а и звезда, и планета вращаются вокруг общего центра масс. Наблюдая
за звездой издалека (откуда саму планету уже не видно), мы заметим,
что спектральные линии в ее спектре немного сдвигаются то в одну, то
в другую сторону. Когда звезда в своем орбитальном движении вокруг центра
масс приближается к нам, линии в ее спектре чуть-чуть смещаются в синюю
сторону, а когда удаляется - в красную. Эти изменения, вызванные влиянием
планеты на ее звезду, очень малы, но современная техника прецизионных
спектрометрических измерений позволяет их обнаружить.
Проблема же заключается в том, что планетные системы ориентированы относительно
нас случайным образом, и мы не знаем (в общем случае) угла наклона плоскости
планетной системы относительно луча зрения. Одно и то же колебание линий
в спектре звезды может быть вызвано как небольшой планетой, орбита которой
видна "с ребра", так и массивной планетой, орбита которой видна почти
"плашмя". Планетные системы, расположенные строго плашмя, вообще не
наблюдаемы методом доплеровской спектроскопии. Поэтому, наблюдая спектры
звезд, мы можем определить только величину m sin i - произведение истинной
(и нам неизвестной) массы экзопланеты на синус угла между лучом зрения
и осью планетной орбиты. Так как синус любого угла меньше или равен
единице, величина m sin i определяет нижнюю границу массы экзопланеты.
Оценим, насколько сильно истинная масса планеты может отличаться от
величины m sin i. Угол iменяется от 0 (когда планетная система расположена
к нам плашмя) до 90 градусов (когда мы видим ее строго с ребра). Рассмотрим
поведение функции 1/sin i при значении аргумента от 0 до 90.
Видно,
что в большом интервале углов истинная масса планеты мало отличается
от параметра m sin i. Например, при наклоне орбиты планеты в 60 градусов
истинная масса больше минимальной на 15%, а при наклоне в 45 градусов
- на 41%. Однако при малых углах разница становится значительной. Например,
при угле наклона в 10 градусов истинная масса планеты превышает параметр
m sin i в 5,76 раз, а при угле наклона в 5 градусов - в 11,47 раз. Однако
поскольку орбита внесолнечной планеты ориентирована случайным образом
и все углы равноправны, "в среднем" истинная масса планеты
будет превышать параметр m sin i в 1,4 раза.
Если орбита
планетной системы видна практически с ребра, то в системе "звезда -
экзопланета" могут происходить так называемые транзиты - проход планеты
по диску звезды. Проходя перед звездой, планета закрывает от нас часть
(очень малую) звездного диска, что приводит к малому (но надежно регистрируемому)
уменьшению наблюдаемого блеска звезды. В этом случае мы можем определить
наклонение орбиты и точную (а не минимальную) массу экзопланеты.
Обычно массы экзопланет измеряются в массах Юпитера
или (в случае небольших планет) в массах Земли.
1 масса Юпитера = 1,9 * 10
кг = 317,8 масс Земли = 0,001 солнечных масс.
МЕТАЛЛИЧНОСТЬ
Звезды состоят в основном из водорода и гелия, на долю всех остальных
химических элементов приходится 1-2% или даже меньше. Их условно называют
"тяжелыми элементами" или даже "металлами", хотя в основном тяжелые
элементы в составе звезд - это кислород О, углерод С, азот N и неон
Ne. Из наблюдений (из анализа спектров звезд) чаще всего можно получить
только величину [Fe/H]:
[Fe/H] = lg (NFe/NH)звезды
- lg (NFe/NH)солнца,
которую, строго говоря, и называют металличностью.
Здесь NFe/NH - отношение
концентрации атомов железа к атомам водорода, соответственно, на звезде
и на Солнце. В случае, если пропорции металлов и элементов С, О, N,
Ne на Солнце и на звезде одинаковы, металличность [Fe/H] характеризует
отношение содержания всех тяжелых элементов на звезде и на Солнце. Для
очень старых звезд значение [Fe/H] заключено между -2 и -1 (т.е. содержание
металлов в них меньше солнечного в 10-100 раз). Металличность звезд
галактического диска в основном меняется от -0,3 до +0,2.
ПАРСЕК
Единица длины, часто используемая в астрономии. 1 пк = 3,26 световых
лет = 206265 а.е. = 3,086 * 10
м
ПАСКАЛЬ
Единица измерения давления в системе СИ: 1 Па = 1 Н/м2
Атмосферное давление у поверхности Земли составляет
примерно 101300 Па.
ПЕРИГЕЛИЙ
Самая близкая к Солнцу точка орбиты небесного тела.
ПЛАНЕМО
Объект планетной массы, свободно плавающий в межзвездном пространстве,
"планета-беглец".
ПОЛОСТЬ
РОША
Рассмотрим две тяготеющие массы М1 и М2,
вращающиеся вокруг общего центра масс по круговым орбитам. Введем неинерциальную
систему отсчета, жестко связанную с тяготеющими массами и вращающуюся
вместе с ними. В этой системе отсчета на пробную частицу будут действовать
три силы: сила притяжения к массе М1, сила притяжения
к массе М2 и центробежная сила, увеличивающаяся
с увеличением расстояния от центра масс системы.
В зависимости от соотношения между этими тремя силами пространство делится
на четыре области.
В области
около массы М1 (показана голубым цветом) сила
притяжения массы М1 превышает силу притяжения
массы М2 и центробежной силы. В области около
массы М2 (также показана голубым цветом) сила
притяжения массы М2 превышает силу притяжения
массы М1 и центробежной силы. В области, показанной
зеленым цветом, сила притяжения обеих масс превышает центробежную силу.
И наконец, за пределами зеленой области центробежная сила превышает
суммарную силу притяжения масс М1 и М2.
Область, показанная голубым цветом и охватывающая массу М, называются
полостью Роша для этой массы. Если небесное тело переполняет свою полость
Роша, оно начинает терять вещество, которое может как упасть на соседнее
небесное тело, так и вовсе покинуть двойную систему.
РАДИУС
ЮПИТЕРА
Радиус Юпитера равен 71490 км.
СОЛНЕЧНАЯ
МАССА
Единица измерения массы, удобная для измерения массы звезд, равна массе
Солнца.
1 солнечная масса = 1,99 * 10
кг
СПЕКТРАЛЬНЫЕ
КЛАССЫ ЗВЕЗД
ТИПЫ
ЭКЗОПЛАНЕТ
УГЛОВЫЕ
РАССТОЯНИЯ, ЛИНЕЙНЫЕ РАССТОЯНИЯ
Все объекты, которые
мы видим на небе, проецируются на небесную сферу - воображаемую сферу
произвольного радиуса с центром в точке наблюдения. Расстояния между
объектами на небесной сфере являются угловыми и измеряются в угловых
единицах - радианах, градусах, минутах и секундах. Однако если расстояние
от Земли до объектов известно, по угловому расстоянию между ними можно
вычислить и линейное расстояние.
Важным частным случаем этой задачи является вычисление линейного расстояния
между двумя объектами, находящимися примерно на одном расстоянии от
нас (например, между планетой и ее родительской звездой).
В этом случае
d = tg альфа * L,
где d - линейное расстояние между объектами, удаленными от нас на расстояние
L, альфа - угловое расстояние между ними.
При малых углах tg альфа = альфа, и формула упрощается до
d
= альфа * L,
если угол альфа выражен в радианной мере.
На расстоянии в 1 пк угловое расстояние в одну секунду дуги соответствует
линейному расстоянию в 1 а.е. (по определению парсека). Соответственно,
на расстоянии L парсек линейное расстояние d будет равно d = альфа L,
где d выражено в астрономических единицах, а угол альфа - в секундах
дуги.
ЭКЛИПТИКА
Глядя с Земли, это видимый путь Солнца на небесной сфере в течение года.
Плоскость эклиптики - это плоскость земной орбиты.
ЭКСЦЕНТРИСИТЕТ
Параметр орбиты, характеризующий степень ее сплюснутости. Для эллиптической
орбиты
где b - малая полуось орбиты,
a - большая полуось орбиты.
Для окружности эксцентриситет равен нулю, для параболы он равен единице.
Для эллипса 0 < e < 1.
ЭФФЕКТИВНАЯ
ЗЕМНАЯ ОРБИТА
Орбита, на которой планета, во всем подобная Земле, имела бы климат,
аналогичный земному.