| A | |
| aberace (světla) | odchýlení světelného paprsku přicházejícího od pozorovaného tělesa k pozorovateli,
které je způsobeno konečnou rychlostí světla, pohybem pozorovaného tělesa nebo pohybem pozorovatele aberaci světla objevil J.Bradley r. 1725 díky snaze sestavit katalog hvězd, resp. měření polohy hvězdy gama Draconis |
| absolutní jasnost | celková energie vyzářená astronomickým tělesem za jednotku času |
| Almagest | katalog řeckého astronoma Ptolemaia z r. 137 n.l.; arabský název; řecky Syntaxis Megalé, česky Velká soustava; obsahuje také na zákldě Appolóniových úvah o epicyklech matematický popis Hipparchovy geocentrické soustavy ze 2. stol. př.n.l. a byl používán až do 16. století jako "svatý kánon" astronomie. Jedná se o seznam tisíce nejjasnějších hvězd a je to pouze opis katalogu Hipparchova z r. 113 př.n.l., který se však, stejně jako původní Almagest, nedochoval. Nejstarší dochovaná kopie Almagestu je psána řecky a pochází až z 9. století; Dnešních 48 souhvězdí pochází ještě z tohoto katalogu, i když je třeba dodat, že souhvězdí z Hipparchova katalogu i Ptolemaiova Almagestu jsou mnohem staršího původu než je samotná řecká kultura - je odborníky prokázáno, že zmíněných 48 souhvězdí bylo na obloze vymezeno téměř najednou buď jedním nebo skupinou dávných pozorovatelů a to pravděpodobně v Malé Asii a v Mezopotámii |
| antropický princip | tvrzení, že vesmír je takový, jaký je, protože kdyby byl jiný, nebyli bychom zde a nepozorovali bychom jej |
| apex | směr slunečního pohybu vzhledem k okolním hvězdám; naše Sluneční soustava se pohybuje směrem ke hvězdě ν Her rychlostí 20 km/s |
| apogeum | odsluní; bod, kdy se Měsíc nejvíce vzdálí od Slunce |
| archeoastronomie | odvětví archeologie zabývající se astronomickou orientací pravěkých památek; za počátek této mladé vědní disciplíny lze považovat rok 1966, kdy astronom Gerald Hawkins vydal knihu 'Stonehenge decoded' (Tajemství Stonehenge odhaleno); touto knihou přitáhl pozornost především k samotné stavbě Stonehenge, ale posléze i k archeoastronomii jako takové |
| asociace hvězd | typ velmi rozsáhlé a řídké otevřené hvězdokupy; jedná se o mladá seskupení hvězd (10-20 mil. let), které vznikají současně a ihned po svém zrodu se rozptylují mezi ostatní hvězdy Galaxie |
| astrofyzika | vědní obor, který studuje vlastnosti (intenzita záření, poloha zdroje, spektrální čáry aj.) těles ve vesmíru a jejich chemické složení |
| astrometrie | astrofyzikální vědní obor, který se zabývá studiem elektromagnetického záření vesmírných objektů, resp. směrem paprsku (odkud přichází), díky čemuž jsme potom schopni určit polohu zdroje (souřadnice) na sféře |
| astronomická fotografie | v astronomii se nepoužívá k fotografii běžný film, ale tzv. fotografická deska; skleněná deska totiž zaručuje mnohem větší, dlouhodobou stálost polohy obrazu a lépe se proměřuje |
| astronomie | česky též hvězdářství; věda, která se zabývá jevy za hranicemi zemské atmosféry, zvláště výzkumem vesmírných těles, jejich soustav, různých dějů ve vesmíru i vesmírem jako celkem |
| azimut | arabsky 'as-samt' = směr; odchylka orientované přímky od astronomického severu, měřená ve stupních a ve směru hodinových ručiček |
| B | [ nahoru ] |
| bezhraniční podmínky | předpoklad, že vesmír je konečný, ale nemá v imaginárním čase žádnou hranici |
| big bang | viz zde velký třesk |
| big crunch | viz zde velký křach |
| bílý trpaslík | typ hvězdy spektrální třídy A a F, absolutní hvězdnou velikostí +12m; nejběžnější konečné stadium hvězdného vývoje; pozůstatky hvězd s původní hmotností menší než 8 hmotností Slunce. Taková hvězda nevybuchne jako supernova, ale hmoty se zbavuje měně nápadně; zůstanou z nich objekty s hmotností menší než Chandrakesharova mez, v nichž už žádné termonukleární reakce neprobíhají; chladnou až stovky miliard let, což prakticky znamená že nestačí nikdy vychladnout. Existence vesmíru je odhadována právě na maximálně 100 miliard let. Ionizace hvězdného plazmatu umožní gravitaci obrovské zhuštění atomových jader, což zapřičiní že jsou atomy zcela zbaveny obalů a jádra se prakticky sebe dotýkají čímž roste hustota látky v nitru bílých trpaslíků až milionkrát oproti běžným hustotám na Zemi; k tomuto typu se řadí asi 10% hvězd atomová jádra v b.t. jsou vlivem odpudivých coulombovských sil odtlačena do stabilních poloh; b.t. již nemá žádné zdroje vnitřní energie a v průběhu dlouhé doby pozvolna chladne, až skončí jako černý trpaqslík T = 10 až 30 tisíc K; ρ = 1017 kg.m-3; Lo = 10-2 až 10-1 |
| Birkhoffův teorém o rozpínání vesmíru | 1923; lze použít k výpočtu kritické hustoty ve Friedmanové modelu (viz zde) představme si kouli, v jejímž středu jsme my a na jejímž povrchu je nějaká vzdálená galaxie, můžeme z hmotnosti galaxií uvnitř koule vypočítat únikovou rychlost; vyjde, že úniková rychlost je úměrná poloměru koule, čím vyšší hmotnost koule má, tím větší musí být úniková rychlost |
| bludice | starší název pro planetu (viz) |
| bod Omega | možný konec vesmíru, tedy "velký krach" bývá též označován jako 'bod Omega' |
| bolid | velmi jasný meteor; jeví sa jako plošný útvar, na němž lze rozlišit obal, jádro, hlavu, ohon a jiskry; přelet bolidu bývá doprovázen i zvukovou stopou |
| brzdění vesmíru | brzdění rozpínání vesmíru: rozsah b.v. je určen celkovým množstvím hmoty ve vesmíru - čím více hmoty vesmír
obsahuje, tím silnější je vzájemné gravitační přitahování a tudíž i brzdění jeho rozpínání celkové množství hmoty ve vesmíru není dosud přesně známo (temná hmota), proto není ani možno určit velikost b.v., což dále souvisí s problémem modelu vesmíru: bude se vesmír rozpínat nekonečně nebo jednou dosáhne kritické hodnoty a opět se zhroutí do singularity ... ? |
| C | [ nahoru ] |
| Cassini-Huygens | sonda vypuštěná r. 1997 a v r. 2004 doputovala na oběžnou dráhu Saturna k měsíci Enceladus; r. 2005 jej přelétla 3x a příště, r. 2008, by se měla k měsíci dostat na vzdálenost 354 km |
| CDM | Cold Dark Matter; model "chladné tmavé hmoty" |
| cefeidy | skupina proměnných hvězd, nazvané podle svého prototypu, jímž je jasná
hvězda δ Cep v souhvězdí Cefea; příčina proměnnosti takových hvězd jsou
přísně periodické pulzace rozměrů, doprovázené i změnou teploty; cefeidy vysílají
tím více záření, čím pomaleji pulsují; pod povrchem c. se vytváří vrstva dvakrát ionizovaného helia,
které je poměrně "průhledné" pro hvězdné záření přicházející zevnitř hvězdy - záření se snadněji dostane ven,
vrstva se ochladí, ionizace se sníží a tím se zvýší "neprůhledost" vrstvy, poklesne tok záření ven a vrstva
se opět oteplí, zvýší se ionizace atd. používají se k určování vzdálenosti poměrně blízkých galaxií viz též krátkoperiodické cefeidy |
| ceque | archeoastronomie; Inkové; pojem označuje jakési neviditelné přímky, které rozdělují svět; v systému 'ceque' jsou zakódovány astronomické znalosti Inků (potvrzeno) |
| cirkumpolární (objekt) | např. c. hvězda či c. souhvězdí - viditelné na obloze po celý rok |
| COBE | COsmic Background Explorer - družice, odstartovala 18.12.1989 na oběžnou dráhu ve výšce zhruba tisíc kilometrů; její citlivé detektory chlazené heliem) odhalily mnoho nových jevů (např. rozdíl teploty reliktního záření); fungovala 4 roky |
| černá díra | pojem byl zaveden r. 1967 (J.Wheeler) konečné stadium hvězdy; více viz černá díra |
| černý trpaslík | závěrečné stadium vývoje hvězd nízkých hmotností; vychladlé hvězdy; vznikají z bílých trpaslíků; obří tuhé krystaly s atomovými jádry pravidelně rozmístěnými v krystalické mříži |
| červený trpaslík | pozdní typy hvězd na hlavní posloupnosti |
| červený obr | stadium vývoje hvězdy. Lo=103 - 104; T = 3000 K; v průměru se k tomuto typu řadí asi 2% hvězd |
| D | [ nahoru ] |
| dalekohled | základní astronomický přístroj posledních čtyř století; soustředí více světla do jednoho bodu
(tzn. nezvětšuje obrazy !); první dalekohledy byly čočkové dalekohledy (viz refraktor):
velká spojná čočka soustředila světlo hvězdy do ohniska, za nímž byl připojen okulár (podobně jako u mikroskopu) později se začaly vyrábět zrcadlové dalekohledy (reflektory): místo čočky bylo použito duté zrcadlo, které odráží paprsky hvězdy do ohniska; používají se tam, kde se musí maximálně využívat dopadající světlo (vzdálené či slabé hvězdy, galaxie či spektroskopie) poslední skupinou jsou rádiové dalekohledy, tedy radioteleskopy: zde se pracuje s dlouhovlnným elektromagnetickým zářením, tedy opticky neviditelným, proto se již jedná o elektronická zařízení |
| decelerační parametr | značí se q; charakterizuje zpomalování nebo zrychlování expanze či kontrakce vesmíru; hodnota q může nabývat kladných i záporných hodnot: pro q = -1 se jedná o stacionární vesmír, pro q = 0,5 je tzv. euklidovský vesmír, pro q > 0,5 se jedná o uzavřený eliptický vesmír a je-li q < 0,5 jedná se o otevřený hyperbolický vesmír, pro expandující Fridmannův model vesmíru je q = 1 |
| deferent | kružnice, jejímž středem je nehybná Země |
| degenerovaná hvězda | závěrečné stadium hvězd o hmotnostech našeho Slunce; po termonukleárních syntézách, při teplotách kolem 800 mil. K se hvězda tlakem záření zbaví svého obalu a zůstává právě d.h. obklopená planetární mlhovinou |
| degenerovaný plyn | plyn, z něhož jsou složeni bílí trpaslíci; obrovský tlak uvnitř takových hvězd naprosto zničil atomové obaly, které zabírají v běžném atomu
velkou část prostoru - proto mohou bílí trpaslíci mít obrovskou hustotu (až 3000 kg/cm3) odtržené elektrony se pohybují přímočaře, nezávisle na poloze atomů a působí degenerativním tlakem, jenž vyrovnává gravitaci tak, jako to v obyčejné hvězdě obstarává tlak záření |
| deklinace | pomocí d. se udává poloha hvězd na obloze - odpovídá zeměpisné šířce na Zemi - je to úhlová vzdálenost od nebeského rovníku; od nebeského rovníku na sever se počítá kladně a na jih záporně; též viz rektascenze |
| difůzní mlhovina | viz nepravidelná mlhovina |
| dlouhoperiodické proměnné | proměnné hvězdy, které svou jasnost mění v období 100-1000 dní; jedná se o chladné červené obry, zářící v infračerveném spektru a jejich povrchová teplota v minimu klesá až na 1700o C, takže se jedná o nejchladnější hvězdy, které ve vesmíru známe |
| drakonický měsíc | čas, který Měsíc potřebuje na opětovný průchod uzlem = 27,21222 dne; termín pochází ze staročínské představy Měsíce nebo Slunce,
které během zatmění požírá drak uzel - k zatmění dojde pouze tehdy, když se Měsíc v úplňku nebo v novu nachází v blízkosti jednoho ze dvou bodů, ve kterých se měsíční dráha kříží s ekliptikou a právě tyto body se nazývají 'uzly' |
| družice | těleso obíhající kolem planet; přirozená družice Země je Měsíc přehled umělých družic Země |
| dvojhvězda | osamocené hvězdy nejsou příliš časté, buď existují ve dvojicích nebo i ve větších
skupinách a mnoho hvězd je alespoň obklopeno planetami; tento stav platí pro alespoň 70% všech hvězd;
|
| dvojitá paralaxa | metoda k měření vzdálenosti bližších hvězd, využívající principů trigonometrie; využívá faktu, že pozorovatel ne Zemi obíhá (spolu se Zemí) kolem Slunce a vzdálenost Země - Slunce je dobře známa (1AU, čímž se dostáváme k základně trojúhelníku o délce 2 AU) a při znalosti základny trojúhelníku a dvou úhlů můžeme dopočítat zbylou odvěsnu i přeponu; obr. dvojitá paralaxa |
| dynamická hmotnost | určení hmotnosti jisté gravitačně vázané hvězdné soustavy (např. kupa galaxií) na základě znalosti rychlosti galaxií v konkrétní soustavě; ze znalosti rychlosti pohybu galaxií z určené kupy můžeme za jistých statisticky určitě splněných předpokladů odvodit úhrnnou hmotnost dané kupy |
| E | [ nahoru ] |
| Eddingtonovo číslo | A.Eddington se pokoušel "nalézt" čísla, která definují náš vesmír a mezi nimi přikládal prvořadou důležitost právě E.č., které bylo rovno počtu protonů ve viditelném vesmíru; NEdd ≈ 1080; získal jej vynásobením střední hustoty vesmíru a rozměru pozorovatelného vesmíru |
| Einsteinův prstenec | světlo vzdálené hvězdy může být gravitací hmotného objektu, který se nachází přesně na spojnici této hvězdy se Zemí,
příp. dostatečně blízko této spojnice, soustředěno tak, že se jeví jako světelný prstenec viz též zde 'gravitační čočka'; Oliver Lodge po r. 1919 poukázal na skutečnost, že pokud světelný zdroj leží přesně za příslušným hmotným tělesem, pak se světlo z tohoto vzdáleného zdroje bude ohýbat kolem všech stran bližší překážky, načež se opětovně zaostří podél spojnice obou těles - pozorovatel, který se nalézá na této spojnici, tak spatří jak zakrývající těleso obklopuje jasný prstenec světla: E.p. |
| ekliptika | dráha, kterou opisuje po obloze střed Slunce |
| eliptická mlhovina | liší se tvarem (od spirálních), ale také nepřítomností mezihvězdné látky,
což znamená, že se zde nerodí již nové hvězdy (není z čeho). Objev: E.Hubbley; více viz galaxie |
| epicykl | myšlená kružnice, po které se podle Ptolemaiovy geocentrické soustavy pohybují planety |
| ergosféra | přechodová oblast v rotující černé díře |
| ESO | Evropská jižní observatoř |
| exoplanety | též extrasolární planetární soustavy; soustavy planet obíhajících kolem hvězdy podobně jako je naše planetární soustava se svým Sluncem; více zde |
| extary | kosmické zdroje rentgenového záření; nejedná se tedy o přesně definované objekty, ale zdroj je určen polohou odkud rentgenové záření přichází, např. označení rentgenového zdroje v souhvězdí Štíra se značí jako Sco X-1, kde Sco je lat. zkratka souhvězdí, X je zdroj rentgenového záření a číslo 1 udává, že byl pozorován jako první v pořadí (r. 1962, R.Giacconi) |
| F | [ nahoru ] |
| fotometrické určení vzdálenosti hvězd | určování vzdálenosti hvězd na základě jejich zářivého výkonu; důležitý předpoklad k aplikaci této metody vyžaduje nezávislé určení zářivého výkonu, což je jasnost v jednotkové vzdálenosti od nás, což bývá v praxi velice obtížný úkol a často se dobereme jen přibližných odhadů, které negativně ovlivňují přesnost konečného výsledku. Dalším důležitým aspektem jsou mezihvězdná prachová mračna, která pohlcují emitovanou zář |
| fotometrický paradox | kosmologický termín, týkající se jasnosti oblohy; dle platnosti kosmologického principu o homogenním a izotropním rozložení hvězd v prostoru musí existovat jistá mez,
mez dohlednosti, pro niž by hvězdy z pohledu pozorovatele na Zemi pokrývaly oblohu bez mezer a souvisle, tzn. že by z každého směru ve vesmíru proudily fotony z hvězd a
obloha by měla zářit všude, a to průměrnou teplotou hvězdy 3000 K. Rozpor mezi teorií a praxí právě osvětluje fotometrický paradox;
obdobou fotometrického paradoxu je paradox gravitační, který řešil I.Newton koncem 17. století (viz zde gravitační paradox); chronologie úvah:
|
| G | [ nahoru ] |
| galaktická hvězdokupa | nepravidelné skupiny hvězd nalézající se v pásu Mléčné dráhy; jedná se jen o triviílní název |
| galaktická společenství | inteligentní společenství ve vesmíru; samozřejmě se jedná o nás a také o možná jiná ve vzdálených planetárních soustavách |
| galaktický pól | bod s úhlovou vzdáleností 90o od galaktické roviny; nše Galaxie má tvar disku,
který se otáčí kolem jádra Galaxie a osa otáčení je kolmá na rovinu proloženou Mléčnou drahou - body v níž osa protíná
oblohu se nazývají g.p. severní galaktický pól leží v souhvězdí Vlasy Bereniky, jižní galaktický pól je v souhvězdí Sochaře; v okolí galaktického pólu lze vidět v důsledku malé mezihvězdné absorpce a malého počtu hvězd nejvíce galaxií, protože je v tomto směru galaktický prostor "nejprůhlednější" |
| galaktický rok | naše Sluneční soustava i okolní hvězdy se pohybují rychlostí 230 km/s, což je důsledek galaktické rotace. Touto rychlostí oběhne Slunce i všechny ostatní hvězdy galaktické jádro jednou za 200 miliónů let, což je nazýváno g.r. |
| galaxie | řec. γαλακτό (galaktó) - mléko, mléčný; hvězdné ostrovy; původně název pro naší hvězdnou soustavu podle
podoby vzdálených hvězd jevící se na obloze jako bílý pás - vizuální podoba s rozlitým mlékem: jedná se o hvězdy na hranici naší soustavy v
takové vzdálenosti, že se slévají v jednolitý pás bez možnosti rozeznat jednotlivé objekty obecně: velký shluk hvězd držený pohromadě gravitací; může mít hmotnost až 1012krát větší než je hmotnost Slunce ve 20. letech 20. stol. se zjistilo, že naše hvězdná soustava není jediná a tak se pouze zaměnilo velké G - naše soustava, s malým g se označují hvězdné soustavy ostatní, mimo naší Galaxii; galaxie nejsou v prostoru rozloženy nahodile (rovnoměrně), ale vytvářejí různé shluky (viz zde kupy, nadkupy, kosmická buňka). podle vizuálního tvaru je dělíme do čtyř skupin:
|
| geodetika | planety se pohybují po g., což jsou nejpřímější trajektorie v zakřiveném prostoru (předpovězeny podle rovnic A.Einsteina) |
| globule | řidší oblasti protogalaktického plynu, ve kterých vznikají osamocené hvězdy (též viz jádra oblaků, molekulových) |
| gnomon | astronomická pomůcka |
| gravar | hypotetický vesmírný objekt vyzařující gravitační vlny díky gravitačnímu zhroucení (neužívaný pojem) |
| gravitační čočka | viz též gravitátor; jedná se o efekt ohybu světla v silném gravitačním poli; deformace obrazu vzdáleného bodového zdroje (hvězdy) zobrazený bližším hmotným bodem (hvězda, planeta), přičemž zdroj, hmotný bod i pozorovatel leží přesně na jedné přímce. Pozemský pozorovatel spatří vzdálený zdroj jako svítící prstýnek souměrně obklopující bližší hmotný bod; poloměr prstýnku bude tím větší, čím vyšší je hmotnost gravitátoru; jasnost prstýnku bude paradoxně tím větší, čím dále se bude pozorovatel nacházet od gravitátoru. Ověřena platnost obecné teorie relativity |
| gravitační paradox | v nekonečném vesmíru by měl být pozorovatel tažen gravitační silou všemi směry,
jelikož je vždy obklopen hmotnými tělesy, tedy hvězdami obodba fotometrického paradoxu (viz zde); je-li ve dvou protilehlých směrech od pozorovatele rozložení hmoty stejné, pak se gravitační síly navzájem ruší, je-li vesmír izotropní, pak se ruší ve všech směrech a paradox je odstraněn (na rozdíl od fotometrického paradoxu - viz zde - jelikož se světlo z protilehlých směrů neruší, ba se jeho účinky sčítají) |
| gravitátor | viz též gravitační čočka; hmotný bod (hvězda), který zobrazuje bodový zdroj (hvězda); podobá se optické spojně čočce. Existence byla prokázána na 4,4m arizonském složeném reflektoru (MMT) r. 1979 - vzdálený kvasar ve Velké medvědici je zobrazován mezilehlou obří eliptickou galaxií = gravitátor, v podobě dvou bodových zdrojů s naprosto identickými spektry a totožnými červenými posuvy (z=1,41), které byly podstatně vyšší než pro galaxi - gravitátor (z=0,36), což je ve shodě s představou, že čím je větší tento posuv, tím je objekt vzdálenější. |
| H | [ nahoru ] |
| HII oblast | spirální galaxie obsahují velké oblaky ionizovaného vodíku, které se označují HII |
| Halleyova kometa | perioda oběhu činí 76 let, poslední přiblížení ke Slunci v únoru 1986; podle dostupných údajů bude její existence ukončena cca za 3000 let, kdy se většina těkavého materiálu jádra odpaří a kometa buď zanikne nebo se změní v mrtvé těleso, které bude pouze odrážet sluneční záření |
| Hayashiho stopa | fáze vzniku hvězdy; gravitační kontrakce primární hmoty protogalaktického plynu se začíná smršťovat |
| HDM | Hot Dark Matter - horká tmavá hmota; jedna z teorií popisující scénář tmavé hmoty (kosmické struny) |
| HEAO-2 | též tzv. Einsteinova rtg. laboratoř na družici, vypuštěná r. 1978 jako druhá v pořadí po menší laboratoři z r. 1970 (autor: R.Giacconi) |
| Hertzsprungův - Russelův diagram | znázorňuje vztah mezi spektrální třídou hvězdy a absolutní hvězdnou velikostí; více viz odkaz H-R diagram |
| Hipparcos | astrometrická družice; zkr. High Precision Parallax Collecting Satellite; byla součástí astrometrické mise Evropské kosmické agentury (ESA), zaměřené na měření hvězdných paralax a vlastních pohybů hvězd; pojmenována na počest starověkého astronoma Hipparcha; satelit byl vynesen do vesmíru na raketě Ariane 4 dne 8.srpna 1989; spojení se satelitem bylo ukončeno 15.srpna 1993 |
| historie výzkumu Sluneční soustavy | podrobná chronologie |
| hlavní posloupnost | stadium ve vývoji hvězdy, kdy je celá její zářivost kryta hořením vodíku; jedná se o plazmovou hvězdu, mezi něž řadíme i současné stadium našeho Slunce |
| hnědý trpaslík | konečné stadium hvězdného vývoje; pozůstatky hvězd s
původní hmotností 0,08 - 0,01 hmotností Slunce; září v infračerveném oboru spektra.
Nebyla dosud jednoznačně potvrzena jejich existence, protože je svázána s
problémem skryté hmoty a jsou asi nejlepšími kandidáty na vyřešení tohoto problému T = 1000 K až 2500 K |
| hnízdo galaxií | starší název pro kupu galaxií |
| homogenita vesmíru | hmota ve vesmíru je stejnoměrně hustá a to od rozměru >1x109 ly nad měřítkem vzdálenosti galaxií je míra nestejnorodosti velmi malá (průměrně jedna stotisícina); velmi důležitá vlastnost vesmíru - pokud by hodnota byla významně vyšší, galaxie by rychle zdegenerovaly v husté chuchvalce a černé díry dříve než by se mohlo vytvorit příznivé prostředí |
| horizont událostí | hranice černé díry; myšlená sféra kolem černé díry ohraničující oblast, z níž už není návratu - nic, co prolétne horizontem událostí se už z gravitačního pole černé díry nemůže vymanit |
| horizont vesmíru | h.v. je predikován rychlostí světla: žádný signál se nemůže šířit vyšší rychlostí než je rychlost světla, tedy je-li vesmír nyní starý asi 13,5 mld. let je h.v. vzdálen cca 4 mld. parseků; nic, co se odehrálo ve větší vzdálenosti nás nemůže ovlivnit, protože tyto události jsou již za horizontem vesmíru; díváme-li se zpět k počátku vesmíru, zmenšuje se vzdálenost horizontu rychleji než velikost vesmíru: velikost vesmíru je úměrná času umocněného na jednu polovinu nebo na dvě třetiny, zatímco vzdálenost horizontu je úměrná první mocnině času, takže čím je ranější okamžik, tím menší část vesmíru horizont uzavírá |
| Hubbleův poloměr vesmíru | poloměr vesmíru, který je v principu dostupný pozorování; značka rH; je určen podílem rychlosti světla a Hubbleovy konstanty (viz zde); rH = c/H = c H-1; po dosazení za H hodnotou H0 = 20 km s-1 (106 ly)-1, pak vychází H.p.v. 15x109 ly; v minulosti bylo rozpínání rychlejší (tj. H vyšší) a tedy hodnota H.p.v. byla menší |
| Hubbleův program | studium tvaru (zakřivení) křivky vyjadřující závislost červeného posuvu na vzdálenosti pro velmi vzdálené galaxie; souvisí se
zjištěním, zda rychlosti galaxie přesahují únikovou rychlost či nikoliv (tedy zda zpomalování galaxií je větší čí menší než
jistá hodnota, pak je nebo není úniková rychlost převýšena); prozatím z H.p. vyplývá, že zpomalování vzdálených galaxií je poměrně malé,
což by znamenalo, že se galaxie pohybují vyšší rychlostí než je úniková rychlost, tedy vesmír je otevřený a bude se pořád rozpínat více odkaz: Hubbleův program |
| Hubbleův teleskop | Myšlenka poslat teleskop na oběžnou dráhu Země se poprvé objevila v r. 1923 a jejím
autorem byl konstruktér raket Herman Oberth. Avšak práce na orbitálním teleskopu
začala až r. 1969 a v r. 1977 projekt schválil americký Kongres. Tehdy se rozhodlo,
že dalekohled ponese jméno amerického astronoma E.Hubbla. O čtyři roky později
byl v Baltimore zřízen ústav pro vesmírný teleskop a konstrukce byla dokončena v roce
1985. Raketoplán Discovery vynesl Hubblův teleskop do vesmíru 24. dubna 1990. Údržbu prováděly doposud čtyři výpravy, první z nich v r. 1993 nainstalovala sadu zrcadel korigujících nepřesnosti zrcadla hlavního, další výpravy pak vyměnily nebo nahradily jednotlivé přístroje. Dnes (červen 2005) je aktuální otázka gyroskopů, které udržují stabilitu. Podle původních plánů měl být teleskop v r. 2010 dopraven zpět na Zemi a sloužit měl jako unikátní muzejní exponát. Avšak po havárii raketoplánu Columbia v r. 2003 byly tyto plány přehodnoceny a hovoří se o tom, že teleskop bude v r. 2010 pouze naveden do atmosféry, kde shoří. Letošní start raketoplánu Discovery teleskopu nepomůže, má za cíl vesmírnou stanici ISS. Ke všem těmto špatným zprávám, pro příznivce Hubblova teleskopu přibývá další: v r. 2011 má být vypuštěn jeho následovník - Webův teleskop, se šestinásobně větším zrcadlem o mnoho citilvějšími přístroji. Lze tedy říci, že budoucnost Hubblova teleskopu je do slova a do písmene "ve hvězdách"... více na oficiální stránky NASA o Hubbleovu teleskopu a dále vše o Hubbleovu teleskopu |
| hvězdná velikost | viz magnitudo |
| hvězda | plynné kosmické těleso vyzařující energii díky jaderným reakcím, které probíhají v jejím jádru podíl chemických prvků na složení hvězd vykazuje jistou pravidelnost a odpovídá poměru v naší sluneční soustavě viz obrázek výskyt prvků ve hvězdách |
| hvězdné asociace | viz hvězdokupa (zde); útvary mladých hvězd, nacházející se převážně v jádrech gravitačně vázaných útvarů |
| hvězdokupa | výskyt samostatných hvězd je velice řídký, častěji existují ve skupinách po dvou (dvojhvězdy) i po více členech (vícenásobné hvězdy) nebo ve velkých skupinách -
hvězdokupy: seskupení hvězd držená pohromadě vzájemnou přitažlivostí. Rozeznáváme:
|
| hvězdy 1. generace | relativně mladé hvězdy (stáří do 5 mld. let); patří mezi ně i naše Slunce |
| hvězdy 2. generace | jedny z nejstarších vesmírných objektů; hvězdy staré až 10 mld. let; nacházejí se především v jádrech galaxií a v kulových hvězdokupách |
| hyperonová hvězda | dosud neprokázaná existence hvězdy, která by mohla vznikat vychládáním neutronových hvězd |
| CH | [ nahoru ] |
| Chandra | rtg laboratoř na družici vypuštěná r. 1999 - umožňovala pořizovat detailní rtg obrazy vesmíru (název podle fyzika Chandrasekhara) |
| Chandrasekharova mez | pojem zaveden r. 1928 (S.Chandrasekhar); podobný objev učinil přibližně ve stejné době L.D.Landau hmotnostní mez při které je hvězda ještě stabilní; Chandrasekharova mez ovlivňuje další etapu ve vývoji hvězd: překročí-li bílý trpaslík tuto hmotnostní mez, pak nepokračuje jeho další vychládání, ale mění se ve hvězdu neutronovou; maximální hmotnost bílých trpaslíků je 1,44 hmotnosti Slunce; jestliže překročí Ch.m., tíha horních vrstev překoná tlak degenerovaného plynu a dojde k relativistické degeneraci elektronů a hvězda se zhroutí v neutronovou hvězdu |
| charakteristická doba expanze | převrácená hodnota Hubbleovy konstanty; galaxie se od sebe vzdalují a tedy v počátcích vesmíru musely být velice blízko u sebe a kdyby jejich
rychlost byla konstantní, pak doba potřebná k tomu, aby dosáhly dnešní vzdálenosti, by se rovnala této vzdálenosti dělené relativní rychlostí galaxií;
je-li Hubbleova konstanta rovna 50 km/s na milion parseků, pak doba, která uplynula od počátku vesmíru (= doba kdy se začaly galaxie vzdalovat
od sebe) je asi 20 mld. let; skutečné stáří vesmíru je samozřejmě menší, protože se galaxie nepohybovaly konstantní rychlostí, ale byly zpomalovány
vlivem vzájemného gravitačního působení ch.d.e. se dá přibližně definovat jako stonásobek časového intervalu, během něhož se velikost vesmíru zvětšila o 1% |
| chaotická inflace | komplikovaný obraz vesmíru za horizontem viditelných událostí - vesmír jako celek má velmi složitou geografickou strukturu a to co
pozorujeme uvnitř horizontu pozorovatelných událostí, nemusí být vůbec typické pro oblasti daleko za ním A.Linde zdokonalil ch.i. raného vesmíru, když předpokládal, že proces inflace podporuje své vlastní pokračování - každá mikroskopická oblast procházející inflací má přirozenou snahu reprodukovat pro své vlastní mikroskopické podoblasti podmínky, které v nich povedou k inflaci, a tento proces nikdy neskončí, tzn. že oblast, kterou si představujeme jako výchozí bod řady, může být jen členem řady sahající do nekonečné minulosti a pouze v těch členech nekonečné řady, kde se vytvořily podmínky pro vývoj pozorovatelů, mohou být formulovány kosmologické úvahy |
| I | [ nahoru ] |
| IC | zkratka označující mlhoviny, podle katalogu, kde je jejich seznam uveřejněn spolu s pořadovým číslem; více pod heslem mlhovina, jejich výčet pak pod odkazem nebeské objekty |
| inflatující vesmír | pokud se nějaká oblast vesmíru inflačně rozpíná, vytváří nutně podmínky pro vznik další inflace v mnoha svých podoblastech a tento proces může postupovat donekonečna s dalšími podoblastmi, které se nafukují (angl. inflation = nafukování) a vytvářejí další podoblasti s podmínkami s inflací atd... ad infinitum |
| infračervený trpaslík | konečné stadium vývoje hvězd středně hmotných hvězd |
| Integral | družice vynešená do kosmu v říjnu 2002; zjišťuje především rtg a gama záření (spolupráce též českých vědců z Astronomického ústavu AVČR) |
| interferometrie | interference elektromagnetických vln se využívá v oblasti viditelného záření k měření úhlových vzdáleností jednotlivých složek velmi těsných dvojhvězd |
| intergalaktický plyn | plyn v prostoru mezi galaxiemi |
| Interkosmos | vědecký projekt pro poznávání vesmíru z minulého stol. |
| interstelární planeta | planeta, která není gravitačně vázána na jakoukoliv hvězdnou soustavu; nazývána
též jako "vesmírný samotář"; podle standardních teoriií by ani neměly takové planety
vůbec vzniknout, avšak jen v naší Galaxii se jich může nacházet až sto tisíc
(D.Stevenson, Caltech). Jedna možnost vzniku je jejich vymrštění z kulových hvězdokup; na počítači GRAPE byl nasimulován "život" jedné hvězdokupy až do chvíle stáří naší sluneční soustavy (4,5 mld. let) a bylo zjištěno, že v takové hvězdokupě zůstalo asi jen 25% hvězd, přičemž ostatní byly vlivem gravitačního působení galaxie odvrženy pryč - mnohé ze zbylých hvězd ztratily své planety. V r. 2000 byly takové i.p. objeveny v mlhovině v Orionu či v souhvězdí Hadonoše; jejich identifikace je možná díky efektu gravitační čočky (viz čočka, gravitační) |
| izotropie vesmíru | ve vesmíru neexistuje žádný přednostní počátek souřadnic: všechny jeho body jsou dokonale rovnocenné; vlastnosti vesmíru nezávisí na směru, v němž jej pozorujeme |
| J | [ nahoru ] |
| jádra planetárních mlhovin | L= 103 - 105; T = cca 104K |
| jádra molekulových oblaků | husté oblasti protogalaktického plynu, ve kterých vznikají skupiny hvězd (též viz globule) |
| jarní bod | bod na obloze (souhvězdí Ryb) - průsečík ekliptiky a nebeského rovníku; kružnice procházející jarním bodem a oběma póly je obdobou greenwichského poledníku - od ní se počítá rektascenze a deklinace; j.b. se značí symbolem Berana, ačkoli již leží v Rybách - viz precese (jarního bodu) |
| Jeansova hmotnost | 1902, J.Jeans; při dané hustotě a tlaku existuje jistá min. hmotnost, při níž nastává shlukování hmoty pod vlivem gravitace J.h. je úměrná tlaku umocněného na 3/2 (shlukování hmoty do galaxií a hvězd nemohlo začít dříve, dokud se teplota vesmíru nesnížila natolik, že se elektrony mohly zachytit v atomech; aby se vlivem gravitace mohly vytvářet oddělené shluky hmoty - podle Newtona - musí gravitační síly překonat tlak záření a látky) |
| jižní obtočnová souhvězdí | ze stř. Evropy nelze vidět souhvězdí celé oblohy - ta, která jsou vzdálená od jižního pólu méně než je naše zeměpisná šířka zůstávají stále neviditelná - nevyjdou nad náš obzor a nazýváme je právě j.o.s. |
| juxtapozice (hvězd) | A.Eddington, 1919; hvězdy nacházející se mnohem dále než Slunce, ale ležící ve stejném směru na obloze jako Slunce (světlo těchto vzdálených hvězd prochází oblastí prostoru ovlivněnou gravitací Slunce) |
| K | [ nahoru ] |
| kolapsar | starší název pro černou díru; stadium zániku hvězdy |
| kometa | též vlasatice; jedná se o nebeský úkaz;
slepence kamení a ledu o velikosti stovek metrů až stovek kilometrů o nízké
soudržnosti a hustotě. Jedná se o téměř nezměněný zárodečný materiál
sluneční soustavy; po přiblížení se ke Slunci začne led sublimovat a vytváří
dočasnou plynnou astmosféru, která se nazývá koma (chvost komety), což je onen fascinující
úkaz na obloze. Komety mají eliptické dráhy v jejímž ohnisku je Slunce;
po každém přiblížení ke Slunci se část materiálu vypaří a po několika stovkách
oběhů se zcela vyčerpá, tzn. rozpad, zánik a z komety zbude jen jádro - planetka; známo cca 900 komet Životnost komety je cca 300 tisíc let; složení: H,C,N,O, silikáty a uhlíkaté sloučeniny, organické látky; r = 10km, t = -240oC předpokladána existence 1014 jader |
| kosmická buňka | termín převzat od J.Grygara; imaginární část vesmíru v němž se nacházejí galaxie (též kupy a nadkupy); ukázalo se, že galaxie zaujímají necelou osminu daného kosmického prostoru (buňka); vyskytují se převážně podél stěn těchto imaginárních buněk; uvnitř nich se nacházejí prázdné proluky o rozměrech až 300 miliónů světelných let a po stěnách se galaxie vyskytují buď v podobě "vláken" (o délce až 1 miliardy světelných let) anebo po celé stěně jako "lívanec"; vznik a důvod těchto struktur ještě nebylo uspokojivě vysvětleno |
| kosmologické modely | pokud možno jednoduché konstrukce, které nesou hlavní znaky vesmíru a jsou přitom zvládnutelné prostředky soudobé matematiky a fyziky. více viz odkaz kosmologické modely |
| kosmologické principy | základní myšlenky o vesmíru, které jsou vnímány jako axiomy a jsou buď potvrzeny empiricky nebo vyvráceny a nahrazeny jinými, moderními principy; více viz odkaz kosmologické principy |
| kosmologie | nauka o vesmíru jako celku |
| kosmogonie | odvětví astronomie a zabývá se vznikem a vývojem nebeských těles; hvězdná kosmogonie: studuje "život" hvězd od jejich zrození až k zániku planetární kosmogonie: pojednává o vzniku a vývoji planetárních soustav |
| krátkoperiodické cefeidy | pulsující dvojhvězdy s periodou kratší než jeden den; jedná se o velmi staré hvězdy, protože tvoří v Galaxii kulový systém a vyskytují se vkulových hvězdokupách, nejstarších útvarech Galaxie. Jelikož známe jejich zářivost, lze určit jejich vzdálenost. |
| kupy galaxií | útvary obsahující tisíce galaxií. Jednotlivé galaxie jsou gravitačně vázány, tj. obíhají kolem společného těžiště; jedná se o největší gravitačně vázané struktury ve vesmíru; kupy galaxií se dále shlukují do nadkup (viz zde); r = průměrně 3x107 ly (viz nadkupy galaxií) |
| kvarková hvězda | dosud neprokázaná existence hvězdy, která by mohla vznikat vychádáním neutronových hvězd |
| kvasar | kvazisterální radiové zdroje - lat. quasi - jako;
objekty v nejvzdálenějších částech vesmíru; jejich rudý posuv je tak vysoký (z=4,9),
že nemohou náležet do žádné galaxie, protože se vzdalují rychlostí až 90% rychlosti světla,
což o mnoho překračuje únikovou rychlost pro kteroukoli hvězdnou soustavu (max. 700 km s-1).
Kvasary rychle mění svou optickou jasnost i radiový tok; zdroj nemůže být žádná termonukleární
reakce, ale zatím neznámá síla, možné vysvětlení je existence supermasivních (108
- 109 hmot Slunce) černých děr v jádrech některých galaxií; dnes je známo
asi 8000 kvasarů a jsou zdrojem infračerveného záření; nejvzdálenější z nich se nalézají poblíž částicového horizontu.
Jedná se o útvary o hmotnostech 109 hmotnosti Slunce, avšak koncetrované do velikosti sluneční soustavy.
Velikost je rovna několika světelným dnům; skutečný zářivý výkon dosahuje hodnot až 1041 W
(naše Galaxie 1037 W) objev quasarů začal zcela nevině: r. 1960 nalezl astronom A.Sandage na místě radiového zdroje v souhvězdí Trojúhelníku slabou hvězdu, jejíž spektrum však nešlo určit, díky mnoha nevysvětlitelným čarám; o dva roky později byl jiný radiový zdroj v souhvězdí Panny zakryt Měsícem, čehož opět využil A.Sandage a také zde našel ve stejné poloze hvězdu a tentokrát o něco jasnější, avšak ani zde se nedalo spektrum dobře vysvětlit; popisem spektra se zabýval také M.Schmidt (Mt. Palomar, 1963), který si všiml jisté zákonitosti spektrálních čar - patří vodíku, pouze byly posunuty k červenému konci spektra |
| kvintesence | pojem zavedený s ohledem na existenci skryté hmoty či temné energie odpuzování nemá ve vesmíru na svědomí prázdný prostor (vakuum), ale že existuje jakési fluidum s negativním tlakem, které je skutečným zdrojem odpudivé síly, jež se však během rozpínání vesmíru natolik rozptýlilo a prořídlo, že jeho účinek je nyní velmi slabý |
| L | [ nahoru ] |
| Lac (číslo) | zkratka pro "Lacaillův katalog" z poloviny 18. stol. obashující seznam hvězd (především na jižní obloze) |
| Landau-Oppenheimerova-Volkoffova mez | hmotnostní hranice hvězd, do dvou hmotností Slunce |
| lunisolární kalendář | snaha o koordinaci délky synodického měsíce (viz zde) s délkou tropického roku (viz zde) vedla k vytvoření l.k. termín z archeoastronomie |
| M | [ nahoru ] |
| M | zkratka pro označení mlhovin podle Messierova katalogu (1784), kde je jejich seznam uveřejněn spolu s pořadovým číslem; více pod odkazem OBJEKTY |
| M/L | poměr hmota / světlo (M/L), které udává množství přímo nepozorované tmavé hmoty např. množství hmoty potřebné k tomu, aby se nerozpadly kupy galaxií stoupá poměr M/L na hodnotu 300, tedy v kupách galaxií je 300x vícew tmavé hmoty než kolik je jí tam v podobě jasně zářících hvězd (!) |
| magnetická hvězda | hvězda jejíž velmi silné magnetické jádro k nám střídavě obrací severní a jižní pól; slabou magnetickou hvězdou je i naše Slunce,
zástupcem silných m.h. je např. Cor Caroli ze souhvězdí Honící psi; ¨ většina m.h. má proměnné magnetické pole s intervaly několika dnů až týdnů - tyto hvězdy se nazývají magnetické proměnné |
| magnetické pole hvězd | existebci m.p.h. lze zjistit na základě studia čárového spektra; v magnetickém poli se původně jednoduché spektrální čáry rozštěpí na dvě, tři nebo i více složek, přičemž jejich vzdálenost od původní polohy čáry je přímo úměrná velikosti magnetické indukce pole; toto rozštěpení čar se nazývá Zeemanův jev |
| magnitudo | hvězdná velikost, lat. magnitudo = velikost; nejedná se o pravou (fyzickou) velikost hvězdy, ale její jasnost;
jednotka magnituda se udává s pomocí kladného resp. záporného znaménka; např.: Slunce = -27m,
hvězda Vega = 0m a jedny z nejslabších hvězd mají hodnotu až +22m; zdánlivá hvězdná velikost m vyjadřuje intenzitu osvětlení vyvolaného hvězdou nas rovině, proložené pozorovacím místem na Zemi a kolmé k dopadajícím paprskům; vztah mezi hvězdnými velikostmi dvou hvězd a jejich jasnostmi definuje Pogsonova rovnice; jsou-li I1, I2 jasnosti dvou hvězd, je pak rozdíl jejich hvězdných velikostí: m2 - m1 = 2,5(logI1 - logI2) |
| MCO | sonda Mars Climate Orbiter vypuštěná 11.12.1998 z mysu Canaveral; sonda na povrch Marsu nedorazila z velmi specifického důvodu: společnost Lockheed-Martin, která operaci řídila, posílala do řídícího centra NASA údaje o poloze pomocné rakety v mílích a stopách, avšak v centru se domnívali, že jde o jednotky metrické, ve vědě běžně užívané - rozdíl mezi těmito jednotkami činil bezmála 100 km, což stačilo, aby expedice skončila dříve než začala ... |
| Messierova čísla | čísla různých mlhovin a kup hvězd v katalogu, který sestavil Charles Messier; obvykle zapisována jako M číslo (např. M 31, galaxie v souhv. Andromedy) |
| měsíc | těleso obíhající kolem planet; nejlépe prozkoumaným a též nejznámějším měsícem je Měsíc (družice Země) |
| meteor též meteoroid |
jednotlivá částice z meteoroidního komplexu, která i může vlétnout
do zemské atmosféry a ve výškách kolem 100 km nad Zemí se meteoroid rozzáří (přelet meteoru);
jedná-li se o velice jasný meteor, mluvíme pak o bolidech
|
| meteorit | větší části z meteoroidního komplexu, které se nestačily vypařit a dopadly na povrch Země |
| meteoroidní komplex | komplex nejmenších členů sluneční soustavy (velikostí od 1 nanometru) |
| methanový trpaslík | konečné stadium vývoje hvězd s nízkou počáteční hmotností |
| Metonův cyklus | Meton byl řecký astronom z 5. stol. př.n.l.; doba, po níž fáze fáze Měsíce připadne na stejné datum; délka M.c. je 6940 dní |
| mezihvězdná mračna | různá forma látky (atomy, molekuly, prach)
jíž je vyplněn mezihvězdný prostor; stabilní útvary; primární zásobárna hmoty pro
tvorbu hvězd; vznik: a) exploze supernov (resp. rozpýlená látka vyvržená explozí); naruší jejich stabilitu a následující zhuštění hmoty obstará vlastní gravitace - vznikají tedy prvotní hvězdy; b) mezihvězdná mračna se pohybují po eliptických oběžných drahách kolem středu soustavy (galaxie) a přitom dochází k občasnému zhušťování hmoty vlivem rozdílných rychlostí oběžného pohybu. Obvyklá hmotnost přesahuje 105 hmot Slunce; hustota je asi o šest řádu nižší než je běžně dosažené vakuum na Zemi |
| mezihvězdné prázdno | o 11 řádu nižší hustota než je běžně dosažitelné vakuum na Zemi: 1 atom vodíku v cm3; t = 10K; září pouze na mm rádiových vlnách; byla rozpoznána až poč. 70. let 20. stol. po použití výkonných teleskopů |
| Mléčná dráha | naše galaxie, tedy Galaxie (viz zde - galaxie); Mléčná dráha se podle odhadů skládá z cca třiceti miliard hvězd podrobnější popis Mléčné dráhy naleznete v části astronomie - nebeské objekty |
| mlhovina | označují se písmenem M s číslem nebo NGC a IC s číslem; M - Messierův katalog,
NGC - New General Catalogue, IC - International Catalogue a číslo značí pořadové číslo mlhoviny v katalogu. Jedná se o jakýsi mezihvězdný oblak, z něhož se vytvářejí nové hvězdy, a pakliže svítí (ne vlastním světlem), nazýváme jej mlhovinou. Explozí nov a supernov se dostávají těžší prvky do prostoru a mísí se s původním vodíkem, přičemž opět vzniká nová mlhovina. Dělí se na:
|
| modely vesmíru | viz zde kosmologické modely |
| mrak kometárních jader | hypotéza astronomů, že se na periferii sluneční soustavy existuje mrak kometárních jader, obsahující nejméně 1012 jader. Jedná se o původní materiál zárodečné hmoty, ze které vznikla naše soustava. Měl by obsahovat tolik hmoty jako všechny planety sluneční soustavy dohromady, ovšem tak rozptýlené, že ji nelze přímo pozorovat. Kometární jádra jsou vystavena působení vysokého stupně vakua a teplotám kolem 15K, což by zaručovalo dokonalou konzervaci původního stavu. |
| N | [ nahoru ] |
| nadkupy galaxií | shluk několika desítek kup galaxií a rozkládají se v prostoru o rozměru až 300 mil. ly; nadkupy nejsou gravitačně vázány a během času se rozpadají na jednotlivé kupy galaxií; r = průměrně 3x108 ly; úhrná hmotnost m = 1016 hmotností Slunce |
| nahá singularita | prostoročasová singularita, která není skryta v černé díře |
| nebeský rovník | myšlená kružnice na nebeské klenbě, všude stejně vzdálená od nebeských pólů. Rozděluje oblohu na severní (nad rovníkem) a jižní (pod rovníkem) |
| nepravidelná mlhovina | galaxie bez vnitřní struktury a ohraničeného tvaru; skládají se převážně z hvězd a mezihvězdné látky, ale jejich původ se vysvětluje obtížněji než je tomu u galaxií s jistou pravidelností; hvězda, která n.m. osvětluje nesouvisí (nrozdíl od mlhovin plnetárních) s jejím vývojem |
| neutronová hvězda | stlačené jádro zbytku hvězdy po explozi
supernovy, rychle rotující kolem vlastní osy (zákon zachování momentu hybnosti).
Při velikých teplotách a tlacích již nemohou ani samotná jádra vzdorovat podmínkám a
rozpadají se na neutrony a protrony, které se sloučí s elektrony za vzniku dalších neutronů -
vzniká objekt bez elektrického náboje, tzn. nepůsobí zde ani žádné odpudivé elektrmagnetické
síly. Velmi pomalé chladnutí, prakticky se dále nevyvíjejí, pouze jejich silná magnetická
pole během doby slábnou r = 10km; m = 1,4 hmoty Slunce (Chandrasekharova mez); ρ = 1017 kg/m3 (obrovská hustota, až stomilionkrát vyšší než u bílých trpaslíků) |
| New Horizons | N.H. (Nové Obzory) je první misí programu New Frontiers; je určena k průzkumu soustavy Pluto - Charon z průletové dráhy a pak má pokračovat v letu dál do oblasti tzv. Kuiperova pásu; více informací na stránce New Horizons |
| NGC | zkratka pro označení mlhovin podle New General Catalogue (1888), kde je jejich seznam uveřejněn spolu s pořadovým číslem; více pod odkazem OBJEKTY |
| nova | hvězda, která zvýší svou jasnost až milionkrát, ale narozdíl od supernovy (viz zde) není hvězda zničena; oddělí se pouze vnější řídké vrstvy hvězdy; patrně jsou n. ve většině případů dvojhvězdy s velmi blízkými složkami, že vzhledem k jejich nerovnoměrnosti začne některá ze složek dříve zvětšovat své rozměry a tak se postupně stane "dodavatelem" materiálu pro druhou složku |
| O | [ nahoru ] |
| obr | typ hvězdy a hvězdnou velikostí 0m |
| observační kosmologie | observační kosmologie nemohla začít dříve než v 10% věku dosavadního trvání vesmíru; epocha vesmíru kdy je možno sledovat expandující vesmír |
| Occamova břitva | tento termín nespadá přímo do sekce kosmologických výrazů, jedná se o výzvu učence 14. století Williama Occama, avšak je často užívána právě v kosmologických teoriích; zní: "nezmnožovat hypotézy více, než je nezbytné" |
| Olbersův paradox | jeden z paradoxů "řešící" strukturu vesmíru (viz též Seeligerův paradox); jedná se vlastně o popření nekonečného statického vesmíru byl formulován r. 1823; H.Olberse zaujala zdánlivá samozřejmost, a to, že je v noci tma; v nekonečném vesmíru s rovnoměrně rozloženými galaxiemi je tento fakt nemožný - noční obloha by měla zářit velikým jasem, neboť by se sčítalo světlo i z velmi vzdálených galaxií; ze zkušenosti víme, že tento stav není pravda a proto tedy neplatí jeden z uvedených předpokladů (rovnoměrně rozložené galaxie) první (a nejstarší dochovaná) formulace o nemožnosti konečnosti a statičnosti vesmíru pochází z r. 1610 (J.Kepler) |
| Ω (omega) | tímto řeckým písmenem se označuje průměrná hustota vesmíru dělená kritickou hustotou; kdyby Ω byla vyšší než 1, mohla by gravitace nakonec vést ke zpětnému zhroucení; podle dosavadních znalostí se běžné atomy podílejí na kritické hustotě pouhými 4% , kdyby v našem vesmíru nebylo nic jiného, pak by Ω = 0,04; asi polovina těchto atomů je seskupena ve hvězdách a plynu, z nichž se skládají galaxie a zbytkem je mezigalaktický plyn; pět až desetkrát větší mměrou přispívá skrytá hmota (viz zde) |
| ostrovní vesmíry | I.Kant; slabé mlhoviny pozorované astronomy nejsou žádným novým jevem, ale jedná se prostě o "obyčejné" jiné galaxie o.v. je pak vlastně schéma jak jsou rozptýleny po prázdnotě kosmického prostoru (první správné vysvětlení povahy Mléčné dráhy a jiných mlhovin) |
| (projekt) OZMA | projekt k vyhledávání inteligentních společenství ve vesmíru, konkrétně se jedná o vysílání radiových signálu k planetární soustavě kolem hvězdy ε Eri v souhvězdí Eridana |
| P | [ nahoru ] |
| pahvězda | skupina hvězd, jejichž hmotnost není dostatečně veliká, aby s v jejich jádrech zažehla termonukleárná reakce a její zářivost je dána pouze gravitační kontrakcí |
| paralelní vesmír(y) | k mnohočetným vesmírům může vést mnoho různých scénářů:
|
| pás totality | středová čára plného měsíčního stínu při úplném zatmění Slunce |
| perigeum | přísluní; bod, kdy se Měsíc nejvíce přiblíží Zemi |
| perihel | bod, v němž je těleso nejblíže Slunci |
| perioda stáčení uzlové přímky | extrémní poloha Měsíce je dána dobou, za kterou se jeden z uzlů jeho dráhy vrátí na totéž místo vůči ekliptice (viz drakonický měsíc) |
| Pioneer 10 | automatická sonda vypuštěna v březnu 1972, která po splnění svého výzkumného úkolu opustí hranici naší Galaxie; nese ssebou na "palubě" tzv. první kosmický dopis - na pozlacené plaketě jsou graficky znázorněny informace o radiovém záření vodíku na vlně 21 cm, poloha Slunce v Galaxii, vzhled lidských bytostí a informace o planetách naší soustavy a všechny číselné daje jsou zapsány ve dvojkové soustavě |
| Planck | sonda, která měla původně startovat v únoru 2007 a nakonec se její start posunul na r. 2008; má hlavně za úkol sledovat reliktní záření;
více informací na stránkách samotného provozovatele této sondy ESA |
| planemo | PLANEtary Mass Object; nový pojem označující objekty planetární hmotnosti; termín zavedl profesor Gibor Basri; jedná se o objekt dostatečně veliký na to, aby se vlastní gravitací vnitřně strukturoval a zakulatil a současně není tak hmotný, aby v něm probíhaly termonukleární fůze (fůzory) - podle této definice ja pak planeta vlastně planemo obíhající kolem fůzoru, čímž by se skupina dnešních tradičních devíti (resp. osmi, bez Pluta) rozšířila na 35 objektů (např. Ceres, Orcus, Sedna, Xena aj.) |
| planeta | řec planétés = poutník; pojem se objevil ve starověku; na obloze byly hvězdy stálice a hvězdy bludice neboli planety; bloudivých hvězd
(planet) bylo sedm a podle rychlosti pohybu byly jejich sféry seřazeny takto: Měsíc, Merkur, Venuše, Slunce, Mars,
Jupiter a Saturn; už ve starověku byl ke každé z planet přiřazen den v týdnu a také jeden z tehdy známých kovů, což
byl obraz dokonalého Božího díla popsaný Aristotelem a ani ve středověku nebyl důvod toto zpochybnit; obsah pojmu
planeta změnily až práce M.Kopernika a J.Keplera v 16. a 17. století, když slovo samo zůstalo, ale z "nebeského světla"
(rozuměj planety) se stalo okolo Slunce obíhající těleso podobné Zemi (rozuměj planeta v dnešním smyslu slova) a z
tehdejšího seznamu byl vyloučen Měsíc se Sluncem těleso obíhající kolem hvězdy; hmotnost planet je příliš malá na to, aby v jejich jádrech probíhaly termojaderné reakce |
| planetární inflace | termín označuje situaci, kdy se uzná jako regulerní planeta z okraje sluneční soustavy (např. UB313); pokud se pro tato tělesa nevytvoří nová kategorie, pak by sem spadalo i Pluto |
| planetární mlhovina | část odvržených vnějších plynných obalů Slunce (a hvězd jeho hmotnosti) v podobě soustředěných kulových obalů; svým kotoučovým tvarem připomíná planetu - proto planetární mlhovina; rozpínají se rychlostmi 10 až 50 km/s a mají krátkou životnost - cca 10000 let; jejich průměr až několik tisíc AU; centrální žhavá hvězda leží ve středu mlhoviny zahřívá svým zářením p.m. na t = 15000 oC a na rozdíl od difůzních mlhovin souvisí s celým vývojem p.m. |
| planetesimály I. generace | kamenné balvany vzniklé "slepením" kaménků velikosti několika milimetrů; průměrný rozměr činí asi 5 km |
| planetesimály II. generace | tělesa vzniklé střetáváním planetesimál I. generace; vlastní gravitací si přisvojují zbylý plyn, čímž vznikají prvotní plynné atmosféry; r = 500 až 800 km; m = 1021 kg |
| planetky | tělesa o velikostech stovek metrů až stovek kilometrů; obíhají v pásmu mezi drahami Marsu a Jupiteru; počet známých planetek činí přes 7000, absolutní počet se odhaduje na 750000; průměrná hmotnost = 1018 kg; většina planetek má nepravidelný tvar, o čemž svědčí periodické změny v jasnosti způsobené rotací těchto těles |
| Platónův rok | trvá 26000 let, během nichž se vykoná oběh samotného světového pólu na obloze (viz precese zemské osy) |
| plochý prostor | jeden z možných tvarů vesmíru s nulovou křivostí |
| podmínka neexistence hranice | myšlenka, že vesmír je konečný, avšak nemá (v imaginárním čase) žádnou hranici |
| Pogsonova rovnice | viz (zde) magnitudo |
| pohyb hvězd | hvězdy se pohybují v řádech desítek kilometrů za sekundu a tak projev takového pohybu je patrný až v řádech desítek tisíc let; viz obrázek změna Velkého vozu |
| pól ekliptiky | bod, kolem kterého se na obloze pravidelně pohybují oba póly; interval opsání tohoto kruhu je u sev. i jižního pólu činí 26000 let. |
| poloha nebeských objektů | udává se jako na Zemi pomocí ekvivalentu zeměpisné délky a šířky - viz rektascenze a deklinace |
| populace (hvězd) I, II | W.Baade; na základě pozorování hvězd v sousední galaxii (Andromeda) rozlišeny dva druhy hvězd
(tento vzorec je charakteristický pro všechny spirální galaxie, včetně naší):
|
| pozorovatelný vesmír | část vesmíru uvnitř našeho kosmického horizontu; část kosmu dostatečně blízká na to, aby z ní vyzářené světlo k nám k dnešku dorazilo: část vesmíru, který můžeme "vidět" |
| prahvězda | hvězda vzniknuvší z mezihvězdného mračna; zárodečná hvězda; takových hvězd však vzniká ze zárodečného mračna obvykle větší množství a ty se pak shlukují do hvězdných asociací |
| precese (jarního bodu) | pohyby pólů a rovníků způsobují stěhování jarního bodu na obloze po ekliptice doprava, takže se jarní bod vzdaluje od Berana, v němž ležel před naším letopočtem, nyní se nachází v Rybách a směřuje k Vodnáři, kam dorazí za 500 let; za jarním bodem se posouvá celý pás zvířetníkových znamení a tomuto posuvu jarního bodu po ekliptice se říká p.j.b. |
| precese (zemské osy) | pohyb sev. nebo jižního pólu kolem pólu ekliptiky; pól (bod, kolem něhož se zdánlivě otáčí celá obloha) nezůstává ve stabilní pozici - opisuje na obloze kružnici jednou za 26000 let (tzv. Platónův rok). Dnes je bod světového severního pólu vzdálen necelý stupeň od Polárky, kdežto za 13000 let se bude nacházet u hvězdy Vega v souhvězdí Lyry |
| problém horizontu | kosmologický problém z inflační teorie vzniku vesmíru; vesmír se ve svém raném věku nerozpíná dost rychle, takže ta jeho část, která dnes vyplňuje náš viditelný vesmír, musela vyrůst z oblasti, jež byla v oné rané době poměrně velká, mnohem větší, než aby mohla být v té době učiněna hladkou a pravidelnou fyzikálními procesy, které jsou co do svého vlivu omezeny rychlostí světla; pokud však inflace trvala dobu od 10-35 do 10-33 sekundy, pak se celý náš viditelný vesmír opravdu mohl vyvinout oblasti, která byla v těchto raných dobách v dosahu světelných signálů - tento vesmír vznikl rozepnutím oblasti, která byla dost malá na to, aby ji vyhladily fyzikální procesy, které se řídí požadavky teorie relativity |
| problém plochosti | překážka kosmologické teorie: nutno vysvětlit pozorovanou plochost prostoru |
| Prodromus Astronomiae | dílo polského astronoma J.Hevelia v němž zavedl několik nových souhvězdí v místech oblohy, kde bylo málo hvězd |
| proměnná hvězda | název odvozen od časové proměnnosti jasnosti hvězdy, kterou způsobuje:
|
| protogalaktický plyn | zárodečný plyn v oblasti vesmíru, ve které vznikaly první hvězdy |
| prvotní atom | G.Lemaitre; úvaha o době, kdy byl vesmír (jeho obsah) "napěchován" do koule cca 30x větší než je naše Slunce - tento útvar nazval p.a.; prvotní atom poté vybuchl, rozpadl se na spoustu úlomků, z nichž se následné staly "běžné" atomy, hvězdy i galaxie |
| prvotní černé díry | (též primordiální č.d.) černá díra vytvořená ve velmi raném vývojovém údobí vesmíru |
| prvotní hvězdy | kosmické objekty I. generace; čisté vodíkovo-heliové hvězdy. Nejsou pozorovány, protože jejich veliká počáteční hmotnost vedla ke zhuštění a následnému výbuchu (supernova) po pár milionech letech od svého vzniku, což při stáří vesmíru (10 miliard let) vysvětluje jejich absenci v současném vesmíru |
| pulsar | proměnné hvězdy; objekt vzniknuvší po výbuchu supernovy; pokud neutronová hvězda ssebou strhne i magnetické pole, rychle se roztočí a projevuje se jako p. Jejich puls je velice pravidelný a trvá zhruba 1 sekundu |
| Q | [ nahoru ] |
| Q | vesmír nevznikl dokonale hladký ani uniformní, kdyby ano, obsahoval by nyní vodíkový a heliový plyn tak zředěný, že na každý
krychlový metr by připadal v průměru méně než jeden atom - byl by chladný a jednotvárný: žádné galaxie, hvězdy ani chemické prvky.
Díky "růstu kontrastu", který během expanze způsobuje gravitace mohla toto vše změnit byť i nepatrná počáteční nerovnoměrnost;
amplituda těchto nerovnoměrností se označuje právě Q - energetický rozdíl mezi nejvyššími a nejnižšími hodnotami hustoty děleným
celkovou energií (mc2 hmoty; Q udává měřítko největších struktur ve vesmíru, přičemž vyšší hodnoty
Q vedou k "hrudkovitějšímu" vesmíru. Podle počítačových modelů Q odpovídající současným galaxiím a kupám musí být asi 0,00001 -
takto nízká hodnota znamená, že z hlediska gravitace je náš vesmír velmi hladký. Kdyby Q bylo nižší, byla by expanze vesmíru natolik hladká, že by se nevyvinula žádná struktura a kdyby Q bylo vyšší, byl by vesmír tak členitý, že by se zhroutil do obřích černých děr |
| quasar | viz kvasar (zde) |
| R | [ nahoru ] |
| radiant | radiant meteorického roje; myšlený střed prostoru odkud vychází nejvyšší počet meteoritů |
| raný vesmír | stadium vesmíru podle standardního modelu: všechny galaxie musely být v jistém okamžiku v minulosti tak těsně u sebe, že ani galaxie, ani hvězdy, dokonce ani jednotlivé atomy nebo jejich jádra nemohly existovat samostatně |
| reflektor | viz dalekohled (zde) |
| refraktor | viz dalekohled (zde); používají se ke speciálním úkonům, které vyžadují vysokou přesnost v poloze zobrazených hvězd a dobrou definici obrazu; současně však trpí spoustou vad (např. barevná vada); užívají se k trigonometrickému určení vzdálenosti hvězd |
| rektascenze | pomocí r. se udává poloha hvězd na obloze - odpovídá zeměpisné délce na Zemi a měří se od jarního bodu směrem k východu; viz též deklinace |
| rentgenové dvojhvězdy | v rtg spektru září plyn přitahovaný z vnějších vrstev hmotné obří hvězdy a dopadající na jejího souputníka, jímž bývá neutronová hvězda nebo černá díra |
| rentgenové kosmické záření | rtg záření vzniká také tím, že se zahřeje látka na vysokou teplotu, dalo se tedy očekávat, že i Slunce bude zdrojem rtg záření, poněvadž se však toto záření ze Slunce i z vesmíru absorbuje v zemské atmosféře bylo prokázáno až r. 1949 pomocí raket (H.Friedmann); rtg záření vystupuje ze skvrn a erupcí na povrchu Slunce a z jeho koróny, mající teplotu několik mil. stupňů. Jako první kosmické rtg záření začal zkoumat R.Giacconi |
| retrográdní pohyb planet | každá planeta vykonává kromě svého západo-východního pohybu mezi hvězdami také pohyb opačný nejedná se o zpětný (=retrográdní) pohyb planety, ale jen při pohledu ze Země vzniká dojem, že se planety v nepravidelných intervalech pohybují opačným směrem - Země obíhá kolem Slunce jinou rychlostí než ostatní planety a v době kdy je daná planeta Zemi nejblíže, ji "předbíhá", nebo za ní naopak "zaostává" |
| Robertsonova-Walkerova metrika | H.Robertson, A.Walker, 1935; matematický popis homogenních a izotropních prostoročasů; týká se vesmírů, které mají rovnoměrně zakřivený prostor, ale kosmický čas stejný pro všechny pozorovatele pohybující se s rozpínáním (tzv. idealizované vesmíry) |
| Rocheovo rozepnutí | jev vyskytující se v těsných dvojhvězdách; rozpínání se jedné složky dvojhvězdy nemůže pokračovat neustále, neboť jí v tom bude bránit gravitační, příp. i magnetické pole druhé složky; po rozepnutí do kritického poloměru - Rocheovo rozepnutí - začne hmota expandující hvězdy přetékat v podobě zakřiveného plynného proudu směrem ke druhé složce a část hmoty se též může rozptýlit kolem celé soustavy v podobě prstence nebo disku |
| rotující černá díra | kolem rovníku se vytváří přechodová oblast - ergosféra, jež se na pólech rotace přimyká k Schwarzschildově kouli; částice vlétající do ergosféry se mohou rozpadnout na dva kusy, z nichž jeden skončí v černé díře a druhá část vyletí z ergosféry zpět do okolního vesmíru, ovšem s vyšší energií než měla původní částice; tuto energii získala částice z rotační energie černé díry; po mnoha takových procesech se rotace černé díry zastaví a ergosféra zanikne |
| rozpínání vesmíru | vesmír se (snad) neustále rozpíná; bude se rozpínat dále 50 až 100 miliard let (ryhlost rozpínání - heslo viz) více odkaz: rozpínání, resp. smršťování vesmíru |
| rychlost rozpínání vesmíru | reálný vesmír obsahuje hmotu, která svou gravitací způsobuje zpomalování rozpínání vesmíru v závislosti na čase; tehdejší rychlost rozpínání vesmíru byla vyšší než dnešní rychlost rozpínání; nynější rychlost rozpínání na částicovém horizontu je dvakrát vyšší než rychlost světla; objekty se z = 3 (viz zde červený posuv) se rovná rychlosti světla; avšak v minulosti, když bylo z = 1,25 pak se rychlost rozpínání v rovnala rychlosti světla c a při z = 3 tak v = 3 c |
| řecká abeceda | ř. abecedou se nejčastěji označují hvězdy a to v pořadí podle jasnosti: nejjasnější se značí alfa, nejméně jasná omega |
| S | [ nahoru ] |
| s-proces | angl. slow = pomalý; fáze ve vývoji hvězd s hmotnostmi vyššíme než naše Slunce; proces probíhá v jádru stárnoucí hvězdy a nazývá se "pomalý proces" (s-proces); při něm vznikají jádra až po nukleonové číslo 210 |
| saros | asyrsky (Chaldejci) 'opakování'; perioda objevena ve 4. stol. př.n.l. Asyřany; cyklus trvající 6585,32 dne (18 let a 11 dnů = 223 synodických měsíců); po uplynutí této doby dochází k opětovnému zatmění Měsíce ve stejné poloze |
| Seeligerův paradox | jeden z paradoxů "řešící" strukturu vesmíru (viz též Olbersův paradox); v nekonečně velikém vesmíru s rovnoměrně rozloženou hmotou by na Zemi působila nekonečně velká přitažlivost; jelikož tomu tak není, neplatí tedy alespoň jeden z předpokladů |
| Seyfertovy galaxie | objevitel: C.K.Seyfert; skupina galaxií objevena r. 1943 s mimořádně jasným jádrem a s emisními čárami ve spektru; jsou zdroji radiového i rentgenového záření s přebytkem světla v infračervené oblasti |
| siderický měsíc | doba, kterou potřebuje Měsíc, aby se vrátil na stejné místo hvězdami; délka s.m. je stanovena na 27,32166 dne a je tedy o více než dva kratší než synodický měsíc (viz zde); cyklus 27 dne a 1/3, tedy 8 hodin je nepraktický - pokud bude Měsíc na určité poloze jeden den, tak další stejná pozice nastává právě za 27 dnů a 8 hodin, tedy skoro určitě za denního světla; proto starověcí astronomové používali raději cyklus 82 dnů, kdy se Měsíc (potřetí) vrací ne stedjnou pozici, ale současně i (skoro) ve stejnou hodinu |
| simulacra | termín pro kosmologické modely ve starém Řecku; více kosmologické modely |
| skrytá hmota | též temná hmota; z nesouladu v porovnání mezi dynamickou a zářivou hmotností určitě daného kosmického prostoru byla vyvozena existence skryté hmoty;
s.h. přetrvala z horké rané fáze vývoje vesmíru; astronomové zjistili, že galaxie (a dokonce celé kupy) musejí být vázány přitažlivostí
pět až desetkrát většího množství hmoty, než jaké ve skutečnosti vidíme, protože jinak by se tato seskupení jednoduše rozpadla dynamická hmotnost je asi o řád vyšší než odpovídající hmotnost zářivá; její existenci se počítá dle rotační křivky; existují dva druhy skryté hmoty:
|
| sluneční kalendář | začátku prvního měsíce období záplav na Nilu předcházel heliaktický východ Síria (Sotis) - 19.6. - tímto pozorováním se započalo v Egyptě počítání tzv. hospodářského roku: 30 dní a 12 měsíců a k nim se přidávalo 5 nadročních dní |
| sluneční soustava | pod pojmem s.s. se rozumí Slunce a všechna tělesa, která se pohybují v jeho gravitačním poli; 99% hmotnosti
celé s.s. je soustředěno ve Slunci a zbývající část připadá na 8 planet a jejich měsíce, dále pak na planetky,
komety, meteory a meteorické roje a také na drobné prachové a plynné částice meziplanetární hmoty; vlastnosti těles ve s.s. se obvykle vyjadřují pomocí jednotek odpovídajících vlastnostem naší Země, tedy např.: hmotnost se vyjadřuje v jednotkách hmotnosti Země, poloměry těles v jednotkách poloměru Země atd. |
| slunovrat | pojem s. označuje změnu ve msěru pohybu Slunce na horizontu; termíny 'letní' a 'zimní' slunovrat jsou spojeny s daty kolem 21.6., resp. 21.12., toto ovšem platí pouze pro severní polokouli, na polokouli jnižní je to naopak |
| smršťování vesmíru | vesmír se může začít v jistém časovém horizontu začít smršťovat více odkaz: rozpínání, resp. smršťování vesmíru |
| souhvězdí | názvy hvězd a souhvězdí vznikaly před dvěma až čtyřmi tisíci let. Řekové, Číňané, národy při Nilu , Eufratu a Indu spojovali hvězdy do skupin a dávali jim jména svých bohů, hrdinů a zvířat. Jejich představy přetrvaly dodnes. |
| spektrální čáry ve hvězdách | ze s.č. se lze dozvědět mnoho informací o hvězdách: teplota, tlak plynů, chemické složení, vzdalování či přibližování hvězdy, rychlost otáčení; čáry kovů a molekulární pásy se vyskytují pouze u hvězd chladných, protože v horkých hvězdách se molekuly nevyskytují a kovy jsou ionizovány - odtržení elektronů z obalu atomu, právě těch, které by ony spektrální čáry mohly vytvářet |
| spektrální klasifikace | setřídění vzhledu hvězdných spekter, které se označuje velkým písmenem abecedy a nazývají se pak "SPEKTRÁLNÍ TŘÍDA" : W - O - B - A - F - G - K - M a uvnitř každé třídy se ještě specifikuje na jemnější dělení užitím čísli od 0 do 9; W je hvězda s nejvyšší povrchovou teplotou, např.: hvězda Rigel, B8; Sirius, A1; Slunce, G2; Betelgeuze, M2 více: spektrální klasifikace hvězd |
| spektrum hvězd | spektra hvězd podala důkaz o tom, že mlhoviny jsou jiné galaxie. Spektra mlhovin jsou tvořena překládáním velkého počtu individuálních spekter jednotlivých
hvězd; pravé plynné mlhoviny mají jiný vzhled spektra než hvězdy. Mlhoviny tvoří velmi zředěná mezihvězdná látka oproti plynným atmosférám hvězd, které jsou hustší a
navíc zevnitř oteplovány zářením z podpovrchových vrstev - u mlhovin jsou tedy viditelné jasné (emisní) spektrální čáry, mezi nimiž je téměř tma. Naproti tomu hvězdy
vykazují tmavé (absorpční) spektrální čáry na výrazně jasném pozadí spojitého spektra. Např. spektrum u hvězdy Ras Alhague v souhvězdí Hadonoše jsou patrny stopy mezihvězdného plynu, kterým proběhlo světlo hvězdy při svém stálém vzdalování od nás. Ve spektru jsou totiž kromě tmavých čar, pocházejících z hvězdy samé, i jiné temné čáry, vznikající pohlcováním určitých barev v mezihvězdném plynu. viz též spektrální klasifikace (zde) |
| spirální mlhovina | první byly objeveny v 18. století a tehdy ještě
astronomové nevěděli, že se jedná o další hvězdné soustavy jako je naše Galaxie;
tehdy převládal názor, že se jedná o satelity na hranici naší Galaxie;
správnost potvrzena ve 20. letech 20. stol. více viz galaxie |
| standardní svíčky | tělesa známých vlastních jasností, které jsou užitečná k měření astronomických vzdáleností |
| statistická paralaxa | metoda měření pohybu hvězd; sečtením rychlosti všech hvězd dané skupiny podél zorného paprsku a z toho vypočítáním průměrné dopplerovské rychlosti se očekává, že průměrná rychlost téže skupiny hvězd v kterémkoliv jiném směru bude víceméně tatáž; pokud tomu tak je, lze všem hvězdám dané skupiny přiřknout "průměrnou vzdálenost" na základě srovnání předpokládaných skutečných rychlostí napříč zorným paprskem se změřenými obloukovými vlastními pohyby |
| Stephanův kvintet | vzájemně velmi těsně svázaná skupina galaxií, jejíž členky projevují příznaky vzájemného gravitačního narušování, k čemuž by ale mělo docházet pouze tehdy, jsou-li těsně u sebe; červené posuvy jednotlivých objektů této skupiny však poukazují na rychlosti vzdalování mezi 800 - 6700 km/s |
| superasociace | velká hvězdná uskupení mladých žhavých hvězd; jedná se obdobu asociací v naší Galaxii |
| supernova | konečné stadium hvězdy; stlačené jádro
hvězdy v němž panují vysoké teploty a tlaky; část energie odnašejí neutrina a část
energie se projeví jako rázová vlna, jež se šíří proti směru gravitačního hroucení
až dospěje k povrchu hvězdy. Vnější vrstvy se rozepnou výbuchem jež je pozorováno jako
rychlé zjasnění hvězdy až na milionnásobek běžných hodnot - exploze supernovy během výbuch s. se pravděpodobně vytvářejí těžké prvky od polonia po kalifornium; jádro s. se dále smršťuje a vytváří poté neutronovou hvězdu a obal hvězdy (po výbuchu) se stává součástí mezihvězdné hmoty je možno je rozdělit na tzv rychlé a pomalé novy, kde je zcela analogicky z názvu rozdíl v délce zjasnění - pomalá novy se zjasní během půl roku několikatisíckrát a poté opět pomalu slábne a rychlá nova se zjasní až stotisíckrát během týdne a rychle pohasíná. Příkladem pomalé novy budiž Nova Delphini 1967 a rychlou novu představuje např. Nova Vulpeculae 1968. |
| světelný kužel | prostoročasová plocha ukazující možné směry světelných paprsků vyslaných z daných událostí |
| svítivost (hvězdy) | množství viditelného světla vysílaného hvězdou za 1 sekundu (srovnej se zářivostí); k určení svítivosti hvězdy se musí měřené objekty (jakoby) přenést do stejné vzdálenosti; např. hvězda Rigel v souhvězdí Orióna září jako 160000 našich Sluncí a jedna z nejsvítivějších hvězd na obloze s násobkem 630000 svítivostí Slunce se jmenuje HR 5171 v souhvězdí Kentaura |
| symbiotická hvězda | nazývají se tak hvězdy, v jejichž spektru jsou široké absorbční pásy oxidů různých kovů a sloučenin uhlíku; současně se v nich pozorují emisní čáry vodíku a ionizovaných prvků |
| synodický měsíc | doba oběhu Měsíce od fáze Měsíce k jeho stejné fázi; moderní astronomie jej stanovila na 29,530589 dne; starověcí astronomové počítali s intervalem 29 nebo 30 dnů, ale Američtí indiáni na jihozápadě USA dávali jména pouze těm dnům, ve kterých byl měsíc vidět, proto je základem jejich lunárního kalendáře číslo 28 |
| T | [ nahoru ] |
| T Tauri fáze | etapa ve vývoji hvězdy; následuje po tzv. fázi Hayashiho stopa; při dosažení teploty přes 0,5 mil. K vyhoří D, Li, Be a B, jejichž jádra se spojí s protonem za vzniku He |
| temná hmota | viz zde skrytá hmota |
| Tempelova kometa | dnes již neexistující kometa, s jejímiž pozůstatky se dnes Země setkává jako s rojem meteorů z radiantu Leonid v souhvězdí Lva |
| tepelná smrt vesmíru | jestliže se záření určitého druhu přemění na teplo, tj. na neuspořádaný kinetický pohyb částic, nelze tuto tepelnou energii dále přeměnit a pokud je vesmír uzavřenou soustavou, probíhá v něm nevratný proces degradace energie na teplo; po určitém časovém intervalu nebudou ve vesmíru možné žádné energetické přeměny - všude by pak panovala tatáž nízká teplota nepatrně nad absolutní nulou a vesmír se tak stane mrtvým světem |
| trigonometrická paralaxa hvězd | měří se takto úhly s přesností 0,01´´, což je na hranici možností optické astronomie; technika měření je popsána pod heslem paralaxa, dvojitá |
| trigonometrické určení vzdálenosti hvězd | zásadní metoda k určování vzdálenosti hvězd; na základě znalosti vzdálenosti hvězdy můžeme určit jeho další fyzikální vlastnosti jako např. hmotnost, rozměry, hustotu, zářivý výkon aj. Metoda je založena na trigonometrii a technika měření je popsána pod heslem paralaxa dvojitá |
| Trojané | skupina planetek, pojmenovaná po hrdinech Trojské války; planetky, které se pohybují kolem Slunce tak, že neustále tvoří se Sluncem a Jupiterem rovnostranný trojúhelník; počet planetek v r. 1970 byl 15 |
| tropický rok | doba mezi dvěma po sobě následujícími průchody Slunce (středu slunečního disku) jarním bodem; trvá 365 dní 5 h 48 min 45,4 s,
tedy 31556925,4 s = 365,242192129 dne; t.r. je základem kalendářního roku; t.r. je o 20 minut kratší než hvězdný rok, a tento rozdíl je
způsoben precesí zemské osy řec. tropos = obrat: obratník Raka a obratník Kozoroha představují nejsevernější a nejjižnější oblast, ve které Slunce během svého pohybu dosáhne nadhlavníku |
| trpasličí planety | kategorie nebeských objektů spadajících mezi planety a planetky; více zde |
| tunguský meteor | 30.6.1908 v těsné blízkosti Země prolétla rozpadající se kometa, jejíž úlomky
vstoupily do atmosféry a začaly hořet. Ve stejnou dobu k naší planetě směřovaly
velké části původního jádra komety o hmotnosti desítek tisíc tun (velikosti výškové
budovy), pohybovaly se rychlostí kolem 100 000 km/h a po vstupu do zemské atmosféry
se z nich uvolnila energie odpovídající desítkám vodíkových bomb. Místem této
"apokalyptické" exploze bylo (naštěstí!) neobydlené místo na střední Sibiři, u řeky
Tungusky. Místní lidé lidé spatřili na obloze velkou ohnivou kouli doprovázenou stopou černého dýmu, někteří tvrdili, že dokonce cítili na vlastní kůži teplo. Tlaková vlna srazila všechny na zem a minimálně jedna osoba zahynula. Vypukl lesní požár. Následky tohoto výbuch bylo možné pozorovat tisíce km od epicentra, města po celém Rusku zasáhly vichřice, otřesy zaznamenaly i seismologické stanice v Americe a na Jávě. Zprávy o této události nikoho nepřitahovaly až v r. 1921 se o ni začal zajímat ruský mineralog Leonid Kulik, který také v r. 1927 dorazil s výpravou k Tungusce. Stopy byly znát i po více než devatenácti letech - na zemi ležely sežehnuté zbytky stromů, byly vyrovnány tak, že směřovaly od epicentra ležícího 75 km severně od Tungusky. Nikdy nebyly nalezeny zbytky meteoritu, a tak se dospělo k názoru, že se jednalo o explodující úlomek komety v atmosféře. Další objasnění padlo v r. 1947, kdy astronomové zachytili pás úlomků, jimiž Země mohla prolétnout právě r. 1908, byly to Beta Tauridy, meteorický roj, který se pohybuje po stejné dráze jako Enckeova kometa, jenž je proslulá svou nejkratší oběžnou dobou tří let a čtyř měsíců. |
| U | [ nahoru ] |
| událost | bod prostoročasu, charakterizovaný časem a svou polohou v prostoru |
| UFO | z angl. Unidentified Flying Objects - neidentifikovatelné létající objekty; fakticky se jedná o jakékoliv (!) objekty, které se pohybují v prostoru a nelze je identifikovat; v průběhu historie se tento termín degradoval pouze na objekty (resp. "stroje") mimozemských civilizací |
| Uranometria | hvězdný atlas z r. 1603, autor: J.Bayer |
| V | [ nahoru ] |
| Vela | americké vojenské družice; r. 1973 bylo díky těmto družicím obejevno zábelskové záření gama |
| veleobr | typ hvězdy s hvězdnou velikostí kolem -5m |
| velký křach | též big crunch; možný scénář konce vesmíru, absolutního smrštění; analogická časově obrácená
verze velkého třesku, ve kterém se vesmír zhroutí sám do sebe český termín definoval J.Grygar |
| velký třesk | též big bang; slangový výraz pro fyzikální vznik vesmíru; český termín vymyslel J.Grygar více pod odkazem vznik vesmíru |
| věty o singularitách | matematické věty dokazující, že za velmi obecných okolností se v prostoročasu vytvoří singularita (např. singularita velkého třesku) |
| viditelnost hvězd | bez dalekohledu je na obloze viditelných asi 2000 hvězd; s pomocí moderních dalekohledů je jich viditelných až několik miliard |
| VLA | Very Large Array; systém radioteleskopů s nímž byl pozorován první známý 'podvojný kvasar' |
| vlasatice | viz kometa; lat. coma znamená vlasy a odtud název kometa = vlasatice |
| vlastní pohyb (hvězd) | změna zdánlivé polohy blízkých hvězd na obloze; zdánliví poloha vzdálených hvězd se mění tak pomalu, že jejich vlastní pohyb nemůže být zaznamenán (viz zde: pohyb hvězd); např.: Branardova hvězda ve vzdálenosti 56x1012 km se pohybuje napříč zornému paprsku rychlostí 89 km/s, tj. 2,8 mld. km za jeden rok a v důsledku toho se její zdánlivá poloha na obloze změní za rok asi o 0,0029 stupně (= vlastní pohyb, takřka nepozorovatelný ač rychlost 3 mld. km za rok je úžasná) |
| vrchlík | neviditelná část oblohy nad pólem, která se nachází na opačné polokouli, než je pozorovatel. Např. pozorovatel na severní polokouli nemůže vidět část oblohy (tzv. čepičku) kolem jižního pólu. |
| výkon hvězdy | viz zářivost |
| vypařování hvězd | proces při rozpadu galaxií na jednotlivé složky (hvězdy a planety), kdy těsným přiblížením hvězd k sobě se mění jejich relativní rychlost; v dostatečně velké době mohou tyto hvězdy či planety nabýt takových rychlostí, že se vyvážou z gravitační působnosti mateřské galaxie a opustí ji do intergalaktického prostoru; díky zákonu zachování energie v uzavřeném systému (galaxie), druhá z míjejících hvězd svou energii ztrácí a padá k těžišti soustavy; tímto procesem ztrácí každá soustava až 90% své hmotnosti ve prospěch intergalaktického prostoru a pouze 10% původní hmotnosti se zhroutí do jejího centra |
| W | [ nahoru ] |
| Wheelerova-De Wittova rovnice | J.Wheeler, Bryce De Witt; zobecnění Einsteinových rovnic, které by zahrnulo kvantovou teorii; rovnice popisuje
vývoj vlnové funkce vesmíru 'W' - jedná se o jistou adaptaci Schrödingerovy rovnice, jíž se řídí vlnová funkce v běžné
kvantové mechanice, počítající se zakřiveným prostorem zavedeným v obecné teorii relativity kdybychom znali současný tvar 'W', poučilo by nás to o pravděpodobnosti, s níž bude pozorovaný vesmír nalezen ve stavu s jistými vlastnostmi jevícími se ve velkém měřítku - abychom tohoto však dosáhli, je potřeba pro tuto rovnici mít nějaké počáteční podmínky: počáteční tvar vlnové funkce vesmíru |
| WIMP | Weakly Interacting Massive Particles - slabě interagující hmotné částice; hypotetické částice tvořící tzv. 'tmavou hmotu' |
| WMAP | Wilkinson Microwave Anisotropy Probe; sonda, která odstartovala v červnu 2001 a na orbitě je 1,5 milónu kilometrů od Země; měřením odchylek reliktního záření zpřesnila stáří vesmíru na 13,7 mld. let a potvrdila otevřenost vesmíru |
| Wolf-Rayettovy hvězdy | skupina nejteplejších hvězd, které známe; mají povrchovou teplotu kolem 80000 oC; takové hvězdy nemohou být starší než několik desítek tisíc let, protože produkují takové množství záření a energie, že se svými zásobami nemohou vydržet déle než padesát tisíc let |
| Z | [ nahoru ] |
| záporná křivost | tvar vesmíru, jehož hustota / energie je menší než kritická; v geometrickém zobrazení odpovídá "sedlu" |
| zářivost (hvězdy) | zn. L; množství všeho elektromagnetického záření vysílaného hvězdou za 1 sekundu (srovnej se svítivostí); září-li hvězda o poloměru R jako absolutně černé těleso teploty Tef (efektivní teplota), pak je její zářivost L = 4πR2σT4ef změříme-li výkon K dopadající z hvězdy na 1 m2 zemského povrchu a známe-li vzdálenost hvězdy r od Země, můžeme (za předpokladu, že absorbce v mezihvězdném prostoru i v zemské atmosféře je zanedbatelně malá) vyjádřit zářivost hvězdy vztahem L = 4πr2K pro efektivní povrchovou teplotu pak dostaneme porovnáním obou výrazů pro zářivost vztah: Tef = 4√(r2K/R2σ) |
| zatmění Měsíce | Měsíc se nachází v plném stínu Země - je v nejvzdálenější pozici od Slunce |
| zatmění Slunce | počátek zaclonění Slunce Měsícem do jejich posledního vizuálního kontaktu může trvat až čtyři hodiny; úplné z.S. ve stejné poloze
se pravidelně opakuje v periodě 18 let a 11 dnů a během této doby nastane na Zemi celkem 41 úplných z.S.; při každém následném,
opakujícím se z.S. se pás stínu Měsíce na Zemi posune asi o třetinu obvodu Země dále na severozápad, takže se úplná z.S. postupně
stávají částečnými a naopak - proto nemohou být viděna po sobě následující zatmění viditelná ze stejného místa
|
| zdánlivá jasnost | energie vyzářená astronomickým tělesem, která za jednotku času dopadne na jednotku plochy |
| značení hvězd | značení hvězd v souhvězdích má svá jasná pravidla: nejjasnější či jinak důležité
hvězdy mají svá vlastní pojmenování. I když takové hvězdy mají svůj název, jsou stále
značeny písmeny řecké abecedy, které vzestupně značí její relativní svítivost
v rámci souhvězdí nebo se tak označují hvězdy proměnné. Méně zajímavé a méně jasné hvězdy
(ale viditelné pouhým okem) se pouze číslují, a to odprava doleva pozn. ke jménům hvězd: většin hvězd na obloze má arabská jména, protože poznatky z antického světa se nám dochovaly díky arabským astronomům, kteří přeložili Ptolemaiovo dílo "Alamgest" (viz zde) a sami dále pokračovali ve studiu astronomie. Tak se stalo, že mnoho objektů dostalo jména , která se, někdy poněkud zkomolena, dochovala do dnešní doby. |
| zodiak | viz zvířetník |
| zvěrokruh | viz zvířetník |
| zvířetník | též zvěrokruh či zodiak; jedná se o pás oblohy podél ekliptiky, v němž se nachází nejen Slunce, ale i planety a Měsíc. Tento pás je rozdělen na 12 stejných částí, obdélníků širokých 16 a dluhých 30 stupňů a tyto obdélníky ekliptika vlastně půlí |
