Астроно́мия — наука о Вселенной, изучающая расположение, движение, структуру, происхождение и развитие небесных тел и систем.
Гала́ктика — гравитационно связанная система из звёзд, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, тёмной материи, планет. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс.
Астрономи́ческий объе́кт или небе́сное те́ло — естественное физическое тело, ассоциация, или структура, которую современная наука определяет как расположенную в наблюдаемой Вселенной. Термин «астрономический объект» нередко используется наравне с термином «небесное тело». Как правило, «небесное тело» представляет собой обособленную, единую, связанную гравитацией структуру. Например: астероиды, спутники, планеты и звёзды. «Астрономические объекты» — гравитационно связанные структуры из нескольких тел, представленные звёздными скоплениями, туманностями и галактиками. Любопытно, что комета может описываться как тело — относительно ядра, состоящего изо льда и пыли, и как объект — относительно ядра с комой и "хвостом".
Гала́ктика Андроме́ды — спиральная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды. Её диаметр составляет 47 килопарсек, что больше, чем у нашей Галактики, и она содержит в несколько раз больше звёзд, чем Млечный Путь. Расстояние от нашей Галактики до неё составляет около 800 килопарсек, что делает её ближайшей из крупных галактик, а также крупнейшей галактикой Местной группы. Её масса приблизительно равна массе Млечного Пути или даже меньше.
Галактика Треугольника — спиральная галактика типа Sc, одна из ближайших галактик к Млечному Пути, удалённая от него на 850 килопарсек. Находится в Местной группе и занимает в ней третье место по размеру, массе и светимости после Галактики Андромеды и Млечного Пути.
Галакти́ческий центр — сравнительно небольшая область в центре нашей Галактики, радиус которой составляет около 1000 парсеков и свойства которой резко отличаются от свойств других её частей. Образно говоря, галактический центр — это космическая «лаборатория», в которой и сейчас происходят процессы звёздообразования и в которой расположено ядро, когда-то давшее начало конденсации нашей звёздной системы.
HD 107146 — одиночная звезда в созвездии Волосы Вероники. Находится на расстоянии 88 св. лет от Солнца.
Углеродная звезда — это более поздний вид обычных звёзд красных гигантов, в атмосфере которых содержится больше углерода, чем кислорода; два компонента смешиваются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который связывает весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, дающих звезде «черноватую» атмосферу и ярко-красный вид при наблюдении извне.
Область (зона) , или область ионизированного водорода — это облако горячей плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность.
Ви́димая звёздная величина́ — мера яркости небесного тела 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.
Эпсилон Возничего — звезда в созвездии Возничего. Имеет несколько исторических названий:
- Алмааз (Almaaz), Мааз (Maaz), Ал Маз (Al-Ma’z) предположительно от арабского «козёл» или «козлёнок», поскольку в древности входило в катастеризм Коза с Козлятами.
- Ал Анз — этимология этого варианта неизвестна, но он приведён у Казвини.
Be-звёзды — очень горячие звёзды спектрального класса B со светимостью класса от III до V, спектр которых показывает по крайней мере одну эмиссионную линию излучения — как правило, бальмеровскую серию водорода. Иногда присутствуют другие линии излучения, например нейтрального гелия, но они, как правило, значительно слабее. Be-звёзды могут проявлять эмиссионные линии только время от времени, то есть иногда показывать спектр обычной звезды класса B. Также может возникнуть ситуация, когда до сих пор нормальная B-звезда становится Be-звездой.
Большой спор — дискуссия в истории астрономии, прошедшая в 1920 году. Большой спор был о параметрах нашей Галактики и природе «спиральных туманностей», ныне известных как спиральные галактики. В нём участвовали Харлоу Шепли и Гебер Кёртис.
Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус, масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки.
Млечный Путь (Галактика) — галактика, в которой находится Земля и Солнечная система. Относится к типу спиральных галактик с перемычкой. Радиус Млечного Пути считается равным радиусу его звёздного диска и составляет 16 килопарсек. Полная масса Галактики с учётом тёмной материи оценивается как 1—2⋅1012 M⊙. В Млечном Пути находится от 100 до 400 миллиардов звёзд, а его светимость составляет 2⋅1010 L⊙. По сравнению с другими спиральными галактиками Млечный Путь имеет довольно большую массу и высокую светимость. Солнечная система расположена на расстоянии в 7,5—8,5 килопарсека от центра Галактики и движется вокруг него со скоростью 220 км/с.
Тума́нность — участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Ранее туманностями называли всякий неподвижный на небе протяжённый объект. В 1920-е годы выяснилось, что среди туманностей много галактик. После этого термин «туманность» стал пониматься более узко, в указанном выше смысле.
Пи¹ Большой Медведицы — это жёлтый карлик спектрального класса G, и принадлежащий к звёздам главной последовательности, с звёздной величиной +5,63. Он расположен на дистанции в 46,8 светового года от Земли, и это относительно молодая звезда возрастом порядка 200 миллионов лет. Она принадлежит к классу переменных звёзд типа BY Дракона и её яркость варьируется с амплитудой в 0,08 звёздной величины. В 1986 году звезда стала первой солнцеподобной звездой, на которой были замечены вспышки в рентгеновском диапазоне. Звезда является членом движущейся группы звёзд Большой Медведицы, звёзд которые двигаются в едином направлении через космос.
B[e]-звезда — звезда спектрального класса B, в спектре которой присутствуют запрещённые эмиссионные линии. Обозначение представляет собой сочетания названия спектрального класса B, буква e обозначает излучение, квадратные скобки означают запрещённые линии. Такие звёзды часто также обладают сильными линиями излучения водорода, но эта особенность встречается и у других типов звёзд. Другими наблюдательными проявлениями B[e]-звёзд являются оптическая линейная поляризация и, часто, инфракрасное излучение, более сильное, чем у обычных B-звёзд. Поскольку B[e]-звёзды обладают переходной природой, то в некоторые периоды могут обладать спектром обычной B-звезды; в свою очередь, обычные B-звёзды могут становиться B[e]-звёздами.
В астрономии диаграммы цвет — цвет являются вариантами сопоставления видимых звёздных величин звёзд на различных длинах волн. Обычно наблюдения проводятся в узких полосах вокруг определённой длины волны, при этом наблюдаемые объекты излучают различное количество энергии в каждой из полос. Разность звёздных величин в двух разных полосах называется показателем цвета. На диаграммах цвет — цвет определяемый двумя полосами цвет отмечается на горизонтальной оси координат, а определяемый другой парой полос цвет отмечается на вертикальной оси. Зачастую в двух парах полос одна полоса является общей.
Косми́ческий инфракра́сный фон — инфракрасное излучение, вызванное межзвёздной пылью.
