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.
Волк — созвездие южного полушария неба, расположенное между Центавром и Скорпионом. В России наблюдается частично в центральных и в южных районах, однако полная видимость — к югу от 35° северной широты. Самая яркая звезда созвездия — α Волка — имеет звёздную величину 2,3m; в пределах территории России эта звезда восходит лишь на юге Дагестана. Вторая по яркости звезда β Волка наблюдается южнее широты 46°52' ; в Адлере эта звезда восходит примерно на 3,5°, а на юге Дагестана — примерно на 5,5°. Лучшие условия видимости в мае.
Планета́рная тума́нность — астрономический объект, представляющий собой оболочку ионизированного газа вокруг центральной звезды, белого карлика.
Объекты Хе́рбига — А́ро — это небольшие участки туманностей, связанные с молодыми звёздами. Они образуются, когда газ, выброшенный этими звёздами, вступает во взаимодействие с близлежащими облаками газа и пыли на скоростях в несколько сотен километров в секунду. Объекты Хербига — Аро характерны для областей звездообразования; иногда они наблюдаются возле одиночных звёзд — вытянутыми вдоль оси вращения последних.
Тельца — переменная звезда в созвездии Тельца, являющаяся прототипом переменных звёзд типа T Тельца. Она была открыта в октябре 1852 года Джоном Расселом Хайндом в обсерватории Бишопа. Т Тельца наблюдается в рассеянном звёздном скоплении Гиады недалеко от Эпсилон Тельца, но находится дальше скопления и сформировалась независимо от входящих в него звёзд.
Звёзды Хербига (Ae/Be) — молодые, ещё не вышедшие на главную последовательность звёзды спектрального класса A или B. Они имеют массу, превышающую солнечную от 2 до 8 раз. Наблюдаются в регионах звёздообразования, окружены газопылевыми облаками и имеют температуру поверхности от 3500 до 6000 K. Спектры этих звёзд отличаются сильными эмиссионными линиями. В оптическом диапазоне они, в основном, состоят из линий бальмеровской серии водорода и ионизованного кальция. Звёзды данного типа также выделяются по избыточному инфракрасному излучению, которое исходит от окружающего их газопылевого облака. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в ядре звезды у них ещё не наступила, и они разогреваются за счёт гравитационного сжатия. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в правой части главной последовательности. Они названы в честь американского астронома Джорджа Хербига, который первым выделил подобные звёзды в отдельный класс в 1960 году и предложил для них следующие критерии:
- Спектральный класс — более ранний, чем F0
- Линии бальмеровской серии в спектре звезды
- Протозвезда находится в тёмной туманности
- Звезда подсвечивает отражательную туманность
Звезда до главной последовательности — тип самых молодых звёзд, которые, в отличие от протозвёзд, уже видны в оптическом диапазоне. В этих звёздах уже могут идти термоядерные реакции, но энергии в них выделяется недостаточно для компенсации потерь энергии на излучение звезды. Основным источником нагрева является сжатие таких звёзд за счёт собственной гравитации, что и отличает их от звёзд главной последовательности. Эти звёзды имеют высокие светимости и низкие температуры, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они располагаются в верхней правой части. Со временем они уменьшаются в размере и нагреваются, смещаясь по диаграмме вниз и влево до перехода на главную последовательность. Примером звёзд до главной последовательности могут служить звёзды типа T Тельца.
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.
Тума́нность Орио́на — эмиссионная и отражательная туманность, а также область звездообразования в созвездии Ориона. Имеет видимый блеск около 4m, что делает её не только видимой невооружённым глазом, но и самой яркой диффузной туманностью и одним из самых ярких объектов глубокого космоса. Туманность открыл Никола-Клод Фабри де Пейреск в 1610 году.
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.
Звёздное скопле́ние — визуально связанная группа звёзд, имеющая общее происхождение и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое. Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли. Выделяется два основных типа звёздных скоплений: шаровые и рассеянные; в июне 2011 года стало известно об открытии нового класса скоплений, который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений.
Гилье́рмо А́ро Барра́са — мексиканский астроном.
Альфред Хэррисон Джой — американский астроном.
HD 142527 — тройная звезда в созвездии Волка на расстоянии приблизительно 513 световых лет от Солнца. Возраст звезды определён как около 3,09 млн лет.
AE Возничего — убегающая звезда в созвездии Возничего, подсвечивающая Туманность пламенеющей звезды. Имея шестую видимую величину (5,96m), звезда едва видна невооружённым глазом.
HD 163296 — молодая звезда в созвездии Стрельца. Находится на расстоянии 331 светового года от Солнца. У звезды обнаружены три формирующиеся планеты.
Z Большого Пса — звезда спектрального класса B в созвездии Большого Пса. Обладает средним значением видимой звёздной величины приблизительно 9,85, хотя во время вспышек может увеличивать блеск на 1-2 звёздные величины, как в 1987, 2000, 2004 и 2008 годах.
Барнард 30 — тёмное облако в кольце Лямбды Ориона к северу от Лямбды Ориона, также называемой Меисса. Объект находится на расстоянии около 1300 световых лет от Солнца.
HH 1/2 — первые открытые объекты Хербига — Аро, обнаружены Джорджем Хербигом и Гильермо Аро. Расположены на расстоянии около 1500 световых лет в созвездии Ориона вблизи NGC 1999. HH 1/2 являются одними из наиболее ярких объектов Хербига — Аро на земном небе и состоят из пары практически противоположно направленных ударных волн, разделённых угловым расстоянием 2,5 угловые минуты. Пара HH 1/2 стала первыми объектами Хербига — Аро, у которых было обнаружено собственное движение, а HH 2 первым из объектов Хербига — Аро обнаружен в рентгеновских лучах. Некоторые из структур вблизи лидирующего края HH 1, а также ярчайшие узлы в центральной области HH 2 движутся со скоростью около 400 км/с. При сопоставлении снимков области неба от 1994 и 1997 годов были видны изменения яркости отдельных узлов в диффузной области, но эта переменность достигает не более 10 % от общего излучения области.
Звёзды спектрального класса A имеют температуры поверхности от 7400 до 10000 K и белый цвет. Наиболее выражены в спектрах этих звёзд линии водорода, к поздним подклассам также усиливаются линии ионизованного кальция и нейтральных металлов.
США
