Galaktyka - ogromne zbiorowisko grawitacyjnie związanych ze sobą gwiazd, pyłu i gazu międzygwiezdnego, plazmy oraz, niewidocznej, ciemnej materii. W typowej galaktyce znajduje się ok 106 do 1012 układów gwiazdowych oraz mgławic rozmieszczonych w dysku lub spiralnych ramionach o średnicy setek tysięcy lat świetlnych okrążających wspólny środek grawitacji. Większość aktualnie dostępnych danych dowodzi tego, że we wszystkich galaktykach w jądrze znajdują się supermasywne czarne dziury. Jądra niektórych galaktyk są aktywne i promieniują ogromne ilości energii. Obecnie szacuje się, że we Wszechświecie jest 1011 galaktyk. Większość galaktyk jest powiązana ze sobą w większych skupiskach galaktyk. Droga Mleczna - galaktyka, wewnątrz której żyjemy - należy wraz z galaktyką Andromedy i około 30 mniejszymi galaktykami do Grupy Lokalnej, która z kolei jest częścią Supergromady Panny (Virgo).

Galaktyka eliptyczna - ma kształt spłaszczonej sfery. Zawiera ona bardzo niewiele międzygwiazdowego gazu i pyłu, a większość należących do nich gwiazd stanowią czerwone olbrzymy, których wiek przekracza 10 miliardów lat. Największe z galaktyk eliptycznych liczą ponad bilion gwiazd.

Galaktyka nieregularna - to galaktyka, która w odróżnieniu od galaktyk spiralnych i eliptycznych nie ma określonego kształtu. Galaktyki nieregularne, takie jak Mały Obłok Magellana, zawierają gwiazdy w różnym wieku i w znacznie mniejszej liczbie niż galaktyki innych typów. Około 25% galaktyk należy do tej kategorii, w tym najmniejsza ze znanych -GR-8.

Galaktyka spiralna - to galaktyka w kształcie dysku z gęstym jądrem centralnym i niewielką liczbą ramion spiralnych po bokach. W jądrze i ramionach spiralnych znajdują się skupiska młodych gwiazd oraz międzygwiazdowego gazu i pyłu. Struktura spiralna otoczona jest sferycznym halo, zawierającym starsze gwiazdy o niższej temperaturze.

Gejzer - to strumień gazów lub pary wodnej, który okresowo wytryskuje pod dużym ciśnieniem przez szczeliny w powierzchni planety lub księżyca. Erupcja następuje, gdy gaz lub ciecz w podpowierzchniowym zbiorniku zostaną podgrzane przez płynne skały z wnętrza obiektu. Temperatura w takim zbiorniku stopniowo narasta, a kiedy osiągnie punkt wrzenia, ciśnienie wypycha gazy lub parę wodną na powierzchnię.

Gęstością - danego ciała nazywamy jego masę podzieloną przez objętość (miarę zajmowanej przez nie przestrzeni). Wyrażamy ją w kilogramach na metr sześcienny. Na przykład gęstość wody wynosi 1000 kg/m3.

Gluony - są cząstkami elementarnymi, przenoszącymi silne oddziaływania jądrowe. Spajają one ze sobą kwarki (cząstki elementarne uważane jak dotąd za niepodzielne), z których powstają silnie oddziałujące cząstki elementarne, noszące nazwę hadronów.

Grawitacja - to siła wzajemnego przyciągania, działająca pomiędzy wszystkimi ciałami we Wszechświecie. Wielkość tego przyciągania zależy od odległości i masy ciał (im większa masa, tym większe przyciąganie).

Grawitony - to hipotetyczne cząstki elementarne, które miałyby przenosić oddziaływania grawitacyjne.

Gromady kuliste - są to zazwyczaj sferycznie symetryczne zgrupowania związanych grawitacyjnie gwiazd z wyraźną, silną ich koncentracją w kierunku centrum (niektórzy wyróżniają morfologiczną podklasę gromad eliptycznych). Gromady kuliste zwykle liczą od stu tysięcy do miliona gwiazd, natomiast ich średnice (np. wyznaczane z prędkości radialnych gwiazd obserwowanych na brzegach gromady, rozmiarów kątowych i odległości) zawierają się w przedziale od 6 do 70 pc (parseków).

Grupa Lokalna Galaktyk (lub po prostu Grupa Lokalna, Układ Lokalny; ang. Local Group)< - grupa ponad 30 galaktyk, do której należy również nasza galaktyka - Droga Mleczna, na obszarze około jednego megaparseka (106 pc). Jest częścią Supergromady Lokalnej znanej też jako Supergromada w Pannie. Galaktyki grupy lokalnej tworzą system połączony siłą grawitacji i poruszają się przez kosmos jako jedna całość, w odróżnieniu od innych galaktyk, które oddalają się od nas. Grupa lokalna nie jest odizolowana w kosmosie, oddziaływują na nią sąsiednie grupy galaktyk. W przypadkach skrajnych nie jest łatwo określić czy dana galaktyka należy do naszej grupy lokalnej.

Gwiazda - ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i helu.

Gwiazdy ciągu głównego - to gwiazda, w której źródłem energii jest przemiana wodoru w hel w reakcjach syntezy termojądrowej. Ciąg główny jest najdłuższym z obserwowanych etapów ewolucji gwiazdowej; w tym stadium znajduje się około 90% znanych gwiazd. Po wyczerpaniu się wodoru gwiazda ciągu głównego przekształca się w czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma.

Gwiazdy drugiej populacji - to względnie stare gwiazdy, występujące wokół środka naszej Galaktyki. Zawierają mniej pierwiastków cięższych od helu niż inne gwiazdy o podobnej wielkości. W czasie, gdy powstawały, ośrodek międzygwiazdowy nie był jeszcze wzbogacony o cięższe pierwiastki, pochodzące z gwiazd na późnych stadiach ewolucji.

Gwiazdy pierwszej populacji - występują w najbardziej gęstym obszarze Drogi Mlecznej. Są dość młode i zawierają dużo pierwiastków cięższych od helu, stanowiących produkt reakcji jądrowych, które zaszły we wnętrzu wcześniejszych generacji gwiazd. Ostatecznie bowiem wszystkie gwiazdy zwracają materię do ośrodka międzygwiazdowego, gdzie powstają potem nowe gwiazdy.

Gwiazdy podwójne - są układami dwóch gwiazd, które krążą po orbitach wokół wspólnego środka masy, utrzymywane siłą wzajemnego przyciągania grawitacyjnego. Około połowy wszystkich znanych gwiazd stanowią układy podwójne o okresach orbitalnych od 1 dnia do 100 lat.

Gwiazdy podwójne zaćmieniowe - w przypadku gwiazd podwójnych zaćmieniowych jedna z gwiazd regularnie przechodzi przed drugą przesłaniając jej światło dla obserwatora ziemskiego, co sprawia, że jasność widoma całego układu spada. W układzie Algola, który jest najwcześniej odkrytą gwiazdą podwójną tego typu, zaćmienie następuje co 2,8 dnia i trwa przez 10 godzin.

Gwiazda neutronowa - jest jednym z końcowych etapów ewolucji gwiazdy. Jest to obiekt astronomiczny o niewielkiej średnicy, ale o bardzo dużej gęstości. Przy rozmiarach rzędu 10 – 15 km ma masę do 1,4 – 2,5 mas Słońca. Gęstość gwiazdy odpowiada układowi blisko siebie leżących neutronów, może być więc traktowana jako ogromne jądro atomowe (1057 barionów) utrzymywane w równowadze przez siły grawitacyjne. Gwiazdy neutronowe powstają w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8 – 10 mas Słońca). Ich istnienie zostało przewidziane teoretycznie, niezależnie od siebie, w 1938 roku przez Lwa Landau, oraz w 1939 roku przez Walter Baade i Fritz Zwicky (ten ostatni jako pierwszy wysunął takie przypuszczenie już w 1934 roku), wkrótce po eksperymentalnym stwierdzeniu istnienia neutronów. Odkrycie pulsara przez Anthony Hewish i Jocelyn Bell z Uniwersytetu Cambridge w Anglii w 1967 roku potwierdziło istnienie gwiazd neutronowych. Gwiazdy neutronowe powstają podczas wybuchu supernowej (supernowe Typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa Typu Ia). Materia na powierzchni gwiazdy neutronowej (skorupa) składa się z zwykłych jąder żelaza (Fe) i swobodnych elektronów. Głębiej gdzie panuje wysokie ciśnienie maleją odległości między jądrami. Atomy zostają zmiażdżone, a elektrony łączą się z protonami jąder, jądra stają się coraz bardziej niesymetryczne (z przewagą neutronów). Takie jądra są niestabilne na Ziemi, we wnętrzu gwiazdy proces rozpadu tych jąder jest rekompensowany powstawaniem nowych. Jeszcze głębiej jądra są tak blisko, że neutrony mogą przeskakiwać między jądrami - wówczas już trudno mówić o oddzielnych jądrach, skoro materia wygląda jak ciągły stan neutronów. Ten proces nazywamy "ściekaniem neutronów".

Gwiazda zmienna - gwiazda, która zmienia w sposób znaczący swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne - na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.

Gwiazda zmienna kataklizmiczna - układ kataklizmiczny, zmienna kataklizmiczna (ang. cataclysmic variable, CV) - ciasny układ podwójny gwiazd, w skład którego wchodzi biały karzeł oraz gwiazda ciągu głównego (gwiazda pokroju Słońca) lub nieco wyewoluowana (np. podolbrzym). Masywniejszy biały karzeł ściąga na siebie materię z towarzysza, która przedostaje się przez punkt równowagi grawitacyjnej, położony na linii łączącej środki obu gwiazd. Wskutek dużego momentu pędu gaz nie opada od razu na powierzchnię białego karła, ale tworzy wokół niego dysk akrecyjny, jeśli tylko pole magnetyczne białego karła nie jest zbyt silne. To właśnie dysk akrecyjny jest odpowiedzialny za nagłe pojaśnienia, obserwowane jako wybuchy nowych karłowatych i dawniej określane mianem kataklizmów.

Gwiazda zmienna typu Beta Lyrae - układ podwójny zaćmieniowy, którego składniki różnią się między sobą wielkością. Gwiazdy znajdują się w niewielkiej odległości od siebie, przez co są one silnie zdeformowane. Ich kształt przypomina elipsoidy obrotowe. Okres zmian jasności wynosi kilka dni. Układ charakteryzuje się ciągłą zmianą blasku. Jest to związane z tym, że na zmianę jasności mają wpływ nie tylko zaćmienia, ale również fakt, iż gwiazdy zwracają się do nas większą bądź mniejszą powierzchnią. Jako że rozmiary składników różnią się wyraźnie, również wyraźnie różnią się głębokości minimów głównego i wtórnego. Badania nad niemi prowadziła między innymi polska astronom Rozalia Szafraniec.

Gwiazda zmienna typu W UMa - układ podwójny zaćmieniowy, którego składniki położone są bardzo blisko siebie. Okres obiegu gwiazd wokół barycentrum, a zatem okres zmian jasności, wynosi do jednego dnia. Ze względu na swą bliskość, gwiazdy są silnie zdeformowane. Ich kształt przypomina elipsoidę obrotową. Niekiedy są one złączone w punkcie Lagrange'a. Wtedy może występować między składnikami układu wymiana materii. Blask gwiazd charakteryzuje się ciągłą zmianą (krzywa przypomina niekiedy sinusoidę). Zmiana jasności jest w dużej mierze rezultatem tego, że w różnym czasie widzimy większe lub mniejsze powierzchnie gwiazd. Głębokości minimów są porównywalne.

Gwiazdy zmienne typu Algola - (znane również jako gwiazdy typu Beta Persei) to grupa gwiazd zmiennych zaćmieniowych, która swoją nazwę wzięła od Algola w gwiazdozbiorze Perseusza (β Per). Gwiazdy zmienne typu Algola to grupa układów półrozdzielonych, których krzywe zmian blasku zawierają dwa minima: jedno bardzo głębokie - główne oraz drugie znacznie płytsze - wtórne. Minimum główne zachodzi podczas całkowitego lub częściowego zaćmienia bardzo jasnej gwiazdy ciągu głównego przez drugi składnik o jasności wielokrotnie mniejszej, a w minimum wtórnym, składniki zamieniają się rolami. Pomiędzy zaćmieniami obserwuje się niewielkie fluktuacje blasku wywołane odbiciem światła gorącej gwiazdy od powierzchni chłodniejszego, drugiego składnika. Z gwiazdami typu Beta Persei związany jest tzw. paradoks Algola.

Gwiazdy zmienne typu Delta Scuti - są gwiazdami zmiennymi typu pulsacyjnego typów widmowych od A do wczesnych F (klasy jasności od III do V). Pulsują radialnie i nieradialnie w modzie p (prawdopodobnie także w modzie g) z okresem pomiędzy 30 min. a 8 godzin. Ich jasność zmienia się o mniej niż 1 magn. Im amplituda zmian jest mniejsza, tym więcej gwiazd tego typu jest znajdowanych. Z dotychczasowych badań wynika, że około 30% gwiazd typów widmowych od A2 do F0, znajdujących się na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella (HR), to gwiazdy pulsujące. Gwiazdy typu delta Scuti na diagramie HR znajdują się w pobliżu cefeid, lub przesuwają się na ciągu głównym w kierunku olbrzymów. Ich okres zmian wyraźnie jednak odróżnia je od innych zmiennych pulsujących. Reprezentują przejście pomiędzy gwiazdami pulsującymi jak cefeidy z dużą amplitudą pulsacji a gwiazdami pulsującymi nieradialnie, skupionymi w "gorętszej" części diagramu HR. Gwiazdy del Sct dzielone są na dwie zasadnicze podgrupy: Stare, wyewoluowane gwiazdy (II. populacji), w stadium niestabilności, mające typowe okresy zmian jasności (gwiazdy typu SX Phe); Masywne (masy większe od dwóch mas Słońca) gwiazdy ewoluujące w stadium niestabilności W obrębie tych grup rozróżnia się wiele podtypów charakteryzujących się okresami zmian i amplitudą jasności.

Gwiazdy zmienne typu Mira Ceti, mirydy, miry - typ gwiazd zmiennych pulsujących, charakteryzujących się czerwoną barwą, okresem pulsacji dłuższym niż 100 dni i zmianami jasności o więcej niż jeden magnitudo. Są to czerwone olbrzymy w późnych stadiach ewolucji, które za kilka milionów lat odrzucą zewnętrzne warstwy swej atmosfery, tworząc w ten sposób mgławicę planetarną, same zaś staną się białymi karłami. Mirydy są uważane za gwiazdy o masach mniejszych niż dwie masy Słońca, ale mogą być tysiąc lub więcej razy jaśniejsze od Słońca, ze względu na swoje rozmiary (kilkaset promieni Słońca). Pulsują w modzie p (radialnym), tzn. cała gwiazda powiększa się i zapada, zachowując swoją sferyczną symetrię. Zmiany rozmiarów i temperatury są powodem zmian jasności. Okres pulsacji jest zależny od masy i promienia gwiazdy. Pomimo że większość gwiazd typu Mira Ceti wykazuje wiele wspólnych cech w zachowaniu i strukturze, są bardzo różnorodną klasą gwiazd zmiennych ze względu na różnicę w wieku, masie, typie pulsacji i składzie chemicznym. Na przykład, w widmach wielu z nich występują bardzo silne linie węgla, co sugeruje, że materia z jądra gwiazdy jest wynoszona na powierzchnię. Materia ta często tworzy pyłowe obłoki wokół gwiazdy. Niektóre mirydy są znane jako naturalne źródła promieniowania mikrofalowego (masery). Niektóre mirydy wykazują zmiany swojego okresu pulsacji - okres wzrasta lub maleje nawet trzykrotnie w czasie od kilku dekad do kilku stuleci. Uważa się, że jest to spowodowane pulsami termicznymi - temperatura i ciśnienie w powłoce wodorowej, otaczającej jądro gwiazdy, stają się na tyle wysokie, że następuje zainicjowanie reakcji jądrowych. Zmienia to strukturę gwiazdy, co objawia się przez zmianę okresu pulsacji. Przewiduje się, że proces ten występuje u wszystkich gwiazd typu Mira Ceti, ale stosunkowo krótki czas trwania pulsów termicznych (kilka tysięcy lat), w stosunku do czasu życia gwiazdy w tym stadium ewolucji, sprawia, że na kilka tysięcy obserwowanych miryd widzimy ten proces tylko u kilku. Niemniej, większość miryd wykazuje cykliczne zmiany w okresie, co jest prawdopodobnie spowodowane nieliniowym zachowaniem w otoczce gwiazdy. Nazwa wzięła się od pierwszej znanej gwiazdy tego typu, omikron Ceti (gwiazdozbiór Wieloryba), zwanej "Mira" czyli "Cudowna".

Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae (hist. cefeidy karłowate) - gwiazdy zmienne pulsujące, olbrzymy typu widmowego od A do F, o okresach pulsacji od 0,2 do 1,2 dnia i amplitudach zmian blasku od 0,2 do 1,5 wielkości gwiazdowych. Gwiazdy typu RR Lyrae należą do populacji II, występują więc w gromadach kulistych i w halo galaktycznym. Ich wiek wynosi ponad 10 miliardów lat. Wyróżnia się kilka rodzajów gwiazd typu RR Lyrae: RRab - gwiazdy pulsujące w podstawowym modzie radialnym, RRc - gwiazdy pulsujące w pierwszym modzie wzbudzonym (owertonie), RRd - gwiazdy dwumodalne, pulsujące jednocześnie w modach radialnych podstawowym i pierwszym wzbudzonym. Od niedawna klasyfikuje się gwiazdy RR Lyrae z najkrótszymi okresami jako typ RRe - gwiazdy pulsujące w drugim modzie wzbudzonym, choć nie jest jasne, czy takie obiekty rzeczywiście występują. Średnia jasność absolutna gwiazd typu RR Lyrae jest w przybliżeniu stała i wynosi około 0,6 wielkości gwiazdowych. Własność ta jest powszechnie wykorzystywana do określania odległości do gromad gwiazdowych i galaktyk w których obserwuje się gwiazdy tego typu. Wciąż nie rozstrzygnięty jest problem zależności jasności absolutnej od zawartości pierwiastków ciężkich (tzw. metaliczności). Często występującą osobliwością gwiazd typu RR Lyrae jest efekt Błażko polegający na periodycznych zmianach amplitudy i fazy maksimów krzywej zmian blasku. Efekt ten jest prawdopodobnie związany z dodatkowymi nieradialnymi modami pulsacji. Istnienie nieradialnych pulsacji w gwiazdach typu RR Lyrae zostało stwierdzone po raz pierwszy przez polskich astronomów, a następnie potwierdzone przez wielu innych badaczy tych gwiazd.

Gwiazdy zmienne typu W Virginis - gwiazdy zmienne podobne do cefeid (czasem zwane cefeidami typu II). Podobnie jak u cefeid, u W Virginis obserwowana jest silna zależność między jasnością absolutną a okresem zmienności, jednak przy tym samym okresie gwiazdy typu W Virginis są o około 1,5 wielkości gwiazdowej słabsze niż cefeidy. Jest to związane z niższą masą i metalicznością (zawartością pierwiastków cięższych od helu) u gwiazd typu W Virginis, które należą do tzw. II populacji gwiazd. Problemy z odróżnianiem gwiazd typu W Virginis od cefeid były powodem początkowej znacznej niedokładności wyznaczania wartości parametru Hubble'a metodą świec standardowych.

Gwiazdy zmienne typu ZZ Ceti - rodzaj gwiazd zmiennych pulsujących, będących jednocześnie białymi karłami. Gwiazdy tej grupy zmieniają jasność w bardzo krótkich okresach wynoszących od 25 sekund do 30 minut, a amplituda tych zmian wynosi 0,001-0,2 mag. Ze względu na bardzo dużą gęstość, mają one bardzo dużą siłę ciążenia na powierzchni. Temperatura gwiazd typu ZZ Ceti wynosi od 10 000 K do około 12 500 K. Gwiazdy typu ZZ Ceti dzielą się na kilka podtypów: ZZA - to gwiazdy typu widmowego DA posiadające jedynie linie absorpcyjne wodoru; ZZB - gwiazdy typu widmowego DB posiadające jedynie linie absorpcyjne helu; ZZC - bardzo gorące gwiazdy typu widmowego DO. Pierwowzorem tej grupy jest gwiazda ZZ Ceti. Jest to pulsujący biały karzeł odkryty w 1968 roku. Amplituda jego pulsacji jest niezwykle mała i wynosi zaledwie 0.01m z okresem około 3,5 minuty.

 

 

powrót do słownika