Opat Aramejskie abbâ, "ojciec" (gr. avbba/łac. abbas), to imię, jakim nazywano mnichów, zwłaszcza najstarszych i najbardziej czcigodnych, w pierwszych wiekach monastycyzmu w Egipcie i na Wschodzie. Później zaczęto wyznaczać przełożonego klasztoru sui iuris. Na Wschodzie pozostał obok innych terminów, takich jak hegumen (od gr. h`gemw,n) czy archimandrite; na Zachodzie dominowało ono nad określeniem praepositus, które w dalszym ciągu często oznaczało drugiego mnicha w hierarchii cenobium, bezpośrednio poniżej opata. W pierwszych wiekach monastycyzmu, gdzie nie obowiązywały pisane reguły, opat był bardzo często osobą charyzmatyczną, która skupiała wokół siebie braci prestiżem swoich czynów i świętością; później jego rola została zinstytucjonalizowana i coraz wyraźniej zdefiniowana. Najstarsza z europejskich reguł, Reguła Czterech Ojców, napisana prawdopodobnie po połowie V w., istotę cenobityzmu utożsamia z posłuszeństwem opatowi . Funkcja opata jest głównym przedmiotem zainteresowania autora Reguły Mistrza; Reguła św. Benedykta obszernie omawia prerogatywy i przymioty opata i przewiduje jego wolny wybór przez mnichów (rozdz. 64), co w najwcześniejszych czasach następowało zatwierdzeniem biskupim. Już wkrótce opaci zaczęli brać udział w soborach. Na soborze w Konstantynopolu w roku 448 23 archimandrytów wraz z 30 uczestniczącymi biskupami potępiło doktrynę Eutychesa.
Przeorysza jest przełożoną klasztoru żeńskiego. Łacińska nazwa abbatissa rozwinęła się w sposób analogiczny do męskiego abbas i jest potwierdzona w VI w. inskrypcje nagrobne oraz w pismach Grzegorza z Tours.

Odkupienie lub okup: określany jako jeden z pięciu sakramentów w Ewangelii Filipa i wspomniany gdzie indziej. Według herezjologów ceremonia odkupienia polega na użyciu oliwy i wody w rytuale za zmarłych, aby pomóc im w przejściu do królestwa boskości. Takie ceremonie są również znane u Mandajczyków.
Orea: Wariant pisowni Norea w rzeczywistości władców i prawdopodobnie O pochodzeniu świata. Orea przypomina greckie słowo "piękny". Być może błędna pisownia Norei?
Oroiael: Jeden z luminarzy myśli gnostyckiej.
Ozyrys: egipski bóg wilgoci, królestwa i świata podziemnego oraz mąż Izydy. Ozyrys umiera, a jednak żyje jako król podziemnego świata w mitologii egipskiej. Wspomniane w kazaniu Naassene.
Oannes: mezopotamski bóg mądrości, po części człowiek, po części ryba.
Ohrmazd: Ahura Mazda, dobry bóg w zaratusztrianizmie, czasami utożsamiany z pierwotnym człowiekiem w źródłach manichejskich.
Omphale: królowa Lidii, której Herakles był niewolnikiem, w mitologii greckiej.
Ojciec wielkości: Odwieczny boski przejaw dobra w myśli manichejskiej.
Osiem: Ogdoad, królestwo ośmiu eonów. Ósmy może również odnosić się do królestwa gwiazd stałych, poza siedmioma sferami planetarnymi, stąd do królestwa demiurga lub mądrości, jak w Rozprawie o Ósmej i Dziewiątej i gdzie indziej. Czasami uważa się, że ósma kula jest siedzibą władcy kosmosu; czasami uważa się, że jest to wyższy poziom rozwoju duchowego i doskonałości.

oligopol : stopień konkurencji, w którym tylko kilku sprzedawców zdominowało rynek.

outsourcing: Zawieranie umów z innymi firmami (często w innych krajach) do wykonywania niektórych lub wszystkich funkcji firmy, takich jak zadania produkcyjne lub księgowe.

organizacja non-profit : organizacja, której cele nie obejmują osiągania osobistych korzyści dla jej właścicieli lub organizatorów.

odkrywca: gnostycka postać zbawiciela, której rolą jest ujawnienie gnozy jednostce lub światu. W wielu tekstach gnostyckich Jezus występuje jako objawiciel, nauczający apostołów gnozy, a nie jako ofiara. Inni gnostyccy objawiciele to Adam, Seth i Derdekeas; odkrywca jest czasami przedstawiany jako dziecko. Ostatecznie ujawnia się duchowe ja danej osoby.
Objawienie Adama: (NHC V,5; koniec I-początek II wieku, z kilkoma późniejszymi dodatkami) Setyjski tekst szczegółowo opisujący objawienie udzielone Setowi przez Adama, gdy Adam miał siedemset lat. Tekst wydaje się być produktem żydowskiego gnostycyzmu i zawiera niewiele elementów chrześcijańskich, jeśli w ogóle. Objawienie Adama opisuje stworzenie Adama i Ewy, Noego, potop, późniejsze ponowne zaludnienie ziemi 400 000 ludzi, którzy zostaną dotknięci ogniem demiurga Sakli, oraz zejście oświecacza gnozy (Seth). Długa sekcja zawiera wiersz w czternastu częściach, z których każda zawiera własny opis pochodzenia iluminatora Setha. Tylko ostatnia z tych relacji jest uważana za prawdziwą. Podobnie jak Święta Księga Wielkiego Niewidzialnego Ducha, mówi się, że Objawienie Adama przetrwało dzięki przechowywaniu na wysokiej górze.
Objawienie Pawła: (NHC V,2; II w.) W 2 Koryntian 12:2 apostoł Paweł twierdzi, że wstąpił do trzeciego nieba. W Objawieniu Pawła Paweł otrzymuje polecenie przebudzenia umysłu, a tekst rozwija duchową podróż Pawła i opisuje jego doświadczenie w trzecim i wyższych niebiosach, aż do dziesiątego nieba. Struktura drogi duchowej jest alegoryczną interpretacją podróży Pawła do Jerozolimy, opisanej w Gal 1,11-17. Chrystus pojawia się początkowo jako dziecko, które zabiera Pawła do trzeciego nieba, a następnie jako starzec w białej szacie, którego tron jest siedmiokrotnie jaśniejszy od słońca. W każdym z niższych niebios Paweł musi poinstruować odźwiernych, aby umożliwili mu dostęp do następnego nieba, ale w niebiosach ósmym, dziewiątym i dziesiątym, które są poza kontrolą archontów lub odźwiernych, po prostu wznosi się i spotyka dwunastu apostołów i jego współtowarzyszy duchowych.
Objawienie Piotra: (NHC VII, III; III wiek) Objawienie Piotra jest gnostycką apokalipsą przypisaną Piotrowi, który w tym przypadku jest godnym uczniem i jest odbiorcą szczególnej wiedzy od Jezusa. Kościół jest mocno krytykowany, a wielu przywódców kościoła jest postrzeganych jako ignoranci i odpowiedzialni za sprowadzanie ludzi na manowce. Ukrzyżowanie dotyczy tylko ciała. Zbawiciel obserwuje to wydarzenie znad krzyża, uśmiechając się i śmiejąc z ignorancji archontów, którzy ukrzyżowali ciało.
Objawienie Zostrianos: Alternatywna nazwa Zostrianos.
odpoczynek, spoczynek: (greckie anapausis) Synonim stanu gnozy, ostatecznego celu gnostycyzmu. Termin ten jest wspólny dla wielu gałęzi gnostycyzmu i występuje w wielu pismach gnostyckich. Na przykład w Ewangelii Prawdy odpocznienie można znaleźć w pleromie; w Księdze Tomasza Walczącego jest opisany jako stan wytchnienia od namiętności i cierpień ciała; aw Ewangelii Tomasza życie jest opisane jako "ruch i odpoczynek". Termin prawdopodobnie wywodzi się z Księgi Rodzaju 1, gdzie po sześciu dniach stworzenia nastąpił siódmy dzień odpoczynku.
Odkupiciel: Istota, która oferuje lub umożliwia odkupienie, które w kontekście gnostyckim składa się z gnozy. Gnostyckie postacie odkupicieli to Adam, Ewa, Set, Eleleth, Melchizedek i anioł Baruch.
odkupienie: w walentynianizmie jeden z pięciu sakramentów. Sakrament odkupienia przybierał różne formy, a różne opisy Ireneusza, który twierdził, że wersji odkupienia jest tyle, ilu nauczycieli, ujawniają obrzędy przypominające chrzest czy krzyżmo.
Obalenie wszystkich herezji: Herezjologiczne dzieło ojca kościoła Hipolita z II/III wieku. Pierwsza część analizuje postrzegane błędy przedchrześcijańskiego pogaństwa, a druga część dotyczy chrześcijańskich herezji, w tym trzydziestu trzech systemów gnostyckich.
Orygenes: (ok. 185-253/254) ojciec kościoła i obszerny pisarz, o którym mówi się, że urodził się w Egipcie, gdzie został wychowany jako chrześcijanin, ale otrzymał również typowe pogańskie greckie wykształcenie. Nauczał w Aleksandrii w Aleksandryjskiej Szkole Katechetycznej, gdzie nauczał Klemens Aleksandryjski. Według jednej tradycji Orygenes wykastrował się po przeczytaniu Mateusza 19:12, "Albowiem są eunuchowie, którzy tak się urodzili z łona matki; są też eunuchowie, którzy zostali eunuchami ludzi; i są eunuchowie, którzy stali się eunuchami dla królestwo niebieskie na litość boską". Orygenes napisał komentarze do każdej księgi biblijnej, a w swoim Komentarzu do Jana przytacza i argumentuje fragmenty z Walentyńskiego Komentarza do Jana Herakleona. Podobnie jak Klemens Aleksandryjski, Orygenes był chrześcijańskim platonistą i kładł duży nacisk na alegoryczną interpretację Pisma Świętego. Z powodu konfliktów politycznych z biskupem Demetriuszem z Aleksandrii przeniósł się do Cezarei Nadmorskiej, gdzie zmarł w ciągu dwóch lat po torturach podczas prześladowań. W VI wieku Orygenes został ogłoszony heretykiem ze względu na bardziej skrajne poglądy jego późniejszych naśladowców.
Orimenios: W Allogenes i Zostrianos, eon drugiej potęgi.
Ormaoth: W Sekretnej Księdze Jana, anioł, który stworzył prawą nogę.
Oroiael: Drugi z czterech luminarzy literatury setyjskiej, zwłaszcza Sekretnej Księgi Jana, Zostrianosa i Świętej Księgi Wielkiego Niewidzialnego Ducha. Oroiael jest nazywany mocą i jasnowidzem prawdy i jest kojarzony z Gabrielem; w Trzech Formach Pierwszej Myśli, eon, który jest częścią drugiej grupy eonów. Seth mieszka w Oroiael.
Oroorrothos: W Sekretnej Księdze Jana, demon, który jest panem ciepła.
Orfeusz: mityczny poeta, syn trackiego boga rzeki Oiagrosa i muzy Kaliope, założycielki misteriów orfickich. Kiedy jego żona Eurydyka zmarła z powodu ukąszenia węża, śpiewał i grał tak poruszająco, że Hades i Persefona pozwolili mu wskrzesić ją z martwych, pod warunkiem, że nie spojrzy na nią, zanim nie wyjdą z podziemia; ale Orfeusz obejrzał się i Eurydyka zaginęła.
Orfizm: Tajemnice Orfeusza. Religia orficka zawierała elementy ascetyczne i wiarę w wędrówkę dusz. Mit orficki koncentruje się na Dionizosa / Zagreusie, synu Zeusa i Persefony, który został zamordowany przez tytanów i ugotowany. Zeus zniszczył Tytanów piorunem, a Hermes uratował serce Zagreusa, ale prochy Tytanów i Dionizosa, z których powstała ludzkość, były zmieszane. Tak więc ludzka dusza zawiera iskrę Dionizosa i jest nieśmiertelna, ale ciało pochodzi od Tytanów i więzi duszę. Niektórzy uczeni postrzegali orfizm jako poprzednika gnostycyzmu, niekoniecznie przyznając się do jakiegokolwiek bezpośredniego wpływu historycznego.
Osei: W parafrazie Sema, boskiej istoty, która jest wybranką Światła, oka niebios.
Ozyrys: egipski bóg podziemi, mąż Izydy, ojciec Horusa, przedmiot tajemnic Izydy i Ozyrysa.
Oudidi: W Sekretnej Księdze Jana anioł, który ożywiał prawą rękę.
Ouerton: W Sekretnej Księdze Jana, anioł, który ożywiał lewe ramię.
Oummaa: W Sekretnej Księdze Jana, anioł, który rządzi wyobraźnią.
Ouriel: Inna pisownia anioła Uriela.
Ousiarcha: Imię archonta planetarnego w Hermetica.
Oxyrhynchus: Miasto w Górnym Egipcie, około 160 km na południowy-zachód od Kairu. Starożytne hałdy śmieci w mieście zostały po raz pierwszy odkopane w 1896 roku przez dwóch brytyjskich archeologów, Bernarda Grenfell i Arthura Hunta, którzy odkryli ogromny zbiór tekstów papirusowych pochodzących z czasów ptolemejskich i rzymskich. Wiele papirusów było dokumentami prawnymi lub publicznymi, ale skarb zawierał najstarsze fragmenty *Ewangelii Tomasza oraz innych znanych i nieznanych ewangelii.
Oxyrhynchus 840 Ewangelia: (110-160) Pojedyncza miniaturowa karta z zaginionej i nienazwanej ewangelii, znaleziona w * Oxyrhynchus. Krytykowany przez faryzeusza za niewykonanie prawidłowego rytualnego obmycia w świątyni jerozolimskiej, Jezus odpowiada serią biada niewidomym, którzy myją tylko zewnętrzną skórę itp.
Oxyrhynchus 1224 Ewangelia: Uszkodzone fragmenty papirusu znalezione w Oxyrhynchus zawierające fragmenty nieznanej ewangelii, w tym fragmenty dialogu między Jezusem a uczonymi w Piśmie i faryzeuszami oraz wypowiedzi Jezusa. Papirus pochodzi z trzeciego lub czwartego wieku, ale ewangelia pochodzi prawdopodobnie z drugiego wieku.
Ofici/ofianie: (gr. ophis, "wąż") Grupa gnostyków związana z Kainitami przez Klemensa Aleksandryjskiego i Hipolita. Ofici byli gnostycką sektą, która, podobnie jak Naaseńczycy, miała czcić węża jako objawiciela gnozy. Według Epifaniusza, który często nie jest wiarygodnym świadkiem, Ofici trzymali w koszyku węża, który wyczołgał się na stół wśród kawałków chleba podczas rytuałów Ofitów. Celsus i Orygenes opisują skomplikowany diagram znany jako diagram Ophite, który wyraża wiele aspektów mitologii i kosmologii sekty. Istnieją magiczne klejnoty, które zawierają obrazy węży i listy bóstw gnostyckich, podobne do tych na diagramie. Podobne idee można znaleźć w Nag Teksty Hammadi O powstaniu świata i naturze władców. Według Teodora bar Konai pod koniec VIII wieku w Syrii istniały jeszcze niewielkie grupy Ofitów.
Optaon: Imię związane z najwyższym Preegzystującym w Trzech Stelach Seta i Allogenesa.
Oraios: W O pochodzeniu świata, jeden z siedmiu androgynicznych archontów Chaosu; jego żeńskie imię to Bogactwo.
Onoel: Na diagramie Ophite opisanym przez Orygenesa, siódmy anioł w kształcie osła, znany również jako Thartharaoth.
Onorthochrasaei: W Sekretnej Księdze Jana materia, matka czterech demonów, które rządzą ciepłem, zimnem, suchością i wilgocią.
Ontonios: Pomocnik siedmiu dziewic światła w Księgach Jeu.
Opakis: Pomocnik z siedmiu dziewic światła w Księgach Jeu.
Oliba, Bernard: (zm. 1276) Ostatni katarski biskup Tuluzy, który schronił się w Sirmione.
Oliver of Termes: (1200-1274) współwładca Quéribus. Chronił katarów przed krzyżowcami, ale został zmuszony do zdrady swojego władcy Chaberta krzyżowcom. Po schwytaniu Chaberta Oliverowi udało się wynegocjować z Inkwizycją uratowanie życia Chaberta.
Oliwna, Góra: Pasmo górskie na wschód od Jerozolimy, znane również jako Góra Oliwna, gdzie według ewangelii kanonicznych nauczał Jezus. Jest to również wyraźnie wspomniane w Liście Piotra do Filipa jako miejsce, gdzie uczniowie gromadzili się z Jezusem. U podnóża Góry Oliwnej znajdował się Ogród Getsemani.
Olivier: doskonały katar, który prowadził debatę między katarami a katolikami w Lombers w 1165 r.
Olmis: W Zostrianos, eon, małżonek Solmis.
Olses: W Świętej Księdze Wielkiego Niewidzialnego Ducha, eon znajdujący się nad wschodem słońca i związany z chrztem.
O przyjaciołach: zaginione kazanie Valentinusa, które przetrwało tylko w krótkim cytacie Klemensa z Aleksandrii. Wyjaśnia, że prawdę można znaleźć także w pismach pogańskich, ponieważ są to wypowiedzi pochodzące z serca.
O sprawiedliwości: Zaginione dzieło Epifanesa, które istnieje tylko w cytacie Klemensa z Aleksandrii. Opowiada się za formą komunizmu opartą na gnostyckim światopoglądzie. Światło słońca i dobrodziejstwa ziemi nie są naturalnie własnością nikogo, stwierdza Epifanes, i tylko ludzie wymyślili własność i prawo, które są przeszkodami na drodze do prawości.
O przywiązanej duszy: zaginione pismo Izydora, syna Bazylidesa, cytowane przez Klemensa Aleksandryjskiego, które omawia pogląd, że namiętności duszy są spowodowane przywiązaniami, które same w sobie mają charakter metafizyczny.
O pochodzeniu świata: (NHC II,5; NHC XIII,2; Brit Lib. Or 4926 [1]; koniec trzeciego wieku) O pochodzeniu świata pomija zwykłe szczegółową kosmogonię pleromy i eonów, skupiając się zamiast tego na roli Yaldabaotha i jego kreacji. Yaldabaoth jest przekonany, że jest jedynym Bogiem. Sophia wywodzi się z Pistis, który zarówno jako Pistis, jak i Pistis Sophia odgrywa rolę w neutralizowaniu wpływów Yaldabaoth. O powstawaniu świata dużo czasu poświęca etapom stworzenia świata oraz Adama i Ewy. Ludzkość jest postrzegana jako robak, który odradza się ze spalonego feniksa. O pochodzeniu świata odnosi się do wielu zaginionych i skądinąd nieznanych źródeł gnostyckich i magicznych.
O przejściu duszy przez Archontów Środka: gnostycki fragment w Kodeksie Bruce′a, który opowiada o wznoszeniu się duszy poza archontów.
O Prawdziwym Logosie: dzieło pogańskiego filozofa Celsusa, zachowane tylko jako obalenie przez Orygenesa.
O trzech naturach: zaginione dzieło Valentinusa, które omawia Trójcę Ojca, Syna i Ducha Świętego jako hipostazy, które przetrwały tylko w cytatatach Pseudo-Anthimusa z Nikomedii w jego O świętym Kościele. Być może jest to pierwszy traktat odnoszący się do nauki o Trójcy Świętej, przyjętej później przez ortodoksję.
Ody Salomona: (100-200) Zbiór od lub psalmów napisanych w języku syryjskim, przypisywanych Salomonowi i uważanych za część Pseudepigrafów. Ody mają pewne elementy gnostyckie, a aspekty chrześcijańskie mogły zostać dodane później. Mogą pochodzić z okresu od końca I do początku III wieku, ale większość czytelników zgadza się, że należą do najpiękniejszych dzieł literatury wczesnochrześcijańskiej lub gnostyckiej.
Odontuchos: Pomocnik siedmiu dziewic światła w Księgach Jeu.
Odyseusz: bohater Odysei Homera, ocalały z wojny trojańskiej, który wędrował przez wiele przygód, zanim mógł wrócić do domu w Itace. W Egzegezie o duszy cytat z Odysei opisujący płaczącego Odyseusza, odwracającego się od podstępów Kalipso i tęskniącego za ojczyzną, jest interpretowany jako odnoszący się do tęsknoty duszy za Bogiem.
ogdoad: (po grecku "grupa ośmiu") Ósma sfera, ponad siedmioma sferami planetarnymi. Ogdoad może być uważany za sferę gwiazd stałych, ale może być również kojarzony z domem Sophii lub demiurga, lub w prostszych kosmologiach domem prawdziwego Boga. Zgodnie z systemem * Walentynian w Tertuliana Przeciwko Walentynianom, ogdoad jest terminem dla pierwszych ośmiu eonów: Bythos i Sige, Caen i Akhana, Nous i Aletheia, Sermo i Vita.
Ohrmuzd I: (zm. 274) król Babilonu, następca Szapura I. Ohrmuzd sympatyzował z Manim, ale jego panowanie było krótkie; zmarł rok po wstąpieniu na tron.
Oannes: mezopotamski bóg mądrości, po części człowiek, po części ryba.
Ojciec: W wielu kosmologiach gnostyckich, podobnie jak w ortodoksyjnym chrześcijaństwie, najwyższy Bóg znany jest jako Ojciec. W niektórych systemach, takich jak Sethian, Ojciec jest częścią triady Ojca, Matki i Dziecka. Ojciec wielkości: w manicheizmie boska zasada światła.
Objawienie Pańskie: (1) Święto wizyty Mędrców u Dzieciątka Jezus, obchodzone 6 stycznia. (2) Nagłe uczucie zrozumienia lub natychmiastowej percepcji, być może równoznaczne z gnozą.
ojcowie pustyni: wczesnochrześcijańscy mnisi w Egipcie, którzy od III wieku praktykowali ascezę na pustyni Scetis. Wśród znanych ojców pustyni byli Antoni Wielki i Ewagriusz z Pontu, a wypowiedzi ojców zebrano w Apophthegmata Patrum. Ojcowie pustyni z IV wieku, tacy jak Pachomiusz i Szenouda, odegrali kluczową rolę w rozwoju chrześcijańskiego monastycyzmu i zdecydowanie sprzeciwiali się grupom gnostyckim i tekstom apokryficznym.
Odnośnie abstynencji lub eunuchry: zaginiona księga napisana przez Juliusza Kasjanusa.
O losie: książka ucznia Bardaisana.
oszczerstwo rytualne: Twierdzenie, że określona grupa religijna lub etniczna składa rytualne ofiary z ludzi, zwłaszcza dzieci. Zniesławienie rytualne było najbardziej znane u europejskich Żydów, ale katarzy, gnostycy i inni chrześcijanie również byli poddawani temu twierdzeniu. W Mandaean Ginza Rabba chrześcijańska grupa zwana Minunei jest oskarżana o zabijanie żydowskich dzieci i robienie chleba ze zwłok.
Ojcowie apostolscy: Chrześcijańscy przywódcy z przełomu I i II wieku, o których sądzono, że mieli bezpośredni kontakt z dwunastoma apostołami. Ojcowie apostolscy to Klemens Rzymski, Ignacy z Antiochii i Polikarp ze Smyrny.

Okres synodyczny

Odstęp czasu między dwoma kolejnymi podobnymi ustawieniami dwóch ciał niebieskich. W przypadku planety za okres synodyczny można przyjąć średni odstęp czasu między, powiedzmy, dwoma kolejnymi opozycjami lub dwoma kolejnymi koniunkcjami. To właśnie ten okres określa czasy, w których poszczególne planety będą widoczne na nocnym niebie. Okres synodyczny Księżyca to czas pomiędzy kolejnymi nawrotami tej samej fazy; na przykład między pełnią a pełnią księżyca.

Orbita synchroniczna

Orbita, po której okres obrotu ciała orbitującego jest taki sam jak okres obrotu ciała, o którym ono krąży. W Układzie Słonecznym jedynym naturalnym przypadkiem orbity synchronicznej jest satelita Plutona, Charon. Niektóre sztuczne satelity są umieszczane na synchronicznej orbicie wokół Ziemi; takie orbity są następnie określane jako geosynchroniczne. Jeśli dodatkowo taka orbita jest kołowa i znajduje się w płaszczyźnie równika Ziemi, nazywana jest geostacjonarną, ponieważ z punktu na powierzchni Ziemi satelita na takiej orbicie wydaje się utrzymywać mniej więcej tę samą pozycję na niebie. Orbity geosynchroniczne i geostacjonarne są wykorzystywane przez satelity nawigacyjne i komunikacyjne.

Obserwatorium Neutrino w Sudbury

Sudbury Neutrino Observatory (SNO) bada neutrina ze Słońca, supernowe i inne źródła astrofizyczne. Detektor znajduje się 2000 m pod ziemią w czynnej kopalni niklu w pobliżu Sudbury, Ontario, Kanada i obserwuje światło Czerenkowa z neutrin oddziałujących z 1000 tonami ultraczystej ciężkiej wody (D2O) otoczonej 7000 tonami lekkiej wody osłonowej. Do obserwacji strumienia i widma energetycznego neutrin elektronowych docierających do Ziemi z jądra słonecznego wykorzystuje się kilka różnych oddziaływań neutrin; oraz całkowity strumień wszystkich trzech typów neutrin, aby określić, czy nastąpiła zmiana smaku neutrin (wskazująca na skończoną masę spoczynkową neutrin). W projekcie bierze udział 100 naukowców z Kanady, USA i Wielkiej Brytanii, a obserwacje rozpoczęto w maju 1999 roku.

Obserwatorium Teleskopu Submilimetrowego

Submillimeter Telescope Observatory (SMTO), będące wynikiem współpracy MPIfR i Steward Observatory, obsługuje 10-metrowy Teleskop Heinricha Hertza (HHT) do obserwacji w zakresie fal milimetrowych i submilimetrowych. SMTO znajduje się na wysokości 3186 m na szczycie Mount Graham w Arizonie. HHT ma bardzo dokładną powierzchnię (12 ?m rms) i jest pierwszym teleskopem wykorzystującym odbiornik bolometryczny z gorącymi elektronami do obserwacji astronomicznych na częstotliwościach 690 i 810 GHz.

Obserwatorium StewardaL

Steward Observatory (SO), utworzone w 1916 roku, jest ramieniem badawczym Wydziału Astronomii Uniwersytetu w Arizonie (UA). Jej siedziba znajduje się w Tucson w Arizonie, na terenie kampusu uniwersyteckiego. Jego obiekty obserwacyjne znajdują się na Mount Graham (10 m Heinrich Hertz SMT; 1,8 mVATT i Large Binocular Telescope (LBT) z dwoma lustrami 8,4 m), Mount Hopkins (6,5 m MMT), Kitt Peak (2,3 m Bok) i góry Catalina (2 × 1,5 m) w Arizonie i na Las Campanas w Chile (Projekt Magellan; 2 × 6,5 m). LBT, Magellan, MMT, SMT i VATT to wspólne projekty. Komponenty SO tych obiektów są używane przez naukowców i studentów z UA, Arizona State University i Northern Arizona University. SO jest również zaangażowany w badania astronomii kosmicznej, obecnie obejmujące HST, ISO i SIRTF. Uczestniczy w programach rozwoju NGST i TPF programu NASA Origins. SO obsługuje również Mirror Laboratory, zlokalizowane pod stadionem w Arizonie. Programy badawcze SO koncentrują się na astronomii optycznej, podczerwonej i submilimetrowej, astrofizyce teoretycznej i oprzyrządowaniu astronomicznym. Główne obszary bieżącej działalności to: kosmologia; ośrodek międzygalaktyczny; kwazary i aktywne jądra galaktyczne; dynamika, powstawanie i ewolucja galaktyk; powstawanie gwiazd w galaktykach, w tym galaktyki gwiazdotwórcze; powstawanie gwiazd i ośrodek międzygwiazdowy; supernowe; zdegenerowane gwiazdy; zmienne kataklizmiczne; brązowe karły; i planet pozasłonecznych. SO ma 25 pracowników dydaktycznych, około 25 dalszych naukowców i łącznie około 250 pracowników. SO jest wspierany przez fundusze stanu Arizona oraz granty badawcze i kontrakty.

Obserwatorium Uniwersytetu St Andrews

Obserwatorium uniwersyteckie w St Andrews ma największy teleskop optyczny, jaki kiedykolwiek zbudowano w Szkocji, 0,94-metrowy teleskop Jamesa Gregorye′o (JGT), a także mniejsze teleskopy dydaktyczne. JGT jest używany do fotometrii CCD krótkookresowych gwiazd podwójnych i gromad gwiazd. Grupa Astrofizyki w Szkole Fizyki i Astronomii ma sześciu stałych pracowników oraz doktorów i studentów.

Obserwatorium Astrofizyczne Uniwersytetu Państwowego w Petersburgu

Instytut Astronomiczny Uniwersytetu w Petersburgu znajduje się w Starym Peterhofie, około 40 km od Sankt Petersburga w Rosji. Pracownicy biorą również czynny udział w nauczaniu astronomii studentów wydziału matematyki i mechaniki uczelni. Obszary badań obejmują różne dziedziny astrofizyki, dynamiki gwiazd, mechaniki nieba i astrometrii. Obejmują one badania atmosfer gwiazd, mgławic planetarnych, obłoków międzygalaktycznych, oddziałujących galaktyk i blazarów. Obserwacje prowadzone są za pomocą teleskopu 23 cm w Sankt Petersburgu, teleskopu 0,7 m Obserwatorium Krymskiego, teleskopów 6 m i 1 m Specjalnego Obserwatorium Astronomicznego oraz radioteleskopu RT-7,5 Politechniki Moskiewskiej.

Okres gwiezdny

Okres czasu mierzony względem "stałych" gwiazd. W normalnym użyciu termin ten odnosi się do czasu, w jakim planeta okrąża Słońce, powracając do swojego pierwotnego położenia względem pozycji gwiazd, lub czasu potrzebnego satelitom na okrążenie swojej planety macierzystej, ponownie mierzona względem gwiazd tła. W przypadku Ziemi okres ten nazywany jest rokiem gwiezdnym i jest równy 365,2564 dniom słonecznym.

Obserwatorium Astronomiczne w Szanghaju

Szanghajskie Obserwatorium Astronomiczne Chińskiej Akademii Nauk (CAS) znajduje się w Szanghaju w Chinach. Zostało ustalone w 1962 roku łącząc Xujiahui i Sheshan, które zostały założone odpowiednio w 1872 i 1900 roku. Główne dziedziny obejmują astrofizykę i astrogeodynamikę, w tym gromady gwiazd, naszą Galaktykę, galaktyki, rotację Ziemi i zastosowanie dynamiki satelitów. Główne obiekty to: teleskop 1,56 m, radioteleskop 25 m, lustrzanka 60 cm i astrograf 40 cm. Personel składa się z około 50 astronomów, 40 inżynierów i techników.

Obserwatorium San Fernando

Obserwatorium San Fernando znajduje się po północnej stronie doliny San Fernando, około 30 mil na północny zachód od centrum Los Angeles. Zostało zbudowane przez Aerospace Corporation w 1969 roku i przekazane Kalifornijskiemu Uniwersytetowi Stanowemu w Northridge w 1976 roku. Obserwatorium posiada wiele nowoczesnych instrumentów. Głównym instrumentem jest próżniowy teleskop o aperturze 61/28 cm zasilający próżniowy spektroheliograf. Obecnie spektroheliograf jest skonfigurowany jako Video Spectro-Spectraheliograph (VSSHG). Gdy VSSHG zakończy skanowanie aktywnego regionu, dane wyjściowe składają się z dwóch kostek danych, z których każda ma słoneczne północ-południe i wschód-zachód jako osie x i y oraz długość fali jako oś z. Dwa sześciany mają ortogonalne polaryzacje. Inne instrumenty znajdują się w Małej Kopule. Są to pełnodyskowe teleskopy fotometryczne: Cartesian Full DiskTelescope no. 1 (CFDT1); Teleskop kartezjański z pełnym dyskiem nr. 2 (CFDT2); oraz obrotowy fotometr z pełnym dyskiem (RFDP). Teleskopy CFDT otrzymują codziennie fotometryczne obrazy całego dysku Słońca. Oddzielna wieża o wysokości 10 m zawiera złożony teleskop refrakcyjny o średnicy 15 cm przeznaczony do badania poszczególnych aktywnych obszarów na granicy dyfrakcji 1 sekundy kątowej. Specjalizacjami naukowymi są codzienne pomiary zmienności słonecznej spowodowane plamami i plamkami słonecznymi oraz badanie erupcji i zanikania słonecznego strumienia magnetycznego, szczególnie w regionach aktywnych. Wsparcie pochodzi głównie od rządu federalnego, zarówno od National Science Foundation, jak i National Aeronautics and Space Administration. Uniwersytet zapewnia pewne wsparcie w zakresie utrzymania i konserwacji.

Obserwatorium z wieloma teleskopami lustrzanymi

W momencie oddania do użytku w 1979 roku 4,5-metrowy teleskop zwierciadlany (MMT) był trzecim co do wielkości teleskopem optycznym na świecie. Zawierał tak wiele ambitnych innowacji konstrukcyjnych, że jego ukończenie zwiastowało początek obecnej generacji konstrukcji teleskopów. MMT został wycofany ze służby w marcu 1998 r. I zastąpiony w marcu 1999 r. 6,5-metrowym teleskopem z pojedynczą gwiazdą. 4,5-metrowy MMT był pierwszym dużym teleskopem optycznym, który zawierał wiele lekkich zwierciadeł głównych we wspólnym montażu, obracający się budynek zamiast kopuły, aktywną kontrolę zwierciadła wtórnego podczas wszystkich obserwacji, wysokowydajny montaż wysokościowo-azymutalny i szczegółowy element skończony analiza konstrukcji teleskopu w trakcie projektowania. Teleskop był bardzo udanym narzędziem badawczym, napędzającym prawie 1000 publikacji naukowych. Badania przeprowadzone w Arizonie w połowie lat 80. XX wieku wykazały, że w budynku MMT można zainstalować zwierciadło główne o średnicy 6,5 m i ogniskowej f/1,4 lub mniejszej. Gdy wykazano, że taki teleskop może mieć pokaźne pole widzenia, wzbudziło to zainteresowanie astronomów z Instytutu Smithsona. List intencyjny w sprawie realizacji takiego projektu przypieczętował los 4,5-metrowego teleskopu w 1988 roku. Pomyślne odlanie (1992) i wypolerowanie (1997) pierwszych 6,5 m, f/1,25 pierwotnego w STEWARD OBSERVATORY Mirror Laboratory zapoczątkowało likwidacja starego teleskopu w 1998 r. Nowy teleskop został oddany do użytku w maju 2000 r., a obserwacje naukowe rozpoczęto w następnym miesiącu. Udana konwersja MMT jest w toku. Zainstalowano pierwsze z trzech luster wtórnych. Nowy teleskop znacznie poprawił już możliwości obserwatorium. Warto zauważyć, że teleskop ma teraz ponad dwukrotnie większą moc zbierania światła niż jego poprzednika i dwa odbicia zostały usunięte z toru optycznego. W 2001 roku zostaną oddane do użytku dwie nowe części wtórne. Pierwsze, 1,7-metrowe lustro, zwiększy kątowe pole widzenia 15-krotnie (do 1?), a pole powierzchniowe 225-krotnie. Drugie, 0,7-metrowe odkształcalne lustro, zapewni dwa odbicia, termicznie czyste ogniskowanie adaptacyjne. Położone na 2600 m szczycie Mount Hopkins, około 65 km na południe od Tucson w Arizonie, MMT Observatory jest placówką Uniwersytetu Arizony i Smithsonian Institution. Zatrudnia około 20 pełnoetatowych pracowników i jest finansowana wspólnie przez dwie instytucje macierzyste. Czas obserwacji jest wykorzystywany przez naukowców z University of Arizona, Arizona State University, Northern Arizona University i Smithsonian Astrophysical Observatory. Znaczna ilość czasu jest również udostępniana członkom międzynarodowej społeczności astronomicznej w ramach programu publicznego dostępu.

Obserwatorium Radioastronomiczne Mullarda

Mullard Radio Astronomy Observatory (MRAO) jest obsługiwane przez Grupę Astrofizyki Wydziału Fizyki w Cavendish Laboratory. Obserwatorium znajduje się 8 km na południowy-zachód od Cambridge w Lord's Bridge i zostało założone w 1957 roku dzięki hojności Mullard Limited przy wsparciu Science Research Council. Bieżące prace są wspierane przez RADĘ BADAŃ FIZYKI CZĄSTEK I ASTRONOMII. Obserwatorium słynie z pionierskich przeglądów nieba Sir Martina Ryle'a, który wynalazł technikę syntezy apertury, oraz z odkrycia pulsarów przez Antony'ego Hewisha i jego uczennicę Jocelyn Bell w 1967 roku. Wkład ten został doceniony nagrodą Nobla w 1974 roku nagrodę za fizykę Ryle'owi i Hewishowi. Obecnie działające instrumenty obejmują Teleskop Ryle'a, zestaw ośmiu czasz parabolicznych na 5-kilometrowej linii bazowej, pierwotnie zbudowany w 1971 roku do obrazowania galaktyk radiowych i kwazarów w wysokiej rozdzielczości. Został ulepszony do mapowania słabych struktur kosmicznego mikrofalowego tła wywołanych efektem Sunyaev-Zel'dovich w pobliskich gromadach galaktyk i protogromadach przy dużym przesunięciu ku czerwieni. Mapowanie tła mikrofalowego w celu wykrycia pierwotnych fluktuacji gęstości o znaczeniu kosmologicznym zostało osiągnięte za pomocą prototypowego Kosmicznego Teleskopu Anizotropowego (CAT), co doprowadziło do zaprojektowania bardziej zaawansowanego instrumentu, Very Small Array (VSA), który wkrótce zostanie oddany do użytku na Teneryfie ; jest to wspólny projekt z JODRELL BANK i INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS. Rozdzielczość drugiego miliarca na długościach fal optycznych do obrazowania dysków gwiezdnych została osiągnięta za pomocą teleskopu Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope (COAST). Zapoczątkowana przez Johna Baldwina sieć pięciu luster COAST na liniach podstawowych do 100 m zostanie, miejmy nadzieję, zastąpiona przez Large Optical Array (LOA), obecnie projektowaną dla miejsca z czystszym niebem. Na drugim końcu widma wykonano przeglądy nieba przy niskiej częstotliwości 151 MHz za pomocą Cambridge Low Frequency Synthesis Telescope (CLFST). Ten układ 60 śledzących anten Yagi zapewnia jednocześnie 776 linii bazowych na odległość do 4,5 km. Oprócz działalności w MRAO, Astrophysics Group opracowuje oprzyrządowanie dla JAMES CLERK MAXWELLTELESCOPE (JCMT) na Mauna Kea na Hawajach. MRAO był ściśle zaangażowany w projektowanie i budowę JCMT, zbudowanego wspólnie przez Wielką Brytanię, Kanadę i Holandię, a obecnie opracowuje "kamerę" o długości fal submilimetrowych, czyli układ detektorów płaszczyzny ogniskowej do obrazowania dużych obszarów nieba. Grupa Astrofizyczna zatrudnia łącznie 68 pracowników (naukowych, technicznych i administracyjnych) oraz 38 studentów i jest zaangażowana w różnorodne projekty obserwacyjne, techniczne i teoretyczne.

Obserwatorium Uniwersytetu Mount John w Nowej Zelandii

Obserwatorium specjalizuje się w obserwacjach gwiazd zmiennych i gwiazd podwójnych metodami fotometrycznymi i spektroskopowymi, zwłaszcza przy użyciu wysokodyspersyjnego spektrografu ´echelle. Znajduje się w centrum Wyspy Południowej Nowej Zelandii, na 44?S szerokości geograficznej południowej. Mount John jest własnością i jest zarządzana przez Wydział Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Canterbury. Został założony w 1965 roku i obecnie tam są dwa teleskopy zwierciadlane 61 cm. W obserwatorium zatrudnionych jest czterech pracowników rezydentów, a na uniwersytecie w Christchurch trzech astronomów akademickich. Główna współpraca z uniwersytetami w Nagoi i Auckland, projekt MOA, polega na badaniu mikrosoczewkowania grawitacyjnego za pomocą fotometrii CCD.

Obserwatoria Mount Stromlo i Siding Spring

(MSSSO) to obserwatoria astronomiczne Australijskiego Uniwersytetu Narodowego. Obiekty Obserwatorium Mount Stromlo zostały pierwotnie utworzone jako Commonwealth Solar Observatory, które rozpoczęło działalność na Australijskim Terytorium Stołecznym w 1924 r. Rozbudowa po drugiej wojnie światowej spowodowała, że Obserwatorium Mount Stromlo przeniosło się na astrofizykę gwiazd, aw 1957 r. dołączyło do Szkoły Badawczej ANU ds. Nauk fizycznych. Rozwój Canberry doprowadził do powstania obserwatorium ciemnego nieba w Siding Spring (SSO) na zachód od Coonabarabran w Nowej Południowej Walii w 1964 roku. Dziesięć lat później SSO stało się gospodarzem ANGLO-AUSTRALIAN OBSERVATORY ze swoimi teleskopami 4 m i Schmidt. Głównym obiektem Obserwatoriów jest teleskop ANU 2,3 m, otwarty w 1984 roku. Teleskop to Cassegrain i Nasmyth alt-azimuth pod pełną kontrolą oprogramowania, zdolny do obrazowania optycznego i podczerwonego oraz spektroskopii. Do obrazowania używany jest teleskop o średnicy 1 m, są też mniejsze obiekty. W Obserwatorium Mount Stromlo ANU posiada 1,9-metrowy teleskop z doskonałym spektrografem Coudé oraz 1,3-metrowy Teleskop Wielkiego Melbourne, który jest w pełni zautomatyzowany i używany do projektów przeglądowych, takich jak projekt MACHO. W ramach projektu MACHO w 1993 roku zarejestrowano pierwsze wykrycie mikrosoczewkowania grawitacyjnego i przez następne sześć lat poszukiwano gęstości masywnych, zwartych obiektów halo, obserwując Wielki Obłok Magellana i galaktyczne zgrubienie jądrowe. Projekt powstał we współpracy z dwoma amerykańskimi uniwersytetami/laboratoriami. Kadra akademicka Szkoły Badawczej Astronomii i Astrofizyki ANU ma swoją siedzibę w Obserwatorium Mount Stromlo. Szkoła wspiera program dla absolwentów, oferując doktorat z astronomii i astrofizyki. Mount Stromlo jest również miejscem, w którym znajduje się satelitarny laserowy obiekt pomiarowy, obsługiwany przez rząd Australii, oraz Stromlo Exploratory, astronomiczne centrum dla zwiedzających i interaktywne centrum nauki. Obiekty inżynieryjne ANU dla instrumentów astronomicznych są również skoncentrowane na Mount Stromlo. Grupa inżynierów zbudowała całe obecne oprzyrządowanie dla MSSSO i wykonuje prace zewnętrzne, np. Dla Obserwatorium Anglo-Australijskiego i Międzynarodowego Projektu Gemini. W Obserwatorium Siding Spring znajduje się również teleskop patrolowy Uniwersytetu Nowej Południowej Walii. Teleskop w Uppsali przeprowadza obecnie badanie obiektów bliskich Ziemi dla Uniwersytetu Arizony i NASA. W SSO NU prowadzi lożę dla odwiedzających astronomów oraz warsztaty dotyczące konserwacji teleskopów i utrzymania terenu. Aktualizacja internetowa (30 kwietnia 2003 r.) W styczniu 2003 r. Obserwatorium Mount Stromlo zostało w dużej mierze zniszczone przez pożary buszu, które spustoszyły Canberrę. Pożary zniszczyły cztery teleskopy, sprzęt roboczy - Mount Stromlo i iding Springs Observatories Brunel Road, Houndmills, Basingstoke, Hampshire, RG21 6XS, UK Register No. 785998 oraz Institute of Physics Publishing 2003 irac House, Temple Back, Bristol, BS21 6BE, UK 1 sklep, osiem domów zajmowanych przez personel i budynek administracyjny. Wstępne szacunki oszacowały straty na ponad 20 milionów dolarów. Z punktu widzenia historii astronomii jest to wielka katastrofa, ponieważ utracono następujące historycznie znaczące teleskopy: 74-calowy (Grubb-Parsons) Reflector, 50-calowy Teleskop Great Melbourne, 30-calowy Teleskop Reynoldsa, 9-calowy - w Oddie Refractor, Solar Telescope i 26-calowy refraktor Yale-Columbia. Oprócz teleskopów zniszczono bibliotekę Obserwatorium wraz z archiwami Obserwatorium w Melbourne.

Obserwatorium Mount Wilson

Obserwatorium Mount Wilson, położone w górach San Gabriel w pobliżu Pasadeny w Kalifornii, zostało założone w 1904 roku przez George′a Ellery′ego Hale′a przy wsparciu finansowym Andrew Carnegie. W latach dwudziestych i trzydziestych XX wieku, pracując przy 2,5-metrowym teleskopie Hookera, Edwin Hubble dokonał dwóch najważniejszych odkryć w historii astronomii: po pierwsze, że "mgławice" to w rzeczywistości wszechświaty wyspowe - galaktyki - każda z miliardami gwiazd; po drugie, że te galaktyki oddalają się od nas we wszystkich kierunkach, co powoduje rozszerzanie się wszechświata. To drugie odkrycie stało się podstawą teorii "Wielkiego Wybuchu" dotyczącej powstania wszechświata. W 1992 roku, na mocy formalnej umowy między Mount Wilson Institute a Carnegie Institution of Washington, Mount Wilson Institute przejął pełną odpowiedzialność za finansowanie i działanie obserwatorium. Misją Instytutu Mount Wilson (MWI) jest utrzymanie, zarządzanie i obsługa Obserwatorium Mount Wilson na potrzeby badań, edukacji i innych projektów w dziedzinie astronomii. Wśród instytucji prowadzących badania w obserwatorium w 1999 r. są Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, UCLA, UC Berkeley, USC, Jet Propulsion Laboratory, Georgia State University i University of Illinois. Te programy badawcze dla gości są finansowane i zarządzane przez odpowiednie instytucje, które wnoszą opłatę na rzecz MWI w celu pokrycia kosztów utrzymania witryny. Wyposażenie Obserwatorium MountWilson obejmuje 2,5-metrowy teleskop Hookera; teleskop 1,5 m; układ interferometru CHARA Georgia State University, składający się z sześciu 1-metrowych teleskopów ułożonych w konfiguracji o średnicy 350 m; interferometr przestrzenny na podczerwień UC Berkeley; teleskopy wieżowe 45 m i 18 m; poziomy teleskop słoneczny Snow; oraz zdalnie sterowane teleskopy 60 cm i 35 cm, używane w programie Telescopes in Education (TIE) do celów edukacyjnych i badań studenckich. Obiekt mieszkalny jest utrzymywany do użytku wizytujących astronomów. Niedawne ukończenie systemu optyki adaptacyjnej na Teleskopie Hookera 2,5 m umożliwiło temu instrumentowi uzyskanie najostrzejszych obrazów w widzialnej części widma, jakie kiedykolwiek uzyskał jakikolwiek teleskop w historii astronomii naziemnej, osiągając rozdzielczość 0,06 sekundy kątowe. Jest to porównywalne z tym, co można by uzyskać, gdyby teleskop został umieszczony w kosmosie. Spokojna atmosfera Mount Wilson skutkuje najlepszym "widzeniem", czyli naturalną ostrością i jakością obrazów teleskopowych w Ameryce Północnej. To doskonałe widzenie jest jednym z powodów światowej klasy wydajności 2,5-metrowego systemu optyki adaptacyjnej. Doprowadziło to również do wyboru Mount Wilson jako miejsca dla interferometru Georgia State University - najpotężniejszego interferometru światła widzialnego na świecie, zdolnego do rozdzielczości 0,0002 sekundy kątowej.

Obserwatorium Radioastronomiczne Michigan

Znajduje się w Ann Arbor, w pobliżu kampusu University of Michigan. Podstawowym instrumentem w obserwatorium jest reflektor paraboliczny o średnicy 26 m i ogniskowej 11 m. Teleskop ten został skonstruowany w 1958 roku na zlecenie Biura Badań Marynarki Wojennej. Od 1968 roku badania i działalność obserwatorium wspierane są wspólnie przez National Science Foundation i University of Michigan. 26-metrowy teleskop służy do badania całkowitej gęstości strumienia i polaryzacji liniowej aktywnych obiektów pozagalaktycznych. Odkrycia, że takie obiekty zmieniają jasność w skali czasowej od tygodni do kilku lat, dokonano za pomocą instrumentu Michigan w latach 1964-5, a odkrycia zmienności polaryzacji dokonano w 1966 r. Obecne badania w obserwatorium koncentrują się na zrozumieniu warunków fizycznych w przepływach relatywistycznych w dżetach oraz na badaniu zależności między zmianami długości fali radiowej a zachowaniem promieniowania w innych obszarach widma elektromagnetycznego.

Obserwatorium McDonalda

McDonald Observatory, położone w zachodnim Teksasie w pobliżu Fort Davis, jest obserwatorium astronomicznym Uniwersytetu Teksasu w Austin. Odkrycia dokonane w McDonald Observatory obejmują parę wodną na Marsie, obfitość pierwiastków ziem rzadkich w gwiazdach, odkrycie planet krążących wokół pobliskich gwiazd oraz wykorzystanie pomiarów szybkich oscylacji jasności białych karłów do określenia ich wieku. Teleskopy w McDonald Observatory obejmują 9,2 m (średnica) Hobby-Eberly Telescope (HET), którego partnerami są (wraz z Teksasem), Pennsylvania State University, Stanford University, Ludwig Maximilians University w Monachium i Georg-August University w Getyndze, Niemcy. HET rozpoczął działalność w 1999 roku i specjalizuje się w spektroskopii astronomicznej. Pozostałe teleskopy należą wyłącznie do Teksasu i obejmują 2,7-metrowy Teleskop Harlana Smitha, 2,1-metrowy Teleskop Otto Struve i 0,7-metrowy teleskop przeglądowy o szerokim polu widzenia. Ponadto McDonald obsługuje 0,7-metrowy teleskop laserowy, który mierzy odległość do reflektorów na Księżycu. McDonald Observatory zatrudnia 100 osób w Austin iw Obserwatorium. Fundusze operacyjne Obserwatorium pochodzą ze stanu Teksas, Uniwersytetu Teksańskiego w Austin oraz od prywatnych i korporacyjnych darczyńców. McDonald Observatory posiada obszerny zestaw publicznych programów informacyjnych, w tym programy radiowe StarDate (angielski), Universo (hiszpański) i Sternzeit (niemiecki), magazyn StarDate oraz centrum dla zwiedzających w obserwatorium. Nowe centrum dla zwiedzających z obszernymi eksponatami i wystawami w języku hiszpańskim i angielskim zostanie otwarte pod koniec 2001 roku. Nowe centrum dla zwiedzających w obserwatorium jest otwarte codziennie z wyjątkiem Bożego Narodzenia, Święta Dziękczynienia i Nowego Roku.

Obserwatorium MDM

Obserwatorium MDM zostało założone przez Uniwersytet Michigan, Dartmouth College i Massachusetts Institute of Technology. Obecnymi partnerami operacyjnymi są Michigan, Dartmouth, MIT, Ohio State University i Columbia University. Obserwatorium znajduje się na południowo-zachodnim grzbiecie KITT PEAK NATIONAL OBSERVATORY w pobliżu Tucson w Arizonie. Obsługuje 2,4-metrowy Teleskop Hiltnera i 1,3-metrowy Teleskop McGraw-Hill.

Obserwatorium Majdanak

Znajduje się na górze Maidanak w Uzbekistanie. Najważniejszym instrumentem jest 1,5-metrowy teleskop przeznaczony do obrazowania w wysokiej rozdzielczości. Do 1991 roku kilka republik byłego Związku Radzieckiego miało swoje obserwatoria na Majdanaku. Moskiewski Instytut Astronomiczny im. Sternberga był najpotężniejszym współwłaścicielem góry Majdanak. Po upadku ZSRR obiekt przeszedł na własność Instytutu Astronomicznego im. Ulugha Bega w Taszkencie. Trudności ekonomiczne nie pozwoliły na pełne wykorzystanie i utrzymanie obserwatorium. Jednakże, astronomowie z Instytutu Astronomicznego Sternberga (Moskwa), Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Charkowskiego (Ukraina) i Instytutu Astronomicznego Ulugh nadal korzystają z Obserwatorium Majdanak i 1,5-metrowego teleskopu. Głównym źródłem finansowania są dotacje Fundacji Maidanak w Skandynawii. Pozwalają one astronomom pokryć koszty podróży, prowadzić obserwacje i konserwować instrumenty.

Otchłań: Zaświaty, powiązane lub równoważne (na przykład w Traktacie Trójstronnym) Chaosowi, Hadesowi i zewnętrznej ciemności. Otchłań jest często postrzegana jako preegzystencja demiurga. W Tajemnej Księdze Jana Yaldabaoth ustanawia pięciu królów, by rządzili Otchłanią, która później trzęsie się aż do fundamentów, gdy z niebiańskiego królestwa dobiega głos. W Trzech Formach Pierwszej Myśli Syn objawił się tym w Otchłani. Nie-gnostycki tekst Nag Hammadi Teachings of Silvanus łączy Otchłań z karą za grzech i twierdzi, że duch zła może wrzucić człowieka do Otchłani i że każda osoba, która nie podoba się Bóg zejdzie do Otchłani. W O pochodzeniu świata demiurg i inne istoty w Chaosie zostaną wrzucone do Otchłani pod koniec epoki.

Obserwatorium Dwingeloo

Teleskop Dwingeloo 25 m w Dwingeloo w Holandii został otwarty w 1956 roku i przez krótki czas był największym teleskopem na świecie. Przez wiele lat Teleskop Dwingeloo był podstawowym instrumentem holenderskiej społeczności radioastronomicznej. Jej główne pasmo częstotliwości roboczej około 1400 MHz pozwoliło na badania rozkładu neutralnego wodoru w naszej Galaktyce i innych pobliskich galaktykach. Przegląd całego nieba promieniowania linii 21 cm neutralnego wodoru i odkrycie nieznanej galaktyki za płaszczyzną Galaktyki pokazują, że DWT był zdolnym do życia instrumentem do końca swojego aktywnego życia. Teleskop Dwingeloo został zamknięty dla obserwacji w 1998 roku po 42 latach pracy. Teleskop Dwingeloo był obsługiwany przez Holenderską Fundację Badań Astronomicznych (NFRA), która jest finansowana przez Holenderską Organizację Badań Naukowych (NWO).

Obserwatorium Dyera

Arthur J Dyer Observatory jest głównym obiektem astronomicznym Uniwersytetu Vanderbilt. Znajduje się około 16 km na południe od Nashville w pobliżu Brentwood w stanie Tennessee na wysokości 345 m n.p.m. W zbudowanym w 1953 roku obserwatorium znajduje się teleskop Seyfert 60 cm Cassegrain / reflektor-korektor oraz DeWitt 30 cm Cassegrain, który jest wyposażony w fotometrię fotoelektryczną i fotografię z długim ogniskiem. Teleskopy są czasami udostępniane publiczności.

Obserwatorium Dunsink

Zaprojektowane przez Henry′go Usshera, pierwszego profesora astronomii z Trinity College w Dublinie, Dunsink Observatory (1783) zawierało nowoczesne projekty, takie jak wentylacja w pokoju obserwacyjnym i wolnostojąca kolumna wsporcza teleskopu. Wśród byłych reżyserów byli matematyk WR Hamilton (1827-65) i gwiezdny dynamista HC Plummer (1912-21). Głównym pozostałym instrumentem jest refraktor Grubb 12 stóp (3,66 m) (1868). Obserwatorium, będące częścią Dublin Institute for Advanced Studies od 1947 r., koncentruje się obecnie na badaniach wysokoenergetycznych obiektów pozagalaktycznych.

Obserwatorium Dudleya

Dudley Observatory w Schenectady w stanie Nowy Jork to prywatna fundacja wspierająca badania i edukację w zakresie astronomii, astrofizyki i historii astronomii. Zarejestrowana w 1852 roku, jest najstarszą organizacją w Stanach Zjednoczonych, poza środowiskiem akademickim i rządem, zajmującą się wspieraniem badań astronomicznych. Przez ponad sto lat była światowym liderem w astrometrii, z takimi osiągnięciami jak opublikowanie w 1937 roku Katalogu Generalnego 33 342 Gwiazd na Epokę 1950.

Obserwatorium Astrofizyczne Dominium

Dominion Astrophysical Observatory rozpoczęło obsługę teleskopu 1,8 m w 1918 r., dodało teleskop 1,2 m w 1962 r., a następnie dołączyło do National Research Council of Canada w 1970 r. Miejsce w pobliżu Victorii w Kolumbii Brytyjskiej zawiera obecnie siedzibę HERZBERG INSTYTUT OF ASTROPHYSICS, administracja Instytutu, grupy wspierające astronomię optyczną, astronomię submilimetrową, oprzyrządowanie oraz Canadian Astronomy Data Center.

Obserwatorium Davida Dunlapa

Obserwatorium Davida Dunlapa (DDO) znajduje się 25 km na północ od centrum Toronto w Kanadzie, w mieście Richmond Hill na 79d 25′ 20″W i +43d 51″ 46″N. Działający jako ośrodek badawczy i edukacyjny Wydziału Astronomii Uniwersytetu w Toronto, DDO jest miejscem, w którym znajduje się teleskop zwierciadlany o średnicy 1,88 m, największy w Kanadzie. Do użytku astronomów dostępne są dwa mniejsze teleskopy oraz komputer, biblioteka i zaplecze pomocnicze. Obserwatorium było możliwe dzięki hojnej darowiznie rodziny Dunlap w czerwcu 1928 roku dzięki staraniom pierwszego dyrektora Clarence′a A Chant. Pierwsze światło dla teleskopu 1,88 m pojawiło się w nocy 31 maja 1935 r. Teleskop pozostaje w produktywnym użyciu do dnia dzisiejszego, przyczyniając się do badań w kilku obszarach, w tym: określaniu prędkości radialnych gwiazd w sąsiedztwie Słońca; pionierskie prace nad Cygnus X-1, pierwszą wykrytą kandydatką na czarną dziurę; katalogowanie gromad kulistych; analizy kilku klas gwiazd zmiennych, zwłaszcza cefeid, typu RR Lyr i bliskich układów podwójnych; oraz badania galaktycznego ośrodka międzygwiazdowego. Teleskop o długości 1,88 m został wzbogacony o sterowanie komputerowe i nowoczesne oprzyrządowanie i jest przeznaczony do badań spektroskopowych głównie obiektów galaktycznych. DDO oferuje również różnorodne programy publiczne, kursy i wizyty w szkołach.

Obserwatorium w Lund

Obserwatorium w Lund jest częścią Uniwersytetu w Lund w Szwecji, zajmującego się astronomią od 1668 roku. Minione stulecie obejmowało statystyki gwiazd (CV L Charlier) i badania (poza)galaktyczne (K Lundmark, który stworzył panoramę Drogi Mlecznej w latach 50. XX wieku). Obecne projekty obejmują astrofizykę gwiazd, astrometrię kosmiczną, projektowanie dużych teleskopów optycznych i radiowych oraz zaangażowanie w różnych międzynarodowych obserwatoriach.

Obserwatorium Lowella

Lowell Observatory, założone w 1894 roku przez Percivala Lowella, jest jednym z największych niezależnych, prywatnych obserwatoriów na świecie. Obserwatorium Lowella, ufundowane przez swojego założyciela, działa do dziś jako prywatna instytucja badawcza zajmująca się badaniami astronomicznymi. Duże przesunięcia ku czerwieni galaktyk zostały odkryte przez astronoma Lowella, Vesto M. Sliphera. W 1930 roku Clyde Tombaugh odkrył Plutona w Obserwatorium Lowella. Obecnie Lowell Observatory zatrudnia 50 osób, w tym 20 astronomów. Obserwatorium obsługuje osiem teleskopów: cztery w swoim pierwotnym kampusie na Mars Hill i cztery w miejscu ciemnego nieba na Anderson Mesa, na południowy wschód od Flagstaff w Arizonie. Lowell jest partnerem US NAVAL OBSERVATORY i Naval Research Laboratory w Navy Prototype Optical Interferometer (NPOI) w Anderson Mesa oraz z Boston University we wspólnym użytkowaniu i rozwoju 72-calowego (1,8 m) Teleskopu Perkinsa. Obserwatorium jest zaangażowane w badania obejmujące wiele dziedzin współczesnej astronomii i astrofizyki, przy jednoczesnym zachowaniu tradycyjnego nacisku na badanie Układu Słonecznego. Oprócz funduszy z pierwotnego wyposażenia, istotnym elementem wsparcia Obserwatorium są granty i kontrakty federalne.

Obserwatorium Licka

Obserwatorium Licka, położone na Mount Hamilton, 30 km na wschód od San Jose w Kalifornii, na wysokości 1280 m, służy astronomom z całego systemu Uniwersytetu Kalifornijskiego. Jest zarządzany przez University of California Observatories/Lick Observatory, którego siedziba znajduje się w kampusie Santa Cruz. Ta wielokampusowa jednostka badawcza służy również jako łącznik Uniwersytetu Kalifornijskiego z OBSERWATORIUM WMKECK. UCO/Lick zapewnia zaplecze techniczne i personel do projektowania i produkcji najnowocześniejszych oprzyrządowania. Lick ma siedem głównych teleskopów badawczych. W oryginalnym budynku obserwatorium znajduje się 110-letni 36-calowy (0,9 m) refraktor, drugi co do wielkości na świecie, a także 1-metrowy reflektor. Na górze znajduje się również podwójny astrograf 0,5 m i teleskop automatyczny 0,75. Największym teleskopem jest 3-metrowy reflektor Shane′a. Badania podjęte w Lick obejmują różnorodne zainteresowania astronomów z Uniwersytetu Kalifornijskiego. W 1892 roku, używając refraktora 36, EE Barnard odkrył piąty księżyc Jowisza, pierwszy znaleziony od czasów Galileusza. Dziś Lick kontynuuje tę tradycję. Odbłyśnik Shane połączony z wysokodyspersyjny spektrograf echelle Hamiltona stał się czołowym na świecie wykrywaczem planet. Inne trwające programy obejmują poszukiwanie supernowych, rozwój optyki adaptacyjnej i inercyjne ruchy własne gwiazd.

Obserwatorium Leiden

Obserwatorium Leiden (Sterrewacht Leiden) zostało założone w 1633 roku i jest najstarszym uniwersyteckim wydziałem astronomii na świecie. Jest częścią Wydziału Matematyki i Nauk Przyrodniczych Uniwersytetu w Leiden. Program badawczy w Leiden koncentruje się na powstawaniu i ewolucji gwiazd i galaktyk. W badaniach tych wykorzystuje się międzynarodowe teleskopy optyczne, submilimetrowe i radiowe, a także analizę teoretyczną i interdyscyplinarne eksperymenty laboratoryjne. Celem programu edukacyjnego jest szkolenie studentów jako niezależnych badaczy i osób rozwiązujących problemy w karierze zarówno zawodowych astronomów, jak i liderów przemysłu. Program edukacyjny jest szeroki i dostępny dla studentów anglojęzycznych i/lub niderlandzkojęzycznych. Obserwatorium w Leiden jest instytutem o zasięgu międzynarodowym, współpracującym z astronomami z Europy, USA i innych krajów. Instytut jest członkiem Europejskiego Stowarzyszenia Badań Astronomicznych (EARA), sieci najlepszych instytutów w Cambridge, Wielkiej Brytanii, Paryżu, Monachium i na Teneryfie, a także Holenderskiej Szkoły Badawczej Astronomii (NOVA). Znajduje się na nim Laboratorium Astrofizyki Sacklera oraz Centrum Ekspertyz NOVA-ESO dla VLTI (centrum interferometrii optycznej). W XX wieku Obserwatorium Leiden było związane i wyprodukowało wielu wybitnych astronomów, w tym Willema De Sittera, Ejnara Hertzsprunga, Jana Hendrika Oorta i Hendrika van de Hulsta. Obserwatorium Leiden było kolebką holenderskiej radioastronomii, gdzie zaprojektowano i opracowano radioteleskopy Dwingeloo i Westerbork. W 1944 roku van de Hulst przewidział, że neutralny galaktyczny wodór powinien emitować widzialną linię widmową w odległości 21 cm w radiu. Następnie obserwacje 21 cm stały się podstawowym narzędziem w badaniach galaktycznych i pozagalaktycznych. Holenderska Fundacja lub Radioastronomia została założona w Leiden przez Jana Oorta i znajdowała się w Obserwatorium Leiden do 1974 roku, kiedy to została przeniesiona do Dwingeloo. Obecnie Obserwatorium w Leiden ma siedemnastoosobowy stały personel naukowy, czterech pracowników wsparcia technicznego i dwóch pracowników wsparcia administracyjnego. Ponadto istnieje około jedenaście stanowisk podoktoranckich, trzydziestu dwóch doktorantów i pięćdziesięciu studentów studiów licencjackich.

Obserwatorium Las Campanas

Jedno z największych obserwatoriów w Chile, Las Campanas Observatory, znajduje się na południowym krańcu pustyni Atacama. Lokalne warunki sprawiają, że Las Campanas jest idealnym miejscem do obserwacji optycznych iw podczerwieni. Las Campanas jest głównym ośrodkiem obserwacyjnym CARNEGIEOBSERVATORIES i działa od 1971 roku. Fundusze na działalność Las Campanas zapewnia The Carnegie Institution of Washington, prywatna organizacja non-profit. Obecnie funkcjonujące teleskopy to 2,5-metrowy duPont i 1-metrowy teleskop Swope, a 6,5-metrowe teleskopy Projektu Magellan są obecnie w budowie. Pierwszy z tych dwóch nowych technologicznie instrumentów zostanie oddany do użytku na początku 2000 r., a drugi teleskop w 2002 r. Projekt Magellan jest wspólnym przedsięwzięciem Uniwersytetu Harvarda, MIT, Uniwersytetu Michigan i Uniwersytetu Arizony. Uniwersytety w Warszawie (Polska), Nagoi (Japonia) i Birmingham (Wielka Brytania) obsługują inne teleskopy w Las Campanas. W Las Campanas dostępne są różne instrumenty do obrazowania, fotometrii i spektroskopii, a partnerzy budują zestaw instrumentów nowej generacji dla teleskopów Magellana. Wśród wielu fundamentalnych wkładów, obserwacje w Las Campanas dostarczyły wglądu w takie problemy, jak Wielki Atraktor, badanie przesunięcia ku czerwieni w Las Campanas, Wszechświat z dużym przesunięciem ku czerwieni, skala wieku i odległości Wszechświata, struktura i skład chemiczny naszej Galaktyki, Wybrzuszenie Galaktyczne itp. Supernową 1987A odkryto na kliszy fotograficznej uzyskanej w Las Campanas.

Obserwatorium Haystack

Obserwatorium Haystack jest multidyscyplinarnym centrum badawczym Massachusetts Institute of Technology, a jego główną misją w astronomii jest postęp w badaniach naukowych i rozwój techniczny interferometrii radiowej. Obecnie nacisk kładziony jest na obserwacje metodą bardzo długiej linii bazowej (VLBI) na długości fali 3 mm, mające na celu obrazowanie kwazarów w wysokiej rozdzielczości oraz zastosowanie technik geodezyjnych VLBI do pomiarów parametrów orientacji Ziemi. Zaplecze Obserwatorium obejmuje radioteleskopy o średnicy 37 m i 18 m oraz wielostanowiskowy korelator VLBI. Misja Obserwatorium obejmuje szkolenie studentów w zakresie technologii oprzyrządowania i zapewnianie studentom możliwości powiązania edukacji z badaniami radioastronomicznymi przy użyciu teleskopów Obserwatorium. Program radioastronomiczny w Haystack Observatory jest prowadzony przez Northeast Radio Observatory Corporation, konsorcjum dwunastu instytucji edukacyjnych.

Obserwatorium radiowe Hat Creek

Znajduje się 400 km na północ od Berkeley w Kalifornii. Jest to miejsce, w którym znajduje się BIMA Millimeter Array, 10-antenowy teleskop z syntezą apertury, który działa na długościach fal 3 mm (70-116 GHz) i 1 mm (210-270 GHz). Macierz jest obsługiwana przez konsorcjum BIMA, składające się z Laboratorium Radioastronomicznego Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley, Laboratorium Obrazowania Astronomicznego Uniwersytetu Illinois oraz Laboratorium Astronomii Milimetrowej Uniwersytetu Maryland, przy wsparciu ze strony Narodowa Fundacja Naukowa. Teleskopy BIMA mają średnicę 6,1 m. Anteny mogą być umieszczone na różnych stacjach wzdłuż toru w przybliżeniu w kształcie litery T, aby umożliwić separację anten w zakresie od 7 m do 2 km. Zwykle anteny są rozmieszczone w jednej z czterech standardowych konfiguracji, które zapewniają rozdzielczość kątową około 0,4, 2, 6 lub 14″ przy 100 GHz.

Obserwatorium Radioastronomiczne Hartebeesthoek

Obserwatorium Radioastronomiczne Hartebeesthoek (HartRAO) znajduje się w prowincji Gauteng w RPA, 60 km na północny zachód od Johannesburga. Jest to jeden z czterech krajowych ośrodków badawczych prowadzonych przez National Research Foundation. Obserwatorium zostało założone w 1975 r. na terenie dawnej stacji kosmicznej NASA Deep Space Station 51, która została założona w 1961 r. w celu obsługi bezzałogowych amerykańskich sond kosmicznych na Księżyc i planety, którą pełniło w latach 1961-74. HartRAO obsługuje 26-metrowy radioteleskop wyposażony w odbiorniki kriogeniczne na 1,6, 2,3, 5,0, 6-6,7 i 8,5 GHz. Posiada oprzyrządowanie do obserwacji kontinuum, spektroskopii i pulsarów. Uczestniczy również w różnych sieciach wykorzystujących technikę interferometrii bardzo długiej linii bazowej (VLBI) do obrazowania w wysokiej rozdzielczości kompaktowych źródeł radiowych i geodezji. Jako jedyny działający radioteleskop w Afryce odgrywa kluczową rolę, zapewniając zarówno rozszerzenia NS do sieci północnych, jak i rozszerzenia EW do sieci południowych. Jest kluczowym elementem naziemnej sieci stacji VLBI obsługujących japońskiego satelitę kosmicznego VLBI Halca. HartRAO obsługuje szereg odbiorników globalnego systemu pozycjonowania (GPS) w Afryce Południowej w ramach międzynarodowej usługi GPS (IGS) i służy jako regionalne centrum danych IGS. Od początku 2000 roku HartRAO będzie również obsługiwał satelitarny laserowy system wyznaczania odległości, czyniąc Obserwatorium podstawową stacją geodezyjną dla kontynentu afrykańskiego. Pozycja ITRF94 radioteleskopu 26m stanowi punkt odniesienia dla południowoafrykańskiej krajowej sieci badawczej WGS94.

Oddziałujące galaktyki

Galaktyki, które oddziałują na siebie podczas bliskich spotkań lub kolizji. Podczas bliskiego spotkania dwóch galaktyk, obie są zniekształcone przez grawitacyjne siły pływowe. Zazwyczaj materia będzie wciągana do wybrzuszeń po obu stronach każdej galaktyki i, w zależności od momentu pędu (wielkość, która zależy od rozkładu masy i prędkości obrotowej w każdej galaktyce) każdej galaktyki i przy minimalnej separacji i względnej prędkości obu galaktyk, gwiazdy i obłoki gazu mogą zostać wyrzucone w długie, zapętlone "ogony" i/lub materia może płynąć do mostów, które łączą ze sobą galaktyki. Para galaktyk, NGC 4038 i 4039, znana jako "anteny" z powodu ogromnej pary przypominających anteny ramion, które zakrzywiają się od głównych ciał dwóch zderzających się galaktyk, wydaje się być klasycznym przykładem tego procesu w akcji. Bliskie spotkania mogą być również odpowiedzialne za zapoczątkowanie struktury spiralnej w niektórych galaktykach. Kiedy zderzają się dwie galaktyki, ich poszczególne gwiazdy członkowskie same się nie zderzają (przeciętna odległość między gwiazdami jest tak duża, że prawdopodobieństwo wystąpienia jakichkolwiek bezpośrednich kolizji gwiazd jest mikroskopijne), ale ich składowe obłoki gazu tak. Dzięki wzajemnym interakcjom niektóre gwiazdy zyskają energię i zostaną wyrzucone z galaktyk członkowskich; inne stracą energię i spadną w kierunku środka masy obu galaktyk. Możliwym rezultatem tego procesu jest połączenie dwóch galaktyk w jedną. W niektórych sytuacjach zderzenia między tworzącymi je obłokami gazu mogą pozbawić jedną lub obie galaktyki ich gazu. Ten gaz, ogrzany w wyniku gwałtownego zderzenia, jest następnie dodawany do rozrzedzonego rozkładu wysokotemperaturowego gazu międzygalaktycznego, o którym wiadomo, że jest obecny w wielu gromadach galaktyk. W innych przypadkach obłoki gazu, które zostały skompresowane w wyniku zderzeń lub oddziaływań pływowych, zapadają się na siebie i powodują dramatyczne wybuchy formowania się gwiazd. Proces ten może wyjaśniać istnienie galaktyk gwiazdotwórczych, bardzo jasnych galaktyk, które świecą światłem dużej liczby nowonarodzonych gwiazd. Tam, gdzie zwarta galaktyka przechodzi przez większą galaktykę spiralną, może zainicjować powstawanie gwiazd w pierścieniu wewnątrz dysku większej galaktyki. Na przykład Galaktyka "Koło Wozu" wydaje się być wynikiem zdarzenia tego rodzaju. Ponieważ większość galaktyk należy do grup i gromad, w których średnia odległość między galaktykami jest od dziesięciu do stu razy większa niż średnia średnica galaktyki, bliskie spotkania, zderzenia i łączenia są częstymi zdarzeniami, które odgrywają główną rolę w ewolucji galaktyk i gromad . Jeśli małe galaktyki zbliżą się lub zderzą z większymi, masywniejszymi, mniejsze galaktyki mogą zostać całkowicie rozerwane i wchłonięte przez większe. Ten proces "galaktycznego kanibalizmu" powoduje wzrost dużych galaktyk kosztem mniejszych i uważa się, że jest odpowiedzialny za istnienie gigantycznych galaktyk eliptycznych w centrach bogato zaludnionych gromad galaktyk.

Obserwatorium Międzyamerykańskie Cerro Tololo (CTIO)

CTIO jest obsługiwane przez ASSOCIATION OF UNIVERSITIES FOR RESEARCH IN ASTRONOMY Inc. (AURA), na podstawie umowy o współpracy z National Science Foundation w ramach National Optical Astronomy Observatories. Obserwatorium znajduje się około 2200 m n.p.m. i 500 km na północ od Santiago w Chile. Jej siedziba mieści się w La Serena. Na miejscu znajduje się sześć teleskopów optycznych i jeden radioteleskop. Największym instrumentem jest 4-metrowy teleskop Victor M Blanco Reflecting Telescope, którego bliźniak znajduje się w KITT PEAK OBSERVATORY w Arizonie. Teleskop ten działa od wczesnych lat 70-tych. Inne instrumenty na miejscu obejmują teleskop 1,5 mRitchey-Chrétien, teleskop YALO 1 m Ritchey-Chrétien, reflektor 92 cm, teleskop Curtis/Schmidt 0,6/0,9 m, 60-centymetrowy Teleskop Lowella i "El Enano" (The Dwarf), najmniejszy teleskop na Tololo. Na miejscu znajduje się również radioteleskop 1,2 m należący do Universidad do Chile.

Obserwatoria Carnegie

Obserwatoria Carnegie zostały założone w 1902 roku przez George′a Ellery′ego Hale′a. Ich pierwszym obiektem było OBSERWATORIUM MOUNT WILSON, położone w górach San Gabriel nad Pasadeną w Kalifornii. Pierwotnie obserwatorium słoneczne, przeniosło się do obserwatorium gwiezdnego, galaktycznego i badania pozagalaktyczne z budową 60-calowych (1,5 m) i 100-calowych (2,5 m) teleskopów, z których każdy był największy na świecie w momencie budowy. Od lat 40. do 70. Carnegie we współpracy z California Institute of Technology kierował OBSERWATORIAMI Mount Wilson i PALOMAR. Obecnie biura Obserwatoriów pozostają w Pasadenie, ale ich głównym obiektem obserwacyjnym jest OBSERWATORIUM LAS CAMPANAS zlokalizowane na południowych obrzeżach chilijskiej pustyni Atakama. Tam Carnegie obsługuje teleskopy 1 m Swope i 2,5 m du Pont. Bliźniacze 6,5-metrowe Teleskopy Magellana, zbudowane we współpracy z Harvardem, MIT oraz uniwersytetami Michigan i Arizony, zostaną ukończone w 2002 roku. Obserwatoria Carnegie odegrały centralną rolę w historii astronomii XX wieku. Do głównych wkładów astronomów z Carnegie należy wykorzystanie przez Shapleya gromad kulistych do ustalenia struktury galaktyki, odkrycie ekspansji wszechświata przez Hubble&pime;a, praca Baade′a nad populacjami gwiazd oraz pogoń Sandage′a za stałą Hubble′a. Dziś zespół około dwudziestu astronomów zajmuje się populacjami gwiazd, strukturą i ewolucją galaktyk oraz kosmologią. Obserwatoria to jeden z pięciu wydziałów Carnegie Institution of Washington, prywatnej organizacji non-profit zajmującej się badaniami naukowymi.

Obserwatorium submilimetrowe Caltech

Caltech Submillimeter Observatory (CSO) obsługuje teleskop Leighton o średnicy 10,4 m na szczycie Mauna Kea na Hawajach na wysokości 4200 m. Finansowanie budowy i eksploatacji pochodzi z dotacji National Science Foundation dla California Institute of Technology. We współpracy z University of Texas i University of Hawaii, CSO zapewnia międzynarodowej społeczności astronomicznej najnowocześniejszy obiekt obserwacyjny na falach submilimetrowych (300-1000 mikronów), głównie do badań linii molekularnych i atomowych oraz emisji ciągłej z pyłu w obszarach gwiazdotwórczych w ośrodku międzygwiazdowym Drogi Mlecznej i odległych galaktyk.

Obserwatorium Astronomiczne Cagliari

Obserwatorium Astronomiczne Cagliari zostało założone w 1899 roku jako Międzynarodowa Stacja Astronomiczna Latitude w Carloforte, małym miasteczku na sardyńskiej wyspie San Pietro. Od około 80 lat jest jedną z pięciu międzynarodowych stacji zajmujących się badaniem ruchu obrotowego Ziemi i ruchu biegunów. Obserwacje za pomocą teleskopu zenitalnego zostały przerwane dopiero podczas drugiej wojny światowej. Od 1978 roku jej siedziba znajduje się w Punta Sa Menta, miejscu położonym 15 km (9 mil) od Cagliari, na tej samej szerokości geograficznej co stacja Carloforte. Badania astrofizyczne poświęcone są głównie badaniu rozproszonych pasm międzygwiazdowych w ośrodku międzygwiazdowym za pomocą spektrografu Coude Echelle w EUROPEJSKIM OBSERWATORIUM POŁUDNIOWYM w Chile. Jest to również miejsce, w którym znajduje się satelitarna laserowa stacja odległości.

Obserwatorium Calar Alto

Obserwatorium Calar Alto, czyli "Centro Astronomico Hispano-Aleman", znajduje się na wysokości 2168 m n.p.m. w Sierra de los Filabres w południowej Hiszpanii. Jego budowę na górze Calar Alto rozpoczęto w 1973 roku. Jest obsługiwany wspólnie przez MAX-PLANCK-INSTITUT FU¨R ASTRONOMIE w Heidelbergu (MPIA) w Niemczech oraz "Comision Nacional de Astronomia". MPIA dostarcza cztery teleskopy o średnicach 3,5 m, 2,2 m, 1,23 m oraz teleskop Schmidta 0,8 m. "Observatorio Astronomico Nacional" (OAN) niezależnie obsługuje 1,5-metrowy teleskop. Czas teleskopu jest przyznawany co pół roku w ramach recenzowanych propozycji. Typowy przydział czasu dla teleskopów MPIA wynosi 40% dla MPIA, 50% dla innych niemieckich instytutów i 10% dla społeczności hiszpańskiej. Obiekty Calar Alto mogą być również wykorzystywane przez zaproszonych obserwatorów z dowolnego innego kraju. Oprzyrządowanie jest najnowocześniejsze i zapewnia konkurencyjne i uzupełniające wyposażenie. Obejmuje system optyki adaptacyjnej (ALFA), który wykorzystuje system gwiazd prowadzących sztuczny laser sodowy, różne kamery bliskiej podczerwieni (OMEGA Prime, OMEGA Cass, Magic) z możliwościami spektroskopowymi i polarymetrycznymi, spektrograf Echelle zasilany światłowodem (FOCES) i reduktory ogniskowe zapewniające wielokierunkowe spektroskopii obiektów (CAFOS, MOSCA).

Okular

Soczewka powiększająca używana do przeglądania i powiększania obrazu wytwarzanego w ognisku teleskopu. Dla dowolnego teleskopu uzyskane powiększenie jest odwrotnie proporcjonalne do ogniskowej okularu. Teleskop używany do prac wizualnych będzie zwykle wyposażony w okulary o ogniskowych 40 mm, 25 mm, 12 mm i 6 mm. Używane z teleskopem o ogniskowej 1200 mm, okulary te dawałyby powiększenia odpowiednio ×30, ×48, ×100 i ×200. Okular jest zwykle montowany w krótkiej tubusie (tube kreślarskiej), którą można wsuwać i wysuwać, aby umożliwić uzyskanie najostrzejszego ogniskowania. Do celów wizualnych okular jest zwykle umieszczany poza płaszczyzną ogniskową teleskopu w takiej odległości, że promienie wychodzące z okularu z każdej części obrazu wpadają do oka wzdłuż równoległych ścieżek. Oko jest wtedy rozluźnione (jakby patrzyło na nieskończenie odległy obiekt) i rzadziej się męczy. W przypadku okularu składającego się z pojedynczej soczewki warunek ten jest spełniony, gdy odległość między płaszczyzną ogniskową teleskopu a okularem jest równa ogniskowej okularu. Główne parametry okularu to ogniskowa, źrenica wyjściowa, odległość źrenicy wyjściowej i pozorne kątowe pole widzenia. Ogniskowa określa osiągnięte powiększenie. Źrenica wyjściowa to okrąg, przez który przechodzą wszystkie promienie wychodzące z okularu, a odstęp źrenicy wyjściowej to odległość między tylną częścią okularu a źrenicą wyjściową. Dla wygodnego oglądania powinno to zwykle mieścić się w zakresie od 6 do 10 mm. Pozorne kątowe pole widzenia lub kąt akceptacji to kątowa średnica koła widzenia, które można zobaczyć, gdy oko znajduje się w źrenicy wyjściowej. Pozorne pola widzenia dla okularów wahają się od około 30° do nawet 85°, w zależności od konstrukcji. Obserwowane pole widzenia (średnica kątowa obszaru nieba widocznego przez lunetę) jest równe polu widzenia okularu podzielonemu przez powiększenie. Na przykład, jeśli okular o kącie akceptacji 50° daje powiększenie ×100, obserwowane pole widzenia wyniesie 0,5° (w przybliżeniu równe widocznej średnicy Księżyca). Istnieje wiele różnych rodzajów okularów. Chociaż najprostsza jest pojedyncza soczewka dwuwypukła, okular tego typu ma wyraźnie różne aberracje, m.in. szczególną aberrację chromatyczną i sferyczną. W praktyce okulary składają się z co najmniej dwóch soczewek, soczewki polowej, która przyjmuje promienie światła z obiektywu teleskopu lub zwierciadła oraz soczewki oka, z której światło wychodzi do oka. Okulary Huygenian i Ramsden składają się z dwóch soczewek płasko-wypukłych (w pierwszym przypadku soczewka polowa znajduje się wewnątrz płaszczyzny ogniskowej teleskopu, a obraz powstaje w niewygodny sposób między dwiema soczewkami). Choć tanie w produkcji, cierpią na aberrację chromatyczną i mają skromne pola widzenia (35° - 45°). Kellner jest podobny do Ramsdena, ale jako soczewkę oczną wykorzystuje achromatyczny dublet, który znacznie zmniejsza aberrację chromatyczną. Lepszą korekcję aberracji, dobre pola widzenia (około 50°) i dobrą odległość od źrenicy wyjściowej zapewniają bardziej złożone okulary, takie jak ortoskopowe (w których soczewka polowa jest potrójna, a soczewka oczna płasko-wypukła) i Plössl (który składa się z dwóch identycznych dubletów achromatycznych). Do niektórych celów (na przykład do obserwacji gromad gwiazd lub mgławic o dużych rozmiarach kątowych) korzystne są okulary o szerokim polu widzenia, takie jak Erfle lub Nagler. Okulary tego typu, składające się z wielu elementów (zazwyczaj sześciu lub więcej), oferują pole widzenia dochodzące do 85°, ale są bardzo drogie w produkcji.

Obserwatorium Einsteina (HEAO-2)

Drugie z serii HIGH ENERGY ASTROPHYSICAL OBSERVATORIES zostało wystrzelone przez rakietę Atlas-Centaur 13 listopada 1978 r. Wkrótce po umieszczeniu go na 470-kilometrowej orbicie kołowej nachylonej pod kątem 23,5? do równika, HEAO-2 otrzymało nazwę Obserwatorium Einsteina, z okazji setnej rocznicy urodzin Alberta Einsteina. Ta przełomowa misja rentgenowska NASA zrewolucjonizowała astronomię rentgenowską. Jako pierwszy satelita wyposażony w ogniskujące zwierciadła rentgenowskie, Einstein nie tylko obserwował źródła 10 000 razy słabsze niż jego poprzednik, UHURU, ale był także pierwszym obserwatorium, które obrazowało źródła rentgenowskie. Cztery zagnieżdżone zwierciadła paraboloidowo-hiperboloidalne teleskopu padającego (największe miało średnicę 58 cm) był w stanie skupić nadchodzące promienie rentgenowskie o energiach w zakresie 0,25-4 keV . Fotony były następnie analizowane przez cztery wymienne instrumenty, które można było obracać w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu. Pole widzenia zmieniało się w zależności od energii promieniowania rentgenowskiego, ale zazwyczaj wynosiło około jednego stopnia kwadratowego. Einstein nosił pięć głównych instrumentów:

(1) High Resolution Imager (HRI) zapewniał możliwość obrazowania z rozdzielczością przestrzenną około 2 sekund kątowych, ale miał pole widzenia o średnicy mniejszej niż pół stopnia.
(2) Imaging Proportional Counter (IPC) miał większą czułość niż HRI i obejmował całe pole widzenia teleskopu, ale miał gorszą rozdzielczość przestrzenną (około 1 minuty kątowej) i bardzo ograniczone możliwości spektralne.
(3) Spektrometr ciała stałego (SSS) miał umiarkowaną rozdzielczość widmową i okrągłe pole widzenia o średnicy 6 minut kątowych.
(4) Spektrometr kryształów płaszczyzny ogniskowej (FPCS) zapewnił wysoką rozdzielczość widmową w wybranych pasmach energii.
(5) Monitorujący licznik proporcjonalny (MPC) mierzył strumień promieniowania rentgenowskiego 1-20 keV źródła (źródeł) obserwowanych jednocześnie przez teleskop.

Liderem projektu i głównym badaczem wszystkich pięciu instrumentów był pionier promieniowania rentgenowskiego RICCARDO GIACCONI. Pierwszym obiektem badanym przez Einsteina był kandydat na CZARNA DZIURĘ Cygnus X-1. Następnie skatalogowano ponad 5000 źródeł promieniowania rentgenowskiego, w tym ponad 100 gorących, młodych gwiazd w samej Mgławicy ORION. Zdolność Einsteina do wykrywania słabych źródeł oznaczała, że był w stanie badać takie obiekty, jak POZOSTAŁOŚCI SUPERNOWOWYCH, PODWÓJNE OBIEGI XRAY, GRUPY GALAKTYK, GALAKTYKI AKTYWNE i KWAZARY. Jego wysoka rozdzielczość przestrzenna oznaczała, że wiele z nich można było po raz pierwszy połączyć z optycznymi odpowiednikami. Obserwacje Einsteina wpłynęły na modele gwiazd, pokazując, że strumień promieniowania rentgenowskiego z wielu gwiazd był tysiące razy większy niż przewidywano (patrz POŁĄCZENIE SŁOŃCA Z GWIAZDĄ). Zmapowano złożone otoczki gazu emitującego promieniowanie rentgenowskie wokół kilku pozostałości po supernowych, podczas gdy badano również emisje "włącz-wyłącz" z wirującego PULSARa Xray w sercu Mgławicy KRAB. Inne pozostałości po supernowych odkryto w DUŻYM CHMURZE MAGELLANOWYM. Obserwatorium potwierdziło również istnienie źródeł promieniowania rentgenowskiego zarówno w ramionach spiralnych, jak i jądrze GALAKTYKI ANDROMEDA, przy czym te w pobliżu centrum są znacznie jaśniejsze. W centrum radiogalaktyki CENTAURUS A wykryto potężne źródło promieniowania rentgenowskiego, podczas gdy dodatkowe emisje promieniowania rentgenowskiego zostały wyrównane z jego dżetem optycznym. Inne badania ujawniły obłoki niezwykle gorącego gazu otaczające niektórych członków gromad galaktyk i wypełniająca je przestrzeń między nimi (patrz PRZEPŁYWY CHŁODZĄCE). Wcześniej niewidoczne emisje z odległych kwazarów zostały również ujawnione w rozszerzonych obserwacjach, co wskazuje, że rozproszone tło rentgenowskie może być spowodowane licznymi słabymi źródłami. Misja zakończyła się w kwietniu 1981 r., kiedy na satelicie skończył się gaz kontrolujący położenie. Ponownie wszedł w atmosferę 25 marca 1982 r.

Obserwatorium Tuorli

Założone w 1952 roku Obserwatorium Tuorla leży na wysokości 53 m, 12 km od Turku w Finlandii. Jest to siedziba główna NORDYCKIEGO TELESKOPU OPTYCZNEGO. Wczesne działania badawcze obejmowały utworzenie geodezyjnej sieci triangulacyjnej do pomiaru odległości, prace optyczne, badania zenitu ruchu biegunów, wykrywanie i obliczenia orbit mniejszych planet i komet. Obecnie badania obejmują aktywne galaktyki i dynamikę gwiazd. Głównym instrumentem jest 1-metrowy reflektor Dall-Kirkham, używany do fotometrii CCD kwazarów. Inne instrumenty obejmują teleskop Schmidta 0,7 m, teleskop Ritchey-Chr´etien 0,6 m i teleskop zenitowy 0,39 m. Jednak najważniejsze obserwacje obserwatorium są wykonywane za granicą, zwłaszcza w Nordyckim Teleskopie Optycznym. Podczas nacjonalizacji Uniwersytetu w Turku w 1974 roku obserwatorium utraciło swój niezależny status i stało się częścią Wydziału Nauk Fizycznych. W 1989 roku powiększono budynki obserwatorium, aw 1991 roku Tuorla ponownie uzyskała niepodległość pod jurysdykcją Uniwersytetu. Tuorla wnosi również wkład w obiekt VLBI w Stacji Badawczej Radia Mets¨ahovi na Uniwersytecie Technicznym w Helsinkach.

Obserwatorium Astronomiczne w Trieście

Założona w 1866 roku jako austriacka K. u. K. Maritimes Observatorium, w 1898 r. Obserwatorium Astronomiczne w Trieście stało się niezależnym instytutem badań astronomicznych. Teraz jest częścią INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) i włoskiej rady ds. badań w astrofizyce. Personel obejmuje 20 badaczy i 42 techników i administratorów. Dziedziny badawcze to pozagalaktyczna fizyka gwiazd, radioastronomia słoneczna (antena 10 m), astrofizyka Układu Słonecznego, technologie astrofizyczne dla astronomii naziemnej i kosmicznej, projekty współpracy międzynarodowej. Udogodnienia obejmują bibliotekę astronomiczną, muzeum i obserwatorium publiczne.

Obiekt transneptunowy (TNO)

Zewnętrzny obiekt Układu Słonecznego, którego orbita ma półoś wielką większą niż orbita Neptuna (30,1 AU). Takie obiekty obejmują Pas Kuipera. Nadano im oznaczenia asteroid, chociaż nie mają one charakteru asteroid, ale najprawdopodobniej planetozymale, które pozostały niezmodyfikowane od wczesnej historii Układu Słonecznego. TNO są często klasyfikowane według ich charakterystyki orbitalnej. Pierwsza grupa, która stanowi około 50% znanych TNO, jest znana jako "klasyczne" obiekty z Pasa Kuipera lub cubewanos - od nazwy pierwszego odkrytego, 1992 QB1. Obiekty te mają orbity o dość małej ekscentryczności i średnim promieniu 42-47 AU. Około 40% TNO, podobnie jak Pluton, znajduje się w rezonansie 3: 2 z Neptunem na orbitach o średnim promieniu 39 AU: na każde trzy orbity Neptuna wykonują dwa. Z tego powodu są czasami określane jako plutinos. Ta "rezonansowa" klasa obejmuje również obiekty mające inne rezonanse orbitalne z Neptunem: około 5% TNO wykazuje rezonans 2:1 i średni promień 48 jednostek astronomicznych; inne obiekty mają rezonans 4:3 lub 5:3. Istnieje również niewielka liczba tak zwanych rozproszonych obiektów dyskowych (SDO), charakteryzujących się dużymi mimośrodami, z których najbardziej znanym przykładem jest 1996 TB66, którego odległość od Słońca waha się od około 35 do 135 jednostek astronomicznych. Przypuszcza się, że takie obiekty zostały zakłócone na początku historii Układu Słonecznego z ich pierwotnych orbit w regionie Urana i Neptuna w Pasie Kuipera. Orbity SDO są dynamicznie podobne do orbit Centaurów, z którymi czasami są grupowane. Do kwietnia 2000 roku znaleziono łącznie 270 TNO. Szacuje się, że może ich być dziesięć tysięcy o wielkości 200 km. W 2001 roku odkryto transneptunowy obiekt znany jako 2001 KX76, który może być największym mniejszym ciałem w Układzie Słonecznym. Jej średnica, niezbyt dobrze określona, wynosi około 1200 km, a być może nawet 1400 km. To czyni go znacznie większym niż CERES. Ceres, pierwsza asteroida (mała planeta) odkryta w Układzie Słonecznym, przez dwa stulecia była największym znanym obiektem tego typu, o średnicy około 950 km.

Obserwatorium Tartu

Tartu Observatory (TO) jest instytucją badawczą w Estonii, w której znajduje się najbardziej wysunięty na północ 1,5-metrowy teleskop na świecie. Znajduje się w Estonii, około 20 km na południowy zachód od Tartu, w miejscowości Tõravere (58°16′08″ .4N, 26°27′32″ .4E). TO prowadzi badania z zakresu astrofizyki i fizyki atmosfery oraz popularyzuje te dziedziny nauki. TO zostało założone w 1808 roku jako obserwatorium Uniwersytetu w Tartu i zyskało światową sławę pod kierownictwem FGW Struve (1793-1864, dyrektor Obserwatorium 1820-39). W 1824 roku TO został wyposażony w 9-calowy (23 cm) teleskop Fraunhofera, który był największym refraktorem na świecie. TO pracowało jako Obserwatorium Uniwersytetu aż do II wojny światowej. W 1946 roku Obserwatorium zostało przeniesione do Estońskiej Akademii Nauk. W 1958 r. rozpoczęto budowę nowego punktu obserwacyjnego (T?oravere), aw 1964 r. otwarto nowe obserwatorium. W latach 1947-1995 obserwatorium nosiło różne nazwy. Od 1995 roku nosi oficjalną nazwę Tartu Observatory i podlega bezpośrednio estońskiemu Ministerstwu Edukacji. Personel w 1999 roku wynosił 64, z czego 38 było pracownikami naukowymi. Główne urządzenia obserwacyjne obejmują teleskop 1,5 m (zainstalowany w 1975 r.) Wyposażony w spektrograf Cassegraina oraz teleskop 0,6 m (zainstalowany w 1998 r.) Z fotometrem CCD. Badania można podzielić na cztery główne projekty: powstawanie i ewolucja galaktyk w rozszerzającym się wszechświecie; budowa i ewolucja gwiazd i atmosfer gwiazd; czynniki klimatotwórcze i dynamiczna prognoza pogody dla Estonii; oraz reżim radiacyjny atmosfery i powierzchni ziemi oraz monitoring optyczny estońskiego środowiska. TO jest wspierany głównie z budżetu państwa Estonii. Niewielkie dodatkowe środki finansowe uzyskuje się z kilku międzynarodowych projektów i kontraktów z estońskimi organizacjami.

Ogólna teoria względności

Relatywistyczna teoria grawitacji opracowana w 1915 roku przez Alberta Einsteina (1879-1955). Ogólna teoria rozszerzyła wcześniejsze prace Einsteina dotyczące szczególnej teorii względności, aby zajmować się obserwatorami w przyspieszonych układach odniesienia. Centralnym postulatem ogólnej teorii jest zasada równoważności, zgodnie z którą "wszystkie swobodnie spadające, nieobrotowe laboratoria są w pełni równoważne do przeprowadzania wszystkich eksperymentów fizycznych". Wynika z tego, że obserwator w małym zamkniętym pudełku (np. w windzie lub statku kosmicznym bez okien) nie może stwierdzić, czy pudełko to podlega równomiernemu przyspieszeniu, czy też spoczywa w jednolitym polu grawitacyjnym; obie sytuacje dawałyby obserwatorowi poczucie "ciężaru". I odwrotnie, jeśli badana cząstka unosi się swobodnie w zamkniętym pudełku, obserwator nie może stwierdzić, czy pudełko znajduje się w głębi kosmosu, daleko od ciała grawitacyjnego, czy też spada swobodnie w polu grawitacyjnym masywnego ciała (na przykład obserwator wewnątrz windy spadającej swobodnie w dół jej szybu nie miałby wrażenia ciężaru). Ogólna teoria względności ucieleśnia koncepcję, że trzy wymiary przestrzeni (długość, szerokość, wysokość) i wymiar czasu są połączone razem w czterowymiarową czasoprzestrzeń. Efektem rozkładu masy (lub energii) jest wywołanie krzywizny (tj. zakrzywienia) czasoprzestrzeni w jej pobliżu. I odwrotnie, cząstki i promienie światła poruszają się po ścieżkach określonych przez krzywiznę czasoprzestrzeni w ich lokalizacji. W ogólnej teorii względności grawitacja jest uważana za geometryczną właściwość czasoprzestrzeni, a nie, jak w grawitacji Newtona, za siłę działającą bezpośrednio między pojedynczymi masywnymi ciałami. Chociaż teoria Newtona jest całkowicie zadowalająca dla większości zastosowań, ogólna teoria względności jest w stanie poradzić sobie z okolicznościami, w których teoria Newtona jest nieadekwatna. W szczególności peryhelium orbity Merkurego przesuwa się o wartość, która przekracza przewidywania Newtona o 43 sekundy kątowe na stulecie; ogólna teoria względności przewiduje prawidłowe tempo postępu. Inne ważne konsekwencje tej teorii, które zostały z dużą dokładnością sprawdzone eksperymentalnie i obserwacyjnie, obejmują: zakrzywienie światła w polu grawitacyjnym (promienie światła przechodzące na przykład blisko krawędzi Słońca są odchylane o kwotę zgodną z ogólną teorią względności); grawitacyjna dylatacja czasu (zegary chodzą wolniej w silnych polach grawitacyjnych niż w słabych); i grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni (światło wychodzące z silnego pola grawitacyjnego jest rozciągnięte do dłuższych fal). Ogólna teoria względności ma ważne zastosowania w wielu dziedzinach astrofizyki i kosmologii, w tym w opisywaniu zachowania i właściwości bardzo bliskich układów podwójnych, pulsarów podwójnych, czarnych dziur, soczewkowania grawitacyjnego i wszechświata jako całości.

Obserwatorium Gemini

Bliźniacze 8-metrowe teleskopy Gemini reprezentują naziemne obserwatorium nowej generacji, wykorzystujące wiele innowacyjnych technologii, które zapewnią astronomom z siedmiodniowego partnerstwa Gemini jedne z najlepszych obserwacji optycznych/podczerwonych, jakie kiedykolwiek uzyskano z Ziemi lub z kosmosu. Obserwatorium Gemini rozpoczęło się jako próba National Science Foundation Stanów Zjednoczonych zbudowania dużego teleskopu astronomicznego nowej generacji dla całej amerykańskiej społeczności astronomicznej. Jednak szybko zdano sobie sprawę, że partnerstwo z Wielką Brytanią i Kanadą (które miały podobne plany obserwacyjne) może wyprodukować bliźniacze 8-metrowe teleskopy bardziej ekonomicznie, zapewniając jednocześnie taką samą ilość całkowitego czasu pracy teleskopu dla amerykańskich astronomów. Później do partnerstwa dołączyły Chile, Argentyna, Brazylia i Australia. Każdy partner otrzymuje czas obserwacyjny dla swoich społeczności astronomicznych proporcjonalnie do swojego wkładu finansowego. Aby zapewnić pełne pokrycie nieba zarówno północnego, jak i południowego nieba, jeden z teleskopów Gemini znajduje się na hawajskim Mauna Kea (północ Gemini), a drugi na Cerro Pach´on w środkowym Chile (południe Gemini). Oczekuje się, że oba teleskopy będą w pełni operacyjne do połowy 2001 roku, zatrudniając około 100 pracowników. Teleskopy Gemini wykorzystują wiele nowych technologii, innowacji inżynieryjnych i filozofii operacyjnych, które pozwolą im przodować w badaniach gwiezdnych żłobków, ewolucji galaktycznej i odległych - galaktyki przesunięte ku czerwieni. Pierwsze obrazy wykonane przez Gemini North za pomocą optyki adaptatywnej podczas uruchomienia w 1999 roku ujawniły niezwykły potencjał teleskopów. Po kilkuminutowych całkach uzyskano w podczerwieni obrazy gwiazd o długości 0,08 sekundy kątowej FWHM.

Obrót

Ruch ciała wokół osi; na przykład Ziemia obraca się wokół własnej osi w okresie 23 h 56 min. Wszystkie ciała niebieskie, takie jak planety, gwiazdy i galaktyki, wykazują pewien stopień rotacji.

Obrót

Ruch jednego ciała niebieskiego wokół drugiego, na przykład ruch satelity wokół planety lub planety wokół Słońca. Ziemia wykonuje jeden obrót Słońca w ciągu roku.

Obserwatorium Purple Mountain

Obserwatorium Purple Mountain zostało zbudowane w 1934 roku. Znajduje się na Purple Mountain na wschodnich przedmieściach Nanjing w Chinach. Obecnie zajmuje się badaniami z zakresu astrofizyki, mechaniki nieba, radioastronomii, astronomii kosmicznej i astronomii praktycznej. Programy obejmują fizykę Słońca, fizykę gwiazd, planetologię, astrofizykę wysokich energii, orbitalną teorię sztucznych satelitów itp. Obserwatorium zatrudnia około 300 osób, i ma trzy stacje obserwacyjne poza Nanjing. W Qinghaistation ustawiono 13,7-metrowy teleskop fal milimetrowych.

Obserwatorium Radioastronomiczne Pushchino

Obserwatorium Radioastronomiczne Pushchino znajduje się 120 km na południe od Moskwy. Personel składa się z 45 astronomów i 42 inżynierów, wspieranych przez Rosyjską Akademię Nauk, Ministerstwo Nauki i Rosyjską Fundację Badań Podstawowych. Najbardziej czułe radioteleskopy miernikowe BSA i DKR-1000 oraz 22-metrowa czasza Obserwatorium służą do badań galaktyk, pulsarów, plazmy międzygwiazdowej i międzyplanetarnej. Odkrycia i badania pulsacyjnej emisji radiowej Gemingi i Magnetara (SGR1900+14) należą do osiągnięć ostatnich dwóch lat.

Obserwatorium Astronomiczne w Poznaniu

To Poznańskie Obserwatorium Astronomiczne jest jednostką Uniwersytetu im. Adama Mickiewicza z siedzibą w Poznaniu w Polsce. Od założenia w 1919 roku specjalizuje się w astrometrii i mechanice nieba (układy odniesienia, dynamika satelitów i małych ciał Układu Słonecznego). W ostatnim czasie działalność naukowa obejmuje również astrofizykę planetarną i gwiazdową (fotometria planetoid, układy podwójne katalizmiczne). Kadrę naukową stanowi dwunastu naukowców i sześciu doktorantów. W 1949 roku w Obserwatorium odkryto nową mniejszą planetę, która otrzymała nazwę 1572 Posnania. Obecnie, ze względu na zanieczyszczenie światłem, obserwacje prowadzi się zarówno za granicą, jak i na Ziemi

Obserwatorium Pic-du-Midi (Observatoire Midi-Pyrenees) (OMP)

OMP podlega administracyjnemu nadzorowi zarówno Institute des Sciences de l′Univers (INSU) francuskiego Narodowego Centrum Badań Naukowych (CNRS), jak i Ministerstwa Badań, Technologii i Edukacji. Posiada laboratoria zlokalizowane na Universit´e Paul Sabatier w Tuluzie, Bagnères, Lannemezan i na szczycie Pic du Midi de Bigorre. Obserwatorium Pic du Midi znajduje się w Pirenejach, na wysokości 2876 m n.p.m. - najwyżej położone obserwatorium we Francji. Budowę rozpoczęto na miejscu stacji meteorologicznej w 1878 r. W 1903 r. została ona powiązana z Obserwatorium Uniwersyteckim w Tuluzie. Głównym instrumentem jest 2-metrowy Teleskop Pamięci Bernarda Lyota, który rozpoczął działalność w 1980 r. Nosi imię naukowca, który przeprowadził pierwsze eksperymenty z koronografem w latach 30. XX wieku. Inne instrumenty obejmują teleskop księżycowy i planetarny o średnicy 1,06 m, teleskop słoneczny, cztery koronografy i teleskop o średnicy 60 cm używany przez astronomów-amatorów. Obserwatorium jest prawdopodobnie najbardziej znane z obserwacji Słońca i planet oraz ze szczegółowej mapy Księżyca opracowanej dla programu NASA Apollo w 1968 roku. Jest rozwijane jako centrum kulturalne regionu Bigorre w Hautes-Pyrées.

Obserwatorium Parkesa

Prawdopodobnie jeden z największych i najbardziej produktywnych instrumentów badawczych na świecie, w pełni sterowalna paraboloida o długości 64 m, Parkes Radio Telescope, znajduje się w wiejskiej Nowej Południowej Walii, 400 km na zachód od Sydney w Australii. Zlecony w 1961 r. w celu dalszego pionierstwa w badaniach Wydziału Radiofizyki CSIRO, ciągłe ulepszenia jego powierzchni, odbiorników i korelatorów sprawiły, że znalazł się on w czołówce radioastronomii. Działający jako część AUSTRALIA TELESCOPE NATIONAL FACILITY, większość swojego czasu jest przydzielany międzynarodowym programom pulsarów, galaktyk i interferometrii bardzo długiej linii bazowej (VLBI), z okazjonalnym wsparciem dla misji planetarnych JPL. Przegląd galaktyk H I Parkes All-Sky Survey jest obecnie dużym projektem.

Obserwatorium Palomar

Obserwatorium znajduje się na górze Palomar, pomiędzy Los Angeles i San Diego. Jest własnością i jest zarządzana przez California Institute of Technology, prywatną instytucję edukacyjną i badawczą z siedzibą w Pasadenie i jest wykorzystywana do wspierania programów badań naukowych wykładowców i studentów Caltech. Głównym instrumentem w Palomar jest 5-metrowy Teleskop Hale′a, który w latach 1948-1976 był największym teleskopem optycznym na świecie. W Palomar znajduje się również 1,2-metrowy Teleskop Oschina, 46-centymetrowy teleskop Schmidta i 1,5-metrowy teleskop zwierciadlany (obsługiwany wspólnie przez Caltech i Carnegie Institute w Waszyngtonie). Na mocy umowy Caltech udostępnia Teleskop Hale′a astronomom z Cornell University i Jet Propulsion Laboratory. Dzięki wysiłkom George'a Ellery'ego Hale'a, International Education Board (jednego z Rockefellers Foundations) przyznali firmie Caltech dotację na budowę 5-metrowego teleskopu w 1928 r. Góra Palomar została wybrana jako optymalne miejsce dla nowego instrumentu w 1934 r. 5-metrowy dysk ze szkła Pyrex został odlany 2 grudnia 1934 r., a po gruchaniu Ważący 20 ton dysk został wysłany koleją do Pasadeny w celu długiego procesu szlifowania i polerowania, który nadał mu dokładny kształt i rozmiar wymagany do obserwacji astronomicznych. Budowa budynku (w tym 1000-tonowej obrotowej kopuły) i konstrukcji teleskopu (ruchome części ważą około 530 ton) rozpoczęła się w połowie lat trzydziestych XX wieku i była prawie ukończona do 1941 roku, kiedy Stany Zjednoczone przystąpiły do drugiej wojny światowej. Ale wojna opóźniła polerowanie zwierciadła i dopiero 18 listopada 1947 r. gotowe zwierciadło, ważące obecnie zaledwie 14,5 tony, wyruszyło w dwudniową podróż na górę Palomar, gdzie zostało zainstalowane w teleskopie na okres prób i regulacji. Badania naukowe w Obserwatorium Palomar są prowadzone od 1948 roku. Teleskop Hale'a był używany praktycznie każdej bezchmurnej nocy do badania różnych obiektów, od pobliskich asteroid i komet, po gwiazdy tworzące Drogę Mleczną, odległe galaktyki i kwazary. Teleskop 5 m został niedawno zmodernizowany. Teleskop jest wyposażony w kamery CCD, które są 100 razy bardziej czułe niż klisze fotograficzne używane w momencie pierwszego uruchomienia teleskopu. Nowy system optyki adaptywnej koryguje skutki turbulencji powietrza za pomocą lustra umieszczonego między lunetą a aparatem, które jest regulowane nawet 500 razy na sekundę. Zainstalowano również kamerę na podczerwień Palomar High Angular Resolution Observer (PHARO). Chociaż detektory elektroniczne zastąpiły fotografię w 5-metrowym teleskopie, 1,2-metrowy Teleskop Oschin, który jest przeznaczony do oglądania w szerokim polu, nadal wykorzystuje szklane klisze fotograficzne do rejestrowania obrazów. Jego kamera Schmidta przeprowadziła słynny National Geographic-Palomar Sky Survey na początku lat pięćdziesiątych, tworząc atlas całego nieba na północ od deklinacji -33&edg;. Każdy segment kwadratowy o boku 6° niebo zostało sfotografowane na płytach wrażliwych zarówno na kolor niebieski, jak i czerwony, w sumie 879 par płyt. Drugi przegląd nieba przeprowadzono na początku lat 80., a trzeci wieloletni program mający na celu uzyskanie pełnego pokrycia fotograficznego nieba północnego jest obecnie w toku. Niestety zanieczyszczenie światłem jest coraz większym problemem z powodu szybkiej urbanizacji południowej Kalifornii.

Obserwatoria Padwa/Asiago

Na Wyżynie Asiago, około 90 km na północny zachód od Padwy, na wysokości około 1000 m, znajduje się w dwóch miejscach główny kompleks teleskopów optycznych działających we Włoszech. Teleskopy należą do dwóch niezależnych instytucji z siedzibą w Padwie: Obserwatorium Astronomicznego (OAP) i Wydziału Astronomii miejscowego uniwersytetu. OAP, instytut badawczy, został założony w 1767 roku przez Republikę Wenecką i mieścił się w wieży zbudowanej przez tyrana Ezzelino da Romano w 1242 roku i przebudowanej przez architekta Domenico Cerato. Badania w XVIII i XIX wieku zajmowały się przede wszystkim meteorologią, geodezją, tworzeniem katalogów gwiazd oraz wyznaczaniem orbit ciał Układu Słonecznego. Ukończona w 1942 roku budowa przez Uniwersytet w Padwie zwierciadła 122 cm, wówczas największego teleskopu w Europie, sprzyjała rozwojowi nowoczesnych badań astrofizycznych w Padwie/Asiago. Następnie OAP zbudował trzy kolejne teleskopy: Schmidt 50/40 (w 1958 r.), Schmidt 92/67 (w 1965 r.) i 182-centymetrowy reflektor "Copernicus" (w 1973 r.). Obecnie wszystkie znajdują się na szczycie Cima Ekar (1350 m n.p.m.). W ciągu kilkudziesięciu lat obserwacji zgromadzono pokaźny zbiór płyt i widm: około 10 000 zdjęć bezpośrednich i ponad 18 000 widm wykonanych reflektorem 122 cm; 14 500 i 18 000 szerokokątnych klisz i filmów za pomocą dwóch teleskopów Schmidta. Grupy badawcze (zarówno obserwacyjne, jak i teoretyczne) obejmują szeroki zakres tematów: układ słoneczny, astrofizykę gwiazd, galaktyki zewnętrzne, aktywne jądra galaktyk, kosmologię i historię astronomii. Obserwatorium odgrywało i nadal odgrywa główną rolę w dużych projektach technologicznych: budowie i uruchomieniu teleskopu "Galileo" na La Palmie (Wyspy Kanaryjskie) oraz jego instrumentów (kamera optyczna, spektrograf wysokiej rozdzielczości, optyka adaptacyjna), wykonanie kamery do VST i LBT prime focus imager, program ESO VLT- LGS; opracowanie innowacyjnych metod obsługi bardzo dużych baz danych. Ma również znaczący udział w kilku projektach kosmicznych (Rosetta, Planck Surveyor, Gaia). Bardzo ważna jest również działalność edukacyjna wykorzystująca sieć - w 1998 roku OAP otrzymał nagrodę "New Media Prize" dla najlepszego serwisu edukacyjnego dla dzieci. Padwa jest jednym z dwóch włoskich uniwersytetów posiadających dyplom (Laurea) z astronomii (od 1968). Od 1983 r. prowadzi również studia doktoranckie z astronomii. Personel Obserwatorium to: 38 astronomów (5 starszych, 14 współpracowników, 19 badaczy), 38 techników oraz 28 pracowników administracji i usług ogólnych. Kadrę Katedry stanowi: 16 profesorów (6 pełnych, 10 adiunktów), 8 pracowników naukowych, 25 doktorantów i doktorów habilitowanych; 21 pracowników.

Obserwatorium radiowe Nobeyama

Nobeyama Radio Observatory ma teleskopy na falach milimetrowych i submilimetrowych. Zostało założone w 1982 roku jako obserwatorium Tokyo Astronomical Observatory (NATIONAL ASTRONOMICAL OBSERVATORY, JAPONIA od 1987) i obsługuje 45-metrowy teleskop, Nobeyama Millimeter Array i Radioheliograph. Obrazy o wysokiej rozdzielczości obszarów formowania się gwiazd i obłoków molekularnych ujawniły wiele aspektów pierwszych etapów ewolucji gwiazd, chemicznej ewolucji obłoków molekularnych i ewolucji galaktyk. Działania interferometrii bardzo długiej linii bazowej (VLBI) umożliwiły zrealizowanie pierwszej kosmicznej misji VLBI VSOP i odkrycie jednego z najbardziej wiarygodnych kandydatów na czarną dziurę w NGC 4258.

Obserwatorium radiowe Nançay

Obserwatorium radiowe Nançay ma największe radioteleskopy we Francji. Założona w 1952 r., znajduje się 200 km na południe od Paryża i jest obsługiwana przez Obserwatorium Paryskie we współpracy z CNRS i współfinansowana przez "Region Centre". Witrynę obsługuje 50-osobowy personel techniczny. Jego głównymi instrumentami są: teleskop decymetryczny o powierzchni równoważnej talerzowi o średnicy 94 m, służący do obserwacji linii widmowych komet, ewoluujących gwiazd i galaktyk oraz pulsarów w liniach widmowych 21 cm H I i 18 cm OH; radioheliograf, 43-elementowy interferometr przeznaczony do obserwacji korony słonecznej przy długości fali metrycznej; dekametryczny układ 144 elementów działających na długości fali 3-30 m do badań Jowisza i Słońca.

Obserwatorium WIYN

Znajduje się na Kitt Peak w Arizonie. Obserwatorium WIYN jest własnością i jest obsługiwane przez Konsorcjum WIYN, które składa się z University of Wisconsin, Indiana University, Yale University i National Optical Astronomy Observatories (NOAO). Większość kosztów kapitałowych obserwatorium została pokryta przez te uniwersytety, podczas gdy NOAO, które obsługuje inne teleskopy KITT PEAK NATIONAL OBSERVATORY, zapewnia większość usług operacyjnych. 3,5-metrowy Teleskop WIYN, który został ukończony w 1994 roku, jest drugim co do wielkości teleskopem na Kitt Peak. Rozmiar obudowy teleskopu jest ograniczony do minimum dzięki krótkiej ogniskowej zwierciadła głównego, co skutkuje krótszym teleskopem, podczas gdy montaż azymutalny wymaga mniej miejsca. Ruchomy ciężar teleskopu to zaledwie 46 ton. Innymi innowacyjnymi cechami konstrukcyjnymi są aktywne wsporniki zwierciadeł głównych, sterowanie termiczne zwierciadeł głównych oraz aktywna wentylacja mocowania teleskopu. System podtrzymujący zwierciadło główne obejmuje 66 siłowników, które dostosowują tylną powierzchnię lustra, aby zachować najlepszą figurę optyczną. System kontroli termicznej lustra głównego utrzymuje temperaturę powierzchni lustra z dokładnością do 0,2°C temperatury otoczenia, eliminując lokalne turbulencje. Dzięki tym innowacjom WIYNTelescope może wytwarzać znacznie ostrzejsze obrazy niż jakikolwiek inny teleskop na Kitt Peak. WIYN jest wyposażony w najnowocześniejsze instrumenty do spektroskopii i obrazowania astronomicznego. Spektrograf wieloobiektowy wykorzystujący światłowody umożliwia jednoczesną obserwację widm 100 obiektów. Kamery obrazujące wykorzystują bardzo czułe układy detektorów elektronicznych.

Obserwatorium Wise

Obserwatorium Wise w Mitzpe Ramon w Izraelu jest własnością i jest zarządzane przez Uniwersytet w Tel Awiwie i posiada dobrze wyposażony 1-metrowy teleskop. Od czasu budowy w 1971 roku, duży odsetek bezchmurnych nocy na jego pustynnym terenie i wyjątkowa długość geograficzna sprawiły, że obserwatorium jest szczególnie przydatne w długoterminowych projektach monitoringowych (np. mapowanie pogłosowe kwazarów i aktywnych galaktyk) oraz jako część globalnych sieci monitoringowych (np. pierwsze wykrycie za pomocą mikrosoczewkowania grawitacyjnego planety krążącej wokół układu podwójnego gwiazd).

Obserwatorium Słoneczne Wilcoxa

Wilcox Solar Observatory (WSO) na Uniwersytecie Stanforda mierzy wielkoskalowe synoptyczne pola magnetyczne i prędkości Słońca w celu zrozumienia zmienności Słońca i jej wpływu na nasze ziemskie środowisko. Z ponad 22-letnim cyklem obserwacji spektrograficznych od 1975 roku, personel WSO bada wnętrze Słońca, fotosferę, koronę, wiatr i cykl. Obserwatorium zostało po raz pierwszy sfinansowane przez Office of Naval Research (ONR), National Science Foundation (NSF) i MC Fleischman Foundation. Ciągłe wsparcie pochodzi od NSF, NASA i ONR. Obserwatorium zostało ponownie poświęcone na cześć swojego pierwszego dyrektora, JM Wilcoxa, w 1984 roku, wkrótce po jego śmierci. Uniwersytet Stanforda znajduje się na południe od San Francisco w Kalifornii.

Obserwatorium Warner & Swasey

Znajduje się na Uniwersytecie Washburn w Topeka w stanie Kansas, gdzie znajduje się refraktor Warner & Swasey 29 cm. Zbudowany pod koniec XIX wieku teleskop był prezentowany na Wystawie Światowej w 1912 roku, a następnie przejęty przez Washburn College. Obserwatorium Crane zostało zbudowane na terenie kampusu, aby pomieścić teleskop. TheWarner & Swasey przeżył tornado w latach 60. Podczas renowacji teleskopu, którą zakończono w 1998 roku, zachowano wszystkie oryginalne części.

Obserwatorium WM Kecka

Obserwatorium WM Keck, położone na Hawajach, obsługuje dwa największe na świecie teleskopy optyczne/podczerwone, każdy ze zwierciadłem głównym o średnicy 10 m, w pobliżu szczytu Mauna Kea o wysokości 4200 m. Obserwatorium, które było możliwe dzięki dotacjom w wysokości ponad 140 milionów dolarów od WM Keck Foundation, jest obsługiwane przez California Institute of Technology, University of California oraz National Aeronautics and Space Administration (NASA), które dołączyły do partnerstwa w październiku 1996 roku. Teleskop Keck I rozpoczął obserwacje naukowe w maju 1993 roku; Keck II w październiku 1996. Zespół 80 naukowców, inżynierów, techników i personelu pomocniczego obsługuje obserwatorium, którego jednostka administracyjna znajduje się w Waimea na Hawajach i którego misją jest zapewnienie światowej klasy obiektu badawczego dla astronomów z Caltech, University of Kalifornii, NASA i University of Hawaii. Ponad 400 astronomów rocznie jest zaangażowanych w obserwacje za pomocą teleskopów Keck, które są prowadzone z Waimea za pośrednictwem łącza światłowodowego na szczyt Mauna Kea. Teleskopy Kecka wykorzystują unikalną konstrukcję segmentową swoich zwierciadeł głównych: 36 sześciokątnych segmentów o średnicy 1,8 m jest dopasowanych razem jak mozaika z płytek podłogowych, tworząc każde główne, przy czym segmenty są wyrównane względem każdego z tolerancją jednej milionowej części cal pod kontrolą komputera. Ta rozszerzalna technologia najprawdopodobniej zostanie zastosowana w gigantycznych teleskopach planowanych na XXI wiek. Projekt finansowany przez NASA o wartości 55 milionów dolarów ma na celu połączenie dwóch teleskopów Kecks wraz z czterema 1,8-metrowymi teleskopami "wysięgnikami" w interferometryczną macierz podczerwieni, aby osiągnąć niespotykaną rozdzielczość kątową do roku 2003. Pierwsza obserwacja testowa uzyskana przez połączenie dwóch 10-metrowe teleskopy Kecka zostały wykonane 12 marca 2001 r. Światło z HD61294, słabej gwiazdy w gwiazdozbiorze Rysia, zostało uchwycone przez oba teleskopy Kecka. Zebrane fale świetlne zostały połączone i przetworzone za pomocą łącznika wiązki i kamery. Aby prawidłowo fazować dwa teleskopy, optyka adaptacyjna w obu teleskopach wyeliminowała zniekształcenia spowodowane ziemską atmosferą. Ponadto układ optyczny w tunelu dostosował ścieżkę światła z dokładnością do jednej milionowej cala. Główne odkrycia tego młodego obserwatorium obejmują: odkrycie kilku układów planetarnych wokół innych gwiazd; identyfikacja wybuchów promieniowania gamma jako znajdujących się w odległościach kosmologicznych; odkrycie najodleglejszych obiektów we wszechświecie; pomiar pozornego przyspieszenia wszechświata za pomocą obserwacji supernowych.

Obserwatorium Marynarki Wojennej USA

Obserwatorium Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych jest najstarszym obserwatorium astronomicznym w Stanach Zjednoczonych i najstarszą nieprzerwanie działającą instytucją naukową rządu USA. Założone w 1830 roku jako magazyn map i przyrządów do oceny chronometrów i konserwacji przyrządów nawigacyjnych, do 1844 roku stało się pierwszym narodowym obserwatorium Stanów Zjednoczonych, analogicznym do KRÓLEWSKIEGO OBSERWATORIUM W GREENWICH w Anglii. Siedziba obserwatorium znajduje się w Waszyngtonie, w tym historyczny refraktor 0,66 m, który posłużył do odkrycia dwóch księżyców Marsa w 1877 roku. Największy teleskop obserwatorium, reflektor astrometryczny o średnicy 1,55 m, znajduje się na jego stacji w Flagstaff w Arizonie. Misją obserwatorium zawsze była pomoc w doskonaleniu nawigacji oraz prowadzenie podstawowych badań astronomicznych. Obecnie zapewnia krajową usługę czasu dla Stanów Zjednoczonych, określa dokładne pozycje i ruchy ciał niebieskich, mierzy parametry obrotu Ziemi, w tym ruch biegunów, i tworzy różnorodne almanachy do użytku przez astronomów, nawigatorów i ogół społeczeństwa.

Obserwatorium Astronomiczne w Uppsali

Obserwatorium Astronomiczne w Uppsali (UAO) to wydział Uniwersytetu w Uppsali (UU), którego głównymi celami są badania, studia licencjackie, magisterskie i edukacja publiczna. UU zostało założone w 1477 roku, a zachowane notatki z wykładów wskazują, że astronomii nauczano w latach osiemdziesiątych XIV wieku. Wśród znanych profesorów UAO są Anders Celsjusza 1730-44, Anders Angström (1842-58), Gunnar Malmquist (1939-59), Erik Holmberg (1959-75) i Bengt Westerlund (1975-87). Obecne badania koncentrują się głównie na galaktykach, astrofizyce gwiazd i mniejszych obiektach Układu Słonecznego i charakteryzują się połączeniem teorii i obserwacji. Obecnie materiał obserwacyjny pochodzi z dużych międzynarodowych obiektów, takich jak ESO (EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY) czy obserwatoriów kosmicznych, takich jak HST (Kosmiczny Teleskop Hubble′a). W UAO, około 70 km na północ od Sztokholmu, znajduje się podwójny refraktor 36 + 33 cm z 1893 roku, obecnie używany głównie do pokazów publicznych, a w Kvistaberg, 50 km na południe od Uppsali, znajduje się teleskop Schmidta 135 cm z 1964 roku.

Obserwatorium Uniwersyteckie, Ludwig-Maximilians-Universität

Uniwersyteckie Obserwatorium Ludwig-Maximilians-Universität zostało założone w 1816 roku. Astronomowie, którzy pracowali lub ukończyli Obserwatorium w Monachium to: Fraunhofer, Soldner, Lamont, Seeliger i Karl Schwarzschild. Obecnie pracuje tu czterech profesorów i dziesięciu pracowników astronomów. Finansowanie pochodzi od rządu Bawarii, Niemieckiej Fundacji Nauki oraz innych niemieckich i europejskich programów badawczych. Udogodnienia obejmują Obserwatorium Wendelsteina w Alpach Bawarskich z teleskopem 0,8 m. Obserwatorium jest także partnerem projektu Hobby-Eberly Telescope Project w Teksasie. Misją Obserwatorium jest nauczanie astrofizyki na Ludwig-Maximilians-Universität w Monachium, badania astrofizyki i rozwój instrumentów dla Bardzo Dużego Teleskopu (ESO), Teleskopu Hobby-Eberly (Teksas) i Obserwatorium Wendelsteina. Specjalizacjami badawczymi są gwiezdne atmosfery i wiatry; gwiazdy podwójne; budowa, powstawanie i ewolucja chemiczna galaktyk; gromady galaktyk; ciemna materia i soczewkowanie grawitacyjne; astrofizyka plazmy.

Obserwatorium Uniwersytetu Krety

Z siedzibą w Heraklionie. Działalność naukowa rozkłada się równomiernie między teorią a obserwacją. Badania obserwacyjne zostały podjęte przy użyciu małego obserwatorium na Mount Ida (Skinakas) oraz międzynarodowych obiektów, takich jak Arecibo i Effelsberg (radio), ATO-Australia (optyka) i Rosat (rentgen). Działania obserwacyjne obejmują szeroki zakres obiektów, w tym komety, pozostałości supernowych, mgławice planetarne, pobliskie galaktyki, Obłoki Magellana, galaktyki karłowate, pulsary radiowe oraz ziemską jonosferę i magnetosferę.

Obserwatorium Astrofizyczne Byurakan

Znajduje się 40 km na północ od Erewania w byłej sowieckiej Republice Armenii. Założona w 1946 roku z inicjatywy astronoma Victora Ambartsumiana, jest obecnie siedzibą Obserwatorium Astrofizycznego Ormiańskiej Akademii Nauk. Pod koniec 1999 roku jedynym nadal działającym teleskopem był główny teleskop zwierciadlany o średnicy 2,6 m

Obserwatorium Słoneczne Big Bear

Obserwatorium Słoneczne Big Bear (BBSO) znajduje się na końcu grobli w górskim jeziorze na wysokości ponad 2 km nad poziomem morza. Witryna ma ponad 300 słonecznych dni w roku i naturalną inwersję spowodowaną przez jezioro, co zapewnia bardzo czyste obrazy. BBSO jest jedynym obserwatorium uniwersyteckim w USA, które prowadzi obserwacje Słońca w wysokiej rozdzielczości. Jej codzienne zdjęcia są publikowane na stronie http://www.bbso.njit.edu. Specjalizuje się w badaniu pól magnetycznych Słońca i ich ewoluującej natury. BBSO wykorzystuje codzienne zdjęcia do prognozowania słonecznych burz magnetycznych, które mogą wpływać na satelity, komunikację i sieć energetyczną. BBSO jest obsługiwane przez New Jersey Institute of Technology.

Obserwatorium Astronomiczne w Pekinie

Pekińskie Obserwatorium Astronomiczne (BAO) zajmuje się przede wszystkim badaniami astrofizycznymi. Nowoczesne Obserwatorium Pekińskie zostało zbudowane przez Chińską Akademię Nauk w 1958 roku. Jego siedziba znajduje się w Pekinie, a znajduje się tam pięć miejsc obserwacyjnych: stacje Xinglong, Miyun, Huairou, Shahe i Tianjin. Instrumenty obejmują teleskop optyczny 2,16 m (84 cale), największy na Dalekim Wschodzie; wielokanałowy słoneczny teleskop magnetyczny; radioteleskop z syntezą apertury fal metrowych; oraz teleskop na podczerwień 1,26 m (50 cali). BAO buduje również wieloobiektowy teleskop spektroskopowy o dużej powierzchni. W 1991 roku we współpracy z Uniwersytetem San Juan w Argentynie utworzono miejsce obserwacyjne na półkuli południowej. Główne programy badawcze obejmują fizykę gwiazd, badania pozagalaktyczne, fizykę Słońca, radioastronomię, atomową usługę czasu i częstotliwości, przewidywanie aktywności słonecznej, sztuczne obserwacje satelitarne i historię astronomii. Podczas poszukiwań supernowych, kwazarów, aktywnych jąder galaktycznych i planetoid bliskich Ziemi dokonano wielu odkryć.

Obiekt Becklina - Neugebauera (obiekt BN)

Jedno z najpotężniejszych znanych źródeł podczerwieni, zlokalizowane w Niskiej Mgławicy Kleinmanna za Mgławicą Oriona, odkryte przez Erica Becklina i Gerr&primelégo Neugebauera w 1967 r. Jego pozycja to RA 05h35,2m, dec. ?05° 22′ . Uważa się, że jest to bardzo młoda i masywna gwiazda typu B, osadzona w gęstej, rozszerzającej się otoczce pyłowej, która pochłania światło widzialne gwiazdy i ponownie emituje je w podczerwieni.

Obserwatorium radiowe Owens Valley

Obserwatorium radiowe Owens Valley (OVRO) znajduje się w głębokiej, suchej dolinie, 400 km na północ od Pasadeny w Kalifornii, gdzie znajduje się California Institute of Technology, który obsługuje Obserwatorium. Powstała w połowie lat pięćdziesiątych XX wieku, a pierwszym poważnym instrumentem był interferometr składający się z dwóch 26-metrowych anten. Czasze te poruszały się po torach wschód-zachód i północ-południe, dzięki czemu para zapewniała doskonałą rozdzielczość w dwóch wymiarach. W tamtym czasie był to największy taki system na świecie i wykonał wiele badań w wysokiej rozdzielczości, zwłaszcza pozagalaktycznych źródeł radiowych. Pod koniec lat 60. zbudowano 40-metrową paraboloidę. Przez wiele lat była to główna stacja interferometru Very Long Baseline Interferometer na zachodnim wybrzeżu, która łączyła radioteleskopy na całym świecie, aby uzyskać rozdzielczość kątową rzędu jednej tysięcznej sekundy kątowej. Niedawno był używany do badania pulsarów i mikrofalowego promieniowania tła. Obecnie głównym instrumentem OVRO jest interferometr składający się z sześciu 10-metrowych teleskopów i działający na falach milimetrowych. Te talerze są na torach, a system może zsyntetyzować wiązkę o długości 0,5 sekundy łuku przy długości fali 1 mm. Podejmowane są szeroko zakrojone badania nad formowaniem się gwiazd, badania molekularne Drogi Mlecznej i innych galaktyk oraz badania galaktyk z dużym przesunięciem ku czerwieni.

Oscylujący Wszechświat

Wszechświat, który rozszerza się i kurczy w sposób cykliczny. Obecnie Wszechświat się rozszerza, ale ogólnie uważa się, że tempo ekspansji zwalnia. Jeśli ekspansja zostanie zatrzymana w pewnym momencie w przyszłości, wszechświat zacznie się kurczyć, najpierw powoli, a potem coraz szybciej, aż ponownie zapadnie się w gorący, silnie skompresowany stan ("wielkie załamanie"). Oscylująca teoria wszechświata sugeruje, że po upadku wszechświata następuje nowy "Wielki Wybuch" i nowy cykl rozszerzania się i kurczenia. Jeśli ta teoria jest słuszna, obecny cykl rozszerzania się i kurczenia mógł być poprzedzony nieokreśloną, być może nieskończoną liczbą cykli, po którym nastąpi nieokreślona liczba cykli. Nie istnieje żaden znany proces fizyczny, który mógłby spowodować "odbicie" zapadającego się wszechświata w ten sposób, chociaż niektórzy sugerują, że nieznana dotąd siła lub siły mogą wejść w grę, aby zapobiec zapadnięciu się wszechświata do prawdziwej osobliwości (punktu nieskończoności). kompresji) i zainicjować nową fazę ekspansji. Argumentowano również, że jeśli wszechświat rzeczywiście oscyluje, to każdy kolejny cykl będzie rozszerzał się dalej i trwał dłużej niż jego poprzednik. Argument ten opiera się na twierdzeniu, że ponieważ ewolucja gwiazd przekształca materię w promieniowanie w miarę starzenia się wszechświata, a zawartość promieniowania we wszechświecie jest przesunięta w stronę wyższych energii podczas fazy załamania zawartość energii w "wielkim kryzysie" i następującym po nim cyklu ekspansji będzie większa niż w poprzednim "Wielkim Wybuchu".

Osiander, Andreas (1498-1552)

Teolog urodzony w Gunzenhausen w Bawarii w Niemczech. Pastor Osiander zajmował się matematyką i zetknął się z Kopernikiem. Na starość Kopernik został przekonany do opublikowania swojej teorii heliocentrycznego wszechświata. Publikację swojego dzieła De Revolutionibus powierzył JERZEMU JOACHIMOWI RETYKOWI. Młody Retyk został zmuszony do opuszczenia Norymbergi przez szczególnie atrakcyjną ofertę pracy z wysokim wynagrodzeniem, której nie mógł odrzucić, a nawet znając uprzedzenia Osiandra wobec ruchu Ziemi, powierzył Osianderowi zadanie wydania książki . To właśnie Osiander zamieścił anonimową przedmowę do książki Kopernika, zaprzeczając, jakoby książka ta miała na celu zaproponowanie czegoś więcej niż hipotezy matematycznej, przydatnej do obliczeń - "niekoniecznie prawdziwej, a nawet prawdopodobnej". Początkowo szkodziło to wiarygodności Kopernika. We własnym egzemplarzu książki Retyk ze złością przekreślił czerwoną kredką przedmowę Osiandra.

Osservatorio Astronomico di Bologna

Astronomia w Bolonii ma długą historię. Oficjalne wzmianki o systematycznym nauczaniu astronomii w "Studio" w Bolonii pochodzą z 1297 roku. Wzmianki o systematycznych pracach obserwacyjnych sięgają początku XVII wieku, kiedy GD Cassini zbudował ogromny zegar słoneczny w głównym kościele miasta. Obecny instytut zatrudnia około 70 osób, z czego połowa to naukowcy. Zarządza 1,5-metrowym teleskopem w Loiano. Działalność badawcza skierowana jest głównie do populacji gwiazd, astrofizyki pozagalaktycznej, kosmologii i astrofizyki wysokich energii. Obserwatorium jest afiliowane przy Narodowym Instytucie Astrofizyki (INAF), główne wsparcie finansowe pochodzi z Narodowego Ministerstwa Badań Naukowych i Technologicznych.

Osservatorio Astronomico di Brera

Obserwatorium (OAB) jest światowym liderem w technologii luster rentgenowskich. (Zwierciadła satelitów Beppo-SAX, JET-X i XMM zostały wykonane przy użyciu technologii elektroformowania opracowanej w Mediolanie). Obecnie poczyniono znaczne postępy również w wielowarstwowych zwierciadłach rentgenowskich. W zakresie oprzyrządowania naziemnego OAB jest częścią krajowych i międzynarodowych zespołów budujących różne spektrografy: Dolores dla Włoskiego Teleskopu Narodowego, NIMOS, VIMOS i AVES dla ESO-VLT. Tematyka badawcza dotyczy głównie kosmologii obserwacyjnej, astrofizyki wysokich energii oraz astronomii gwiazdowej. Przegląd ESP pozwolił na solidne oszacowanie lokalnej funkcji jasności dla galaktyk, a przegląd Reflex dostarcza fundamentalnych danych na temat wielkoskalowej struktury Wszechświata. Grupa naukowców z Brera jako pierwsza wykryła polaryzację z rozbłysków gamma (GRB), używając alertu Beppo-SAX i ESOVLT. Obserwatorium jest obecnie zaangażowane, we współpracy z USA i Wielką Brytanią, w satelitę (Swift) przeznaczonego do wykrywania i badania GRB. Obserwatorium Astronomiczne Brera, znajdujące się w Mediolanie przy Via Brera 28, pochodzi z 1764 roku, kiedy to zostało zaprojektowane przez Ruggiero Boscovicha, który został pierwszym dyrektorem w 1770 roku. Później, w 1923 roku, rozpoczęto budowę stacji obserwacyjnej w Merate i , w 1926 roku rozpoczął działalność pierwszy teleskop, zwierciadło Zeissa o aperturze 102 cm. Obecnie Obserwatorium składa się z dwóch Instytutów, jednego w Mediolanie i jednego w Merate. Administracja i księgowość znajdują się w Mediolanie, natomiast wszystkie laboratoria - pomieszczenia czyste, zaawansowana metrologia i projektowanie - znajdują się w Merate. Obecny personel składa się z 30 astronomów; 38 pracowników technicznych, inżynierów badawczych i personelu administracyjnego; 5 post-doców i około 15 studentów. Istnieje bardzo ścisła współpraca z uniwersytetami w Mediolanie, Como i Pawii. Finansowanie pochodzi z Ministerstwa Badań i Technologii (MURST), Włoskiej Agencji Kosmicznej (ASI), Włoskiego Konsorcjum Astronomii i Astrofizyki (CNAA) oraz ze Wspólnoty Europejskiej i Europejskiego Obserwatorium Południowego w przypadku ukończonych projektów.

Osservatorio Astronomico di Roma

Osservatorio Astronomico di Roma jest instytutem non-profit zajmującym się badaniami astrofizycznymi. Zostało założone na początku XIX wieku, a w 1935 roku przeniosło się do swojej obecnej siedziby, starożytnej willi Mellini, niedaleko katedry św. do Rzymu. Ukończone w 1965 roku budynki Frascati miały pierwotnie służyć jako siedziba krajowych obiektów obserwacyjnych, ale szybka ekspansja obszaru Romeurban zmusiła do porzucenia tego projektu. Następnie powierzono zarządzanie nim Obserwatorium Rzymskiemu. Obserwatorium prowadzi również stację górską w CampoImperatore. Teleskop Schmidta o średnicy 60-90 cm służy do poszukiwania supernowych. Zainteresowania badawcze obejmują gromady kuliste, rozmieszczenie galaktyk w skalach kosmologicznych oraz rozmieszczenie i właściwości Lyman-&apha; chmury we wczesnym wszechświecie. Prace teoretyczne obejmują aktywność Słońca, gwiazdy podwójne, aktywne jądra galaktyk, właściwości gromad galaktyk w pasmach optycznym i rentgenowskim oraz gromady otwarte gwiazd. Prace instrumentalne dotyczą rozwoju przetworników CCD i rozwoju instrumentów spektralnych w podczerwieni. Muzeum Astronomiczne Obserwatorium powstało pierwotnie w 1873 roku jako Muzeum Kopernikańskie z okazji 400-lecia urodzin Mikołaja Kopernika.

Orionidy

Deszcz meteorów, który ma miejsce pod koniec października. Radiant leży w konstelacji Oriona, niedaleko granicy z Bliźniętami. Orionidy pojawiają się, gdy Ziemia przecina wznoszący się węzeł strumienia meteorów z komety Halleya; Eta Akwarydy w maju powstają w wyniku przejścia Ziemi przez zstępujący węzeł. Ponieważ orbita Halleya jest wsteczna, meteoroidy Orionida uderzają w Ziemię z dużą prędkością względną i wytwarzają bardzo szybkie meteoryty. Jest to mniej aktywny deszcz niż EtaAquarids, ponieważ w październiku Ziemia napotyka strumień meteorytów poza centrum.

Orbitujące Obserwatorium Astronomiczne (OAO)

Seria czterech satelitów NASA. Nodata zostały zwrócone z OAO-1 lub OAO-B. Drugi satelita (OAO-2) działał przez cztery lata. Przeprowadził dwa eksperymenty, które obejmowały przegląd nieba w zakresie fal ultrafioletowych. Największy sukces odniósł COPERNICUS (OAO-3), który został wystrzelony w sierpniu 1972 roku i działał przez dziewięć lat.

Orbitalne Obserwatorium Słoneczne

Seria ośmiu satelitów NASA wystrzelonych w latach 1962-75. Zaprojektowany do badania Słońca w zakresie fal ultrafioletowych i rentgenowskich. OSO-1 i 3 zawierały również instrumenty promieniowania gamma do badań pozasłonecznych. Największy sukces odniósł OSO-8, który działał przez ponad trzy lata i badał rozproszone kosmiczne promieniowanie rentgenowskie.

Oresme, Nicole (1320-82)

Urodzony w Allemagne we Francji, został dziekanem Rouen i kapelanem króla Karola V. Wynalazł geometrię współrzędnych przed DESCARTESEM, znajdując logiczną równoważność między funkcją a wykresem. Uczył ruchu Ziemi 200 lat przed Kopernikiem. Twierdził, że istnieją zastrzeżenia co do "dowodów" na to, że Ziemia jest nieruchoma. Były to: (i) obserwowane obracanie się Słońca i gwiazd wokół Ziemi, (ii) gdyby Ziemia się obracała, można by się spodziewać silnego wiatru ze wschodu, oraz (iii) oczekiwano, że kamień spadnie po zakrzywionej drogę, gdyby Ziemia się obracała. Ale w końcu stracił wiarę we własne obiekcje i skończył z nieruchomą Ziemią.

Orbita

Ścieżka, po której porusza się ciało poruszające się w polu sił. W większości kontekstów astronomicznych rozważamy ruch w polu grawitacyjnym, ale termin ten równie dobrze odnosi się do ruchu pod działaniem innych rodzajów sił, na przykład naładowanych cząstek poruszających się w polu magnetycznym. Ciała poruszające się swobodnie w polu grawitacyjnym masywnego ciała (np. planety poruszające się wokół Słońca lub sztuczny satelita poruszający się wokół Ziemi) poruszają się po orbitach stożkowych, które mogą być eliptyczne, kołowe, paraboliczne lub hiperboliczne. Dokładna orbita, po której takie ciało będzie podążać, zależy od siły pola grawitacyjnego i prędkości ciała. Orbita planetarna jest całkowicie opisana przez sześć właściwości geometrycznych zwanych jej elementami. Na ich podstawie można obliczyć przyszłe pozycje planety. W przypadku układu podwójnego, w którym masy gwiazd są nieznane, potrzebnych jest siedem pierwiastków.

Ophiuchus

(Nosiciel Węża; w skrócie Oph, gen. Ophiuchi; powierzchnia 948 stopni kwadratowych) Konstelacja równikowa, która leży między Herkulesem a Skorpionem, a kulminuje o północy w połowie czerwca. Ekliptyka przecina południową część Wężownika, ale konstelacja nie jest zaliczana do gwiazdozbiorów zodiaku. Zwykle mówi się, że Ophiuchus reprezentuje Asklepiosa, greckiego boga medycyny, i jest przedstawiany na wczesnych mapach niebieskich jako mężczyzna trzymający ogromnego węża (reprezentowanego przez sąsiedni konstelację Węża). Najjaśniejsze gwiazdy Wężownika zostały skatalogowane przez Ptolemeusza (ok. 100-175 n.e.) w Almagest . Duża konstelacja, najjaśniejsze gwiazdy w Ophiuchus to α Ophiuchi (Rasalhague) o jasności 2,1 magnitudo, η Ophiuchi (Sabik) o jasności 2,4 magnitudo i ζ Ophiuchi o jasności 2,5 magnitudo. Istnieje 11 innych gwiazd jaśniejszych niż czwartej wielkości. Do interesujących gwiazd należy ρ Ophiuchi, układ wielokrotny składający się z trzech niebieskawo-białych (B2, B9 i B3), jasności 5,1, 7,1v i 7,0, separacja 152″ i 156″, osadzone w mgławicy refleksyjnej (IC 4604), które mają ten sam ruch własny, z których pierwszy i ostatni są bliskimi układami podwójnymi z niebieskawo-białą składową (B2), jasnością 5,7mag, separacją 3,1″ oraz składowa 8,7 magnitudo, separacja odpowiednio 0,4″. Inne interesujące układy podwójne to 70 Ophiuchi, który ma składową żółtą (K0) i pomarańczową (K4), kąty 4,3 i 6,3, separację 1,6″, okres 88 lat, oraz 36 Ophiuchi, która ma dwie składowe pomarańczowe (K2), obie wielkości 5,2, separacja 4,7′, okres około 550 lat, i składowa trzeciopomarańczowa (K5), jasność 6,3V, separacja 12′. północny-wschód, który ma ten sam ruch własny i paralaksę. Ten ostatni system ma około 20′ na północ od "łodygi" Mgławicy Fajka, duży obszar ciemnej mgławicy, który rozciąga się na kilka stopni ze wschodu na zachód i jest widoczny gołym okiem. Inne interesujące gwiazdy to Gwiazda Barnarda o jasności 9,5mag, która w odległości 5,9 lat świetlnych jest drugą najbliższą Słońcu gwiazdą i ma największy ruch własny ze wszystkich gwiazd, RS Ophiuchi, nowa powracająca (zakres 4,3-12,5 ), która zwykle ma jasność między dziesiątą a jedenastą wielkością, ale rozbłysła do widoczności gołym okiem w latach 1898, 1933, 1958, 1967 i 1985, oraz Gwiazda Keplera (V843 Ophiuchi), najnowszy przykład supernowej w naszej Galaktyce, zaobserwowana przez Keplera w 1604. Inne interesujące obiekty w Ophiuchus to NGC 6572, mgławica planetarna o jasności 8 magnitudo oraz IC 4665 i NGC6633, dwie gromady otwarte, obie składające się z kilkudziesięciu gwiazd siódmej wielkości i słabszych, ale konstelacja słynie z gromad kulistych , z których znanych jest ponad dwa tuziny. Spośród gromad kulistych najwspanialsze to M12 (NGC 6218), M10 (NGC 6254) i M62 (NGC 6266), wszystkie szóstej wielkości, oraz M14 (NGC 6402) i M19 (NGC 6273), które mają siódmą wielkość. Droga Mleczna przecina południową część Wężownika, a wiele gromad kulistych w tym regionie wydaje się być słabszych niż w innym przypadku, z powodu absorpcji międzygwiezdnej.

Oppenheimer, Julius Robert (1904-67)

Fizyk jądrowy, urodzony w Nowym Jorku, dołączył do Projektu Manhattan i kierował Laboratorium Los Alamos, gdzie stał się znany jako "ojciec bomby atomowej". Kierował Instytutem Studiów Zaawansowanych w Princeton, NJ. Pracował nad promieniami kosmicznymi i teoretycznie obliczył budowę gwiazd neutronowych, zauważając, że ich istnienie wydaje się mało prawdopodobne. Gwiazdy neutronowe zostały odkryte jako pulsary w 1967 roku przez JOCELYN BELL.

Oppolzer, Theodor Egon Ritter von (1841-86)

Utalentowany matematyk, znał na pamięć 14 000 logarytmów. Obliczył Canon der Finsternisse (Canon of Eclipses) wymieniający czas wystąpienia i ścieżkę widoczności 8000 zaćmień Słońca i 5200 zaćmień Księżyca między 1208 pne a 2161 r. n.e., wykorzystany do badań historycznych.

Opozycja

Położenie planety na jej orbicie, gdy ona i Ziemia są ustawione w jednej linii, tak że znajduje się dokładnie naprzeciw Słońca na niebie, tak że jej wydłużenie wynosi 180?. Termin ten jest również używany w odniesieniu do czasu, w którym następuje to wyrównanie. Tylko wyższe planety (te poza orbitą Ziemi) mogą stanąć w opozycji. Ponieważ zbliża je to do Ziemi bardziej niż w jakimkolwiek innym miejscu na ich orbicie, opozycja jest najkorzystniejszym czasem do ich obserwacji. Dotyczy to w szczególności Marsa: ponieważ orbita Marsa jest wyraźnie ekscentryczna, jego odległość od Ziemi w opozycji znacznie się różni. W opozycji aphelicznej, gdy planeta znajduje się najdalej od Słońca, odległość wynosi 101 milionów km, podczas gdy w opozycji peryhelicznej, gdy planeta jest najbliżej Słońca, znajduje się zaledwie 56 milionów km od Ziemi.

Obserwatorium Ondrejow

Obserwatorium Ondrejov znajduje się 20 mil od Pragi w miejscowości Ondrejov. Zostało założone w 1898 roku jako prywatne obserwatorium i przekazane państwu Czechosłowacji w 1928 roku. Od 1953 roku jest częścią Instytutu Astronomicznego Akademii Nauk Republiki Czeskiej; jest 40 astronomów. Instrumenty obserwatorium to: 2-metrowy teleskop gwiezdny, teleskop fotometryczny, wielokanałowy spektrograf rozbłysków słonecznych, magnetograf słoneczny, teleskop słoneczny, radiospektrografy słoneczne, radar meteorowy i fotograficzna tuba zenitowa. Obserwatorium jest częścią fotograficznej europejskiej sieci ognistych kul.

Obserwatorium Kosmiczne Onsala

Obserwatorium Kosmiczne Onsala (OSO), Szwedzki Narodowy Ośrodek Radioastronomii, obsługuje dwa radioteleskopy: teleskopy milimetrowe o średnicy 20 m i 25-metrowe na falach decymetrowych w Onsala oraz Szwedzki Teleskop Submilimetrowy ESO, SEST, w Chile. OSO było pierwszym europejskim obserwatorium, które uczestniczyło w obserwacjach źródeł radiowych w wysokiej rozdzielczości z wykorzystaniem techniki bardzo długiej interferometrii bazowej (VLBI). Technika ta jest stosowana w astronomii i geodezji, gdy odległości transatlantyckie są mierzone z dużą precyzją. OSO jest pionierem VLBI przy długości fali milimetrowej, dostarczając obrazy AGN z rozdzielczością 50 mikrosekund łuku. Ważne obserwacje VLBI dotyczące absorpcji wodoru ujawniają torus wokół AGN; VLBI pokazuje, że masery metanolowe wyznaczają obracające się dyski protogwiazdowe. Badania obejmują astronomię fal milimetrowych wykorzystywaną do spektroskopii cząsteczek międzygwiazdowych w Galaktyce i galaktykach zewnętrznych; rozkład molekularny w Obłokach Magellana mierzony za pomocą SEST. Naukowcy z Onsala odkryli kilka molekuł - cząsteczek wykrytych w odległych galaktykach podczas absorpcji na jeszcze bardziej odległych kwazarach, co prowadzi do chemii wczesnego Wszechświata (z > 1).

Oort, Jan Hendrik (1900-92)

Astronom, urodzony we Franeker w Holandii, został dyrektorem Obserwatorium w Leiden, potwierdził hipotezę BERTILA LINDBLADA o galaktycznej rotacji, analizując ruchy odległych gwiazd, podczas gdy nasze Słońce krąży wokół masy Galaktyki znajdującej się na jego torze. Stałe Oorta są miarami rotacji Galaktyki i na ich podstawie Oort był w stanie obliczyć odległość Słońca od centrum Galaktyki oraz okres jego obiegu. Podczas drugiej wojny światowej Oort zainspirował HENDRIKA VANDEHULSTA do obliczenia 21-centymetrowej radiowej linii widmowej z wodoru i przewodził holenderskiej grupie, która współodkryła i wykorzystała tę linię do mapowania gazu wodorowego w Galaktyce, odkrywając strukturę spiralną i centrum galaktyki. Zasugerował istnienie sfery pierwotnej materii kometarnej otaczającej Układ Słoneczny. Zaproponował, że komety odrywają się od tego obłoku Oorta i wchodzą na orbity wokół Słońca. Oort wykazał, że światło z mgławicy Krab jest spolaryzowane, potwierdzając sugestię IOSIF SHKLOVSKII, że jest to promieniowanie synchrotronowe.

Oosterhoff, P Th (1904-78)

Holenderski astronom, wspólnie z JANOORT administrował Obserwatorium w Leiden. Był odpowiedzialny za południową stację Leiden w RPA. Jego głównym zainteresowaniem były gwiazdy zmienne i systemy fotometryczne. Odkrył dychotomię Oosterhoffa, zgodnie z którą gwiazdy zmienne typu ab RR Lyrae w gromadach kulistych dzielą się na dwie grupy o różnych okresach średnich, związanych z obfitością metali w atmosferach gwiazd w gromadach kulistych.

Oljato

Asteroida Apollo odkryta przez Henry′ego Giclasa w 1947 roku, oznaczona jako (2201) Oljato. Ma około 2 km średnicy i porusza się po orbicie, która zmienia się chaotycznie w wyniku częstych bliskich zbliżeń do Ziemi i Wenus. Jego obecna orbita prowadzi go z orbity Wenus w peryhelium (0,67 AU) do zewnętrznych krańców głównego pasa asteroid w aphelium (3,72 AU); jego średnia odległość od Słońca wynosi 2,18 AU (325 mln km), okres 3,20 lat, nachylenie 3°, ekscentryczność 0,71. Okres rotacji wynosi około 24 godzin. Oljato zaginął po swoim odkryciu i odzyskano go dopiero w 1979 roku. Znajduje się bardzo wysoko na liście potencjalnie niebezpiecznych asteroid, z potencjalnym najbliższym podejściem mniejszym niż 75 000 km. Widmo odbicia nie przypomina widma żadnej innej asteroidy, meteorytu czy komety, które do tej pory uzyskano. Równie dobrze może to być wymarłe jądro komety.

Olympus Mons

Największy wulkan na Marsie i największy w Układzie Słonecznym ma środek 18,4°N, 133,1°?W. Zbiega się to z albedo widocznym z Ziemi, znanym jako Nix Olympica, "Śniegi Olimpu", na cześć góry w Grecji, która w legendzie była domem bogów. Olympus Mons wznosi się na wysokość 27 km powyżej średniego poziomu powierzchni Marsa, aw swoim największym poziomym wymiarze mierzy 624 km. Centralna kaldera ma średnicę około 90 km; stamtąd faliste zbocza odchylają się pod średnim nachyleniem 4? w kierunku peryferyjnego urwiska, którego ściany wznoszą się do 6 km ponad otaczający płaskowyż. Ta ogromna wulkaniczna budowla ma masę sto razy większą od największego wulkanu na Ziemi, hawajskiego MaunaLoa, który ma 120 km długości i wznosi się na nieco ponad 9 km nad dnem Oceanu Spokojnego. Na Ziemi tektonika płyt przenosi wulkan z dala od źródła magmy. Bez takiego ruchu na Marsie wulkany mogłyby rosnąć tak długo, jak długo dostępna była magma.

Oktant

(Octant; skrót Octant, gen. Octantis; powierzchnia 291 st. kw.) Południowy konstelacja okołobiegunowa, która leży między Indusem/Pavo a Chamaeleonem/Mensą i obejmuje południowy biegun niebieski. Został nazwany na cześć kwadrantu odbijającego, wynalezionego przez Johna Hadleya w 1731 r. Przez francuskiego astronoma Nicolasa L de Lacaille (1713-62), który w latach 1751-1762 sporządził mapy nieba południowego. Mała, niepozorna konstelacja, najjaśniejszą gwiazdą w Oktanach jest v Octantis o jasności 3,7mag. Nie ma innych gwiazd jaśniejszych niż czwartej wielkości. σ Octantis, o jasności 5,5 magnitudo, jest najbliższą biegunowi gwiazdą widoczną gołym okiem, znajdującą się w odległości nieco ponad 1?. Do interesujących obiektów należy ? Octantis, bliski układ podwójny z komponentami żółtymi i pomarańczowymi (G8 i K0), jasności 5,6 i 7,3 magnitudo, separacja 3,2″. W Oktanach nie ma jasnych gromad gwiazd, mgławic ani galaktyk

Odierna [Hodierna], Gioanbatista [Giovan lub Giovanni Battista] (1597-1660)

Polimat, urodzony w Ragusa na Sycylii, został księdzem i był wspierany jako kapelan i proboszcz miasta Palma di Montechiaro na Sycylii przez książąt Palmy. Uczynili go nadwornym matematykiem i dali mu mieszkanie na najwyższym piętrze swojego pałacu na obserwacje astronomiczne. Obserwował trzy komety w latach 1618-1919, a później opublikował De Systemate Orbis Cometici (1654). Jego badania nad satelitami Jowisza miały pomóc w określeniu długości geograficznej na morzu poprzez określenie czasu ich zaćmień (Odierna ustalił czas pierwszego takiego zaćmienia w 1652 r.). Jego obserwacje zostały opublikowane w Medicaeorum Ephemeredes (1656). Pisał o Saturnie i astrologii oraz opracował katalog (De Admirandi Coeli Caracteribus 1654) około 40 gwiazd mgławicowych, w tym 19 prawdziwych mgławic znalezionych za pomocą prostego refraktora Galileusza o powiększeniu 20. Wierząc, że wszystkie obiekty mgławicowe były w rzeczywistości gromadami gwiazd, sklasyfikował jego obiekty Luminosae (gwiazdy widoczne gołym okiem), Nebulosae (mgławica widoczna gołym okiem, ale rozdzielona w teleskopie) i Occultae (mgławica nierozdzielona nawet w teleskopie). Jego obserwacje obejmują niezależne ponowne odkrycie mgławicy Andromeda (M31) i co najmniej dziewięć (prawdopodobnie 10) własnych prawdziwych odkryć. Odierna wykonał jeden z najwcześniejszych zachowanych rysunków mgławicy Oriona, M42. Interesował się również zjawiskami naturalnymi w meteorologii, tęczą i widmem, wynalazł mikroskop lub camera obscura, za pomocą którego badał oczy owadów i jadowite gruczoły żmij.

Oenopides z Chios (ok. 500 - ok. 430 p.n.e.)

Grecki filozof przyrody, któremu Eudemus przypisuje identyfikację ekliptyki w obrębie pasma zodiakalnego odkrytego przez egipskich kapłanów (Aetius przypisuje Pitagorasowi) i określił jej nachylenie na 24 stopnie (właściwie 23,5 stopnia).

Ohio State University Radio Observatory (OSURO)

Ohio State University Radio Observatory (OSURO), Columbus, Ohio, powstało w 1951 roku. Jego dyrektor, John Kraus, zaprojektował, zbudował i obsługiwał radioteleskopy, w tym układ 96 helis i "Big Ear", które przestały działać w 1998 roku. obejmują: Ohio Sky Survey, które zmierzyło ponad 19 000 źródeł, czyli ponad połowę wcześniej nie wykryty; Ohio Specials, źródła o niezwykłym widmie radiowym, które doprowadziły do odkrycia dwóch najbardziej odległych obiektów we wszechświecie; nakładki na wydruki Palomar Sky Survey; główne wykazy źródeł radiowych i niegwiazdowych obiektów optycznych; oraz sygnał "Wow!", najsilniejszy wykryty sygnał wąskopasmowy (jego pochodzenie jest nadal nieznane).

Obserwatorium Astrofizyczne Okayama

Okayama Astrophysical Observatory (OAO) jest oddziałem Obserwatorium NARODOWEGO OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNEGO W JAPONII. Jej głównym zapleczem są teleskopy 188 cm i 91 cm, wyposażone w nowo zbudowane instrumenty z kamerami CCD/IR (np. OASIS). OAO przyjmuje prawie 300 astronomów rocznie, zgodnie z programem obserwacji zaplanowanym przez komitet. OAO prowadzi obserwacje różnych obiektów i zjawisk astronomicznych, w tym Słońca, obiektów Układu Słonecznego, gwiazd, galaktyk i kwazarów. Jej archiwa informacji i danych są dostępne za pośrednictwem sieci dla zewnętrznych badaczy i instytutów. OAO przyjmuje rocznie około 30 000 gości publicznych.

Olbers, Heinrich Wilhelm (1758-1840)

Lekarz, astronom, urodzony w Arbergen w Niemczech, pasjonat astronomii. Odkrył kilka komet. W 1800 roku dołączył do zespołu 24 "niebiańskich policjantów", zorganizowanych przez FRANZA VON ZACHA, którzy mieli patrolować część zodiaku w poszukiwaniu zaginionej (według prawa BODE) planety między Marsem a Jowiszem. W Nowy Rok 1801 PIAZZI odkrył Ceres, aw marcu 1802 Olbers odkrył Pallas. Obie planety były małe, co prowadziło do nazwy "mniejszej planety" lub asteroidy, a Olbers zasugerował, aby zachować prawo Bodego, że były fragmentami pełnowymiarowej planety. To z kolei sugerowało, że mogą istnieć inne fragmenty iw 1807 Olbers odkrył Westę. Rozważając bardziej odległe problemy, sformułował paradoks Olbera, zadając pytanie "dlaczego nocne niebo nie jest tak jednolicie jasne jak powierzchnia Słońca?" Jeśli wszechświat ma nieskończenie wiele gwiazd, każda linia wzroku powinna kończyć się na powierzchni gwiazdy, a niebo powinno być jasne jak Słońce. Paradoks Olbersa można prześledzić już od KEPLERA (1610), HALLEYA i DE CHESEAUX. Wyjaśnieniem jest to, że wszechświat się rozszerza, więc odległe gwiazdy przesunęły się ku czerwieni w ciemność, a młode, tak odległe światło jeszcze do nas nie dotarło.

Observatoire des Sciences de l′Univers de Grenoble

Młode gwiazdy i ich otoczenie, ich powstawanie i ewolucja, plazma w aktywnych jądrach galaktycznych, badania i rozwój optyki adaptatywnej oraz interferometrii optycznej to główne obszary działalności Laboratoire d′Astrophysique. Utworzony w 1979 roku na kampusie, później tworząc Obserwatorium z laboratoriami geofizycznymi, zatrudnia na stałe około 50 osób. Jest to wspólny obiekt CNRS i Uniwersytetu Josepha Fouriera

Obserwatorium Royal de Belgique

Obserwatorium to zostało założone w 1826 r. i zainstalowane w obecnym miejscu w 1891 r. Jest podzielone na cztery wydziały, zajmujące się usługami publicznymi i działalnością naukową w: czasie; obrót ziemi; geodezja kosmiczna; sejsmologia; pływy ziemi; grawimetria; astrometria i dynamika obiektów w Układzie Słonecznym i poza nim, astrofizyka obiektów galaktycznych i pozagalaktycznych; gwiezdne atmosfery; oraz fizyka słoneczna (struktura i dynamika atmosfery słonecznej, aktywność słoneczna). Biblioteka zawiera około 120 000 książek. Królewskie Obserwatorium zarządza dużym planetarium, które co roku odwiedza około 30 000 gości. Budżet jest wspierany przez Ministerstwo Polityki Naukowej (60%) oraz specjalne projekty inicjowane przez Królewskie Obserwatorium (40%). Personel składa się z 32 stałych naukowców i 50 techników, którzy współpracują w usługach publicznych i badań naukowych, administracji i konserwacji. Ponadto zatrudnionych jest średnio od 10 do 15 naukowców na kontraktach (doktoranci, stanowiska podoktoranckie′).

Observatorio Astronómico Nacional, Kolumbia

Observatorio Astronómico Nacional (OAN) zostało założone przez José Celestino Mutisa w ramach "Expedicion Botanica" 20 sierpnia 1803 roku. Jego pierwszym astronomem był Francisco Jose de Caldas. Na przełomie wieków Julio Garavito zajmował się mechaniką nieba - krater po drugiej stronie Księżyca nosi jego imię. Obecnie OAN prowadzi studia podyplomowe "Especializacion en Astronomia", a personel zajmuje się mechaniką nieba, astronomią statystyczną, kosmologią, strukturą gwiazd, oprzyrządowaniem, efemerydami narodowymi i obliczeniami równoległymi. OAN znajduje się w Bogocie w Kolumbii (Ameryka Południowa) i obecnie należy do "Universidad Nacional de Colombia" na Wydziale Nauk.

Observatorio Astronómico Nacional, Meksyk (OAN)

Znajduje się w górach Sierra San Pedro Martir w Baja California. Obserwatorium obsługuje trzy teleskopy - 2,1 m, 1,5 m i 0,84 m. Biura i warsztaty obserwatorium znajdują się w Ensenadzie nad Oceanem Spokojnym. OAN jest częścią Instituto de Astronomía Universidad Nacional Autónoma de México.

Observatorio del Roque de Los Muchachos

Observatorio del Roque de los Muchachos, na wysokości 2400 m n.p.m., znajduje się na wyspie La Palma (Wyspy Kanaryjskie) i należy do INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS (IAC). Zawiera jedną z najbogatszych na świecie kolekcji teleskopów, które są obsługiwane przez kilka krajów, z których największym jest Teleskop Williama Herschela (4,2 m). Oprócz kilku teleskopów nocnych Obserwatorium posiada dwa teleskopy słoneczne, automatyczny krąg południkowy oraz szereg detektorów promieniowania kosmicznego. W 2003 r. planowane jest uruchomienie Gran Telescopio Canarias (GTC), teleskopu optyczno-podczerwonego o średnicy 10 m.

Obserwatorium na Teide

Observatorio del Teide, położone na wysokości 2400 m n.p.m. na Teneryfie (Wyspy Kanaryjskie), stanowi część INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS (IAC). Zawiera kilka teleskopów słonecznych (z których największy ma średnicę większą niż 90 cm) obsługiwanych przez różne kraje, a także oprzyrządowanie heliosejsmologiczne, radioteleskopy do badania kosmicznego mikrofalowego tła, różne teleskopy optyczne, teleskop na podczerwień o długości 1,55 m i uziemienie optyczne stacja do komunikacji z satelitami i katalogowania śmieci kosmicznych.

Obserwatorium

Struktura, z której można prowadzić obserwacje astronomiczne. W przypadku naziemnej astronomii optycznej i podczerwonej obserwatorium to obiekt, w którym umieszczony jest teleskop i który umożliwia obserwację wybranego obszaru nieba, zapewniając jednocześnie instrumentowi i obserwatorowi ochronę przed wiatrem i , do pewnego stopnia, obce światło. W kontekście radioastronomii, gdzie w większości przypadków radioteleskopy znajdują się na otwartej przestrzeni, a obserwatorzy w budynkach, termin "obserwatorium" odnosi się do zespołu instrumentów i budynków w miejscu obserwacji. Klasyczny projekt obserwatorium ma otwieraną szczelinę w półkulistej kopule, która obraca się na okrągłej ścianie. W niektórych przypadkach "kopuła" jest cylindryczna (jak tortownica) lub wielokątna. W innych cały budynek obraca się lub, w mniejszych rozmiarach, cały dach zsuwa się na jedną stronę. W celu zminimalizowania skutków zanieczyszczenia światłem, absorpcji światła w atmosferze oraz rozpraszania światła przez pył cząstek zawieszonych w atmosferze i aby osiągnąć jak najbardziej stabilne warunki atmosferyczne, większość głównych nowych i niedawno zbudowanych teleskopów jest umieszczona w obserwatoriach, które są skupione razem w jednym lub drugim z niewielkiej liczby wysoko położonych, odizolowanych, górskich miejsc. Wśród głównych miejsc są Mauna Kea na Hawajach (na wysokości 4200 m, najwyższe na świecie skupisko obserwatoriów), Cerro Tololo, La Silla i Cerro Paranal, wszystkie w chilijskich Andach, La Palma (Wyspy Kanaryjskie) i Kitt Peak , Arizona.

Obsevatoire d′Haute-Provence

Obsevatoire d′Haute-Provence znajduje się w południowo-wschodniej Francji w Saint-Michel-l′Observatoire, na wysokości 650 m. Założona w 1937 roku, pierwotnie była narodowym ośrodkiem obserwacyjnym dla francuskich astronomów. Teraz stał się instytutem astronomicznym francuskiego CNRS o kilku obszarach działalności. Kadra astronomów i doktoranci zajmują się takimi dziedzinami, jak kwazary, rentgenowskie układy podwójne, materia międzygwiazdowa itp. Przyjezdni astronomowie używają teleskopów 1,93 m i 1,52 m oraz ich bardzo dokładnych spektrografów, za pomocą których zostały odkryte pierwsze planety pozasłoneczne odkryta (1995). Mniejsze teleskopy są wykorzystywane do celów edukacyjnych lub do określonych eksperymentów. Całe oprzyrządowanie, w tym kontrolery CCD, zostało zaprojektowane i zbudowane przez obserwatorium. Nawiązywane są partnerstwa z innymi instytutami w zakresie projektowania eksperymentów kosmicznych i budowy oprzyrządowania ogniskowego ESO VLT. Prowadzone są badania i rozwój nowych technologii związanych z dużymi macierzami teleskopów oraz interferometrii. Zakład Geofizyki prowadzi badania atmosfery ziemskiej jako członek "Sieci Detekcji Przemian Stratosferycznych".

Observatoire de Besançon

Obserwatorium, założone w 1878 r. w celu świadczenia astronomicznych odniesień czasowych dla regionalnego przemysłu zegarmistrzowskiego, kontynuuje dziś swoją działalność badawczą i usługową w dziedzinie metrologii czasu i częstotliwości, a także rozwinęło aktywne grupy badawcze w dziedzinie gwiazd i galaktyk ewolucja i fizyka chemiczna ośrodków astrofizycznych. Model symulacji agalaktycznej populacji gwiazd oraz baza danych gwiazd podwójnych i wielokrotnych można przeglądać za pośrednictwem strony internetowej Obserwatorium. Mieszczący się w atrakcyjnym parku i budynkach instrumentarium Obserwatorium obejmuje teleskop południkowy (ogniskowanie 2,37 m, średnica 19 cm) z lat 80. laboratorium częstotliwości wyposażone w trzy cezowe zegary atomowe. Personel składa się z 16 wykładowców uniwersyteckich i innych badaczy, 11 inżynierów i personelu technicznego oraz 6 personelu pomocniczego, a także zmienną liczbę studentów do stopnia doktora. Obserwatorium jest częścią Université de Franche-Comté i jest uznawane przez Centre National de Recherche Scientifique (CNRS/INSU) oraz Bureau National de Metrologie (BNM).

Observatoire de la Côte d′Azur

Ten francuski instytut publiczny został założony w 1988 roku z misją gromadzenia i interpretowania danych astronomicznych. W 1881 roku Raphael Bischoffsheim założył i wyposażył swój najstarszy element, Nice Observatory. Kopuła jego wielkiego refraktora, 76 cm, została zbudowana przez Eiffla. Drugi komponent, CERGA, założony w 1974 roku dla astronomii pozycyjnej, znajduje się w pobliżu Grasse.

Obserwatorium w Lyonie

Observatoire de Lyon jest laboratorium Universit´e Claude Bernard Lyon1, pod nadzorem INSTITUT NATIONAL DES SCIENCES DE L′UNIVERS. Stanowi Centre de Recherche astrophysique de Lyon wraz z grupą astrofizyczną École Normale Supérieure de Lyon. Obsługuje 1-metrowy teleskop Ritchey-Chrétien, który jest obecnie używany głównie przez studentów i ogół społeczeństwa. Wcześniej zainstalowany na szczycie Gornergrat w Szwajcarii, instrument wrócił do Lyonu w 1983 roku w celu przetestowania różnych instrumentów - w tym fotometrów, kamery na podczerwień i spektrografu OASIS - opracowanych w obserwatorium.

Obserwatorium w Marsylii

Obserwatorium w Marsylii zostało założone przez jezuitów w 1702 r. i przejęte przez państwo w 1763 r. Sto lat później zostało przeniesione do obecnego miejsca na płaskowyżu Longchamp w Marsylii w południowej Francji. Obserwatorium, które jest częścią Uniwersytetu w Prowansji, należy do Prowansalskiej Federacji Astronomicznej. Posiada teleskop o średnicy 80 cm, wykonany w 1867 roku przez Léona Foucaulta, który był pierwszym dużym teleskopem z posrebrzanym zwierciadłem, jaki kiedykolwiek zbudowano. Obserwatorium służyło do obserwacji do 1960 r., aw 1993 r. zostało uznane za pomnik historii. Obserwatorium jest finansowane z wielu źródeł, w tym Ministerstwa Szkolnictwa Wyższego i Badań Naukowych, CNRS, Instytutu Gassendi i władz regionalnych. Prowadzi również badania i kontrakty dla przemysłu oraz uczestniczy w międzynarodowych projektach, takich jak TELESKOP KANADA-FRANCJA-HAWAJE i EUROPEJSKIE OBSERWATORIUM POŁUDNIOWE.

Obserwatorium Paryskie

Observatoire de Paris to największa francuska instytucja zajmująca się astronomią. Utworzony w 1667 roku przez Ludwika XIV w celu zdefiniowania "Méridien de Paris", a następnie poświęcony metrologii, mechanice nieba i astrometrii pozycyjnej, rozwinął wiele gałęzi astrofizyki i ma obecnie trzy siedziby: początkowy Obserwatorium Paryskie, Obserwatorium Meudon (południowo-zachodnie przedmieścia Paryża) przyłączone w 1926 r. oraz ośrodek radioastronomii w Nançay (środkowa Francja), przyłączone w 1953 r. Działalność badawcza obejmuje wiele dziedzin, od astronomii teoretycznej po astronomię obserwacyjną, fizykę doświadczalną i chemię, rozwój międzynarodowych obserwatoriów naziemnych i eksperymentów kosmicznych dla misji astronomicznych i planetologicznych. Usługi związane z jej działalnością badawczą są świadczone na rzecz społeczności astronomicznej (metrologia czasu i częstotliwości, monitorowanie Słońca, International Earth Rotation Service itp.). Obserwatorium ma również misję edukacyjną i zapewnia astrofizyczny stopień naukowy i doktorancki, kursy astronomii dla nauczycieli szkół średnich, wizyty i wystawy dla publiczności. Observatoire de Paris jest instytucją rządową. Jego źródłami wsparcia są w większości kontrakty z Ministerstwem Edukacji Narodowej, de la Recherche et de la Technologie (MENRT), Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS), Centre National d′ Etudes Spatiales (CNES), Wspólnotą Europejską lub europejskimi agencjami naukowymi, takimi jak EUROPEJSKIE OBSERWATORIUM POŁUDNIOWE (ESO) lub EUROPEJSKA AGENCJA KOSMICZNA (ESA). Observatoire de Paris składa się z dziesięciu grup badawczych. Jego personel liczy około 800 osób, z czego 640 na stałych etatach (230 naukowców), a 160 to studenci i pracownicy naukowi na kontraktach długoterminowych.

Observatoire de Section de Meudon w Paryżu

Obserwatorium Meudon we Francji powstało w 1876 roku na terenie dawnej posiadłości królewskiej. Zostało zbudowane ze środków publicznych i oddane do dyspozycji astronoma Julesa Janssena, aby mógł rozwijać badania widm słonecznych z dala od miejskich zanieczyszczeń. Do 1893 roku zainstalowano kilka instrumentów: refraktor 83 cm umieszczony pod kopułą nad zamkiem; reflektor 1 m, który został odrestaurowany w 1969 r.; oraz różne spektroheliografy i siderostaty. Późniejsze dodatki obejmowały stół równikowy, 60-centymetrowy teleskop i wieżę słoneczną, która była używana do spektroskopowych badań Słońca. Połączyło się z Obserwatorium Paryskim w 1926 r. Sekcja jest obecnie poświęcona astrofizyce teoretycznej, z wydziałami poświęconymi badaniu gwiazd, ośrodka międzygwiazdowego, galaktyk i kosmologii.

Obserwatorium w Strasburgu

Obserwatorium Astronomiczne w Strasburgu, zlokalizowane w Strasburgu we Francji, jest jednostką badawczą Université Louis Pasteur i CNRS. Prowadzi działalność dydaktyczną i badawczą, usługi Centrum Danych Astronomicznych w Strasburgu (CDS) oraz działania informacyjne, wraz ze swoim planetarium. Założone w 1881 r. Obserwatorium w Strasburgu prowadzi obecnie badania w następujących dziedzinach: populacje gwiazd i ewolucja galaktyk, dynamika galaktyczna, astrofizyka wysokich energii, zarządzanie danymi i informacjami. Zajmuje się rozwojem i eksploatacją misji kosmicznych, takich jak Hipparcos czy XMM. Data Center jest wykorzystywane przez profesjonalnych astronomów na całym świecie do obsługi baz danych i usług związanych z obiektami astronomicznymi poza Układem Słonecznym.

Observatoire des Sciences de l′Univers de Bordeaux

Obserwacje naziemne (koło południkowe, radioteleskop, spektrometr rezonansu magnetycznego, radiometr, spektrofotometr) to jedna z głównych cech Observatoire des Sciences de l′Univers de Bordeaux, laboratoire d′astrodynamique, d′astrophysique et d′aéronomie , który znajduje się w pierwotnym miejscu założenia, w 1878 roku, we Floirac, na przedmieściach Bordeaux. Dedykowane do badań, nauczania i nauki dla ogółu społeczeństwa, Obserwatorium jest prowadzone przez Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS) oraz Ministerstwo Nauczania i Badań. Jest około trzydziestu naukowców i studentów oraz sześć grup badawczych: astrodynamika: (astrometria/Hipparcos, dynamika galaktyczna, dynamika Układu Słonecznego, jądra galaktyk); radioastronomia (ośrodek międzygwiezdny, galaktyki i kwazary, powstawanie gwiazd, misje kosmiczne (First, Rosetta)); radioaeronomia (naziemna radiometria mikrofalowa, radiometria kosmiczna (UARS, Odin), międzynarodowa sieć ozonowa); atmosfery planet (fotochemia planet olbrzymów, atmosfery pierwotne, atmosfera Marsa (sonda Mars-Express) i Saturna (sonda Huygens)); egzobiologia (prebiotyczna atmosfera Ziemi, pozaziemskie molekuły i materia); i egzoplanety.

Oberon

Średniej wielkości satelita Urana, odkryty przez Williama Herschela w 1787 roku. Ma średnicę 1520 km i krąży w odległości 191 000 km. Obrazy Oberona uzyskane przez sondę Voyager 2 nie były wyraźne, ale wystarczyły, aby pokazać powierzchnię z rozległymi kraterami, niektóre kratery otoczone jasnymi wyrzutami lub promieniami, a niektóre z ciemnymi podłogami, prawdopodobnie w wyniku erupcji lodu wodnego zmieszanego z materią organiczną . Największym kraterem jest Hamlet o średnicy 206 km. Na kończynie widoczny był 11-kilometrowy szczyt, prawdopodobnie centralny szczyt basenu uderzeniowego. Przewaga kraterów sugeruje, że jest to starożytna powierzchnia, w dużej mierze niezakłócona działalnością geologiczną, z wyjątkiem 500-kilometrowego wyciszonego uskoku Mommur Chasma. Jedna półkula jest raczej bardziej czerwona niż druga, być może w wyniku nagromadzenia pyłu z dwóch małych zewnętrznych satelitów wstecznych Urana. Podobnie jak większość satelitów Urana, Oberon przechwycił rotację, więc pył zostałby zmieciony przez wiodącą półkulę.

Oberth, Hermann (1894-1989)

Niemiecki wizjoner podróży kosmicznych, urodzony w Sybinie na Węgrzech. Jego książka Die Rakete zu den Planetenräamen (Rakieta w przestrzeń międzyplanetarną) ugruntowała jego reputację w 1923 roku i został prezesem Niemieckiego Towarzystwa Podróży Kosmicznych. Podczas drugiej wojny światowej pracował nad rakietami w Peenemunde i wraz z WERNHEREM VON BRAUNEM udał się do Agencji Rakiet Balistycznych Armii Stanów Zjednoczonych w Huntsville w Alabamie, aby rozwijać rakiety w amerykańskim programie kosmicznym.

Obiektyw

Główna soczewka teleskopu refrakcyjnego, która zbiera światło z odległego obiektu i tworzy obraz obiektu w jego ognisku lub płaszczyźnie ogniskowej. Soczewka obiektywu lub obiektyw jest również znana jako szkło obiektowe (OG), ponieważ w teleskopie jest to soczewka znajdująca się najbliżej obiektu, który jest obrazowany. Najprostszą formą obiektywu jest pojedyncza soczewka dwuwypukła, w której odpowiada krzywizna każdej twarzy do części kuli, której promień nazywa się promieniem krzywizny. Promień światła przechodzący przez środek soczewki prostopadle do jej powierzchni przechodzi przez nie odchylony. Promienie wpadające do innych części soczewki stykają się z jej powierzchnią pod kątem do prostopadłej i ulegają załamaniu (odbiciu), tak aby zbiegały się i tworzyły obraz. Prosta soczewka obiektywowa tego rodzaju ma wiele defektów optycznych lub aberracji, w szczególności aberrację sferyczną (niemożność skupienia promieni wpadających do różnych części soczewki w tym samym ognisku) i aberrację chromatyczną (niemożność skupienia wszystkich długości fal lub kolory do ogniska w tym samym punkcie). Aberracja chromatyczna powstaje, ponieważ różne długości fal światła są załamywane w różnych ilościach, przy czym krótsze długości fal (np. niebieski) są załamywane bardziej niż dłuższe (np. czerwony). W rezultacie światło niebieskie skupia się bliżej soczewki niż światło czerwone, a ogniska różnych kolorów leżą w różnych punktach wzdłuż osi optycznej (linia przechodząca prostopadle przez środek soczewki). Zakres ognisk dla światła o różnych długościach fal nazywany jest podłużną aberracją chromatyczną lub widmem wtórnym. Obie te aberracje są znacznie redukowane przez soczewkę achromatyczną, złożoną soczewkę składającą się z dwóch elementów, z których każdy jest wykonany z innego rodzaju szkła o innych właściwościach optycznych. Połączenie dwóch soczewek nazywa się dubletem achromatycznym. Achromatyczny dublet zwykle składa się z soczewki skupiającej (dwuwypukłej), zwykle wykonanej ze szkła koronowego i soczewki rozpraszającej (zwykle płaskowklęsłej: wklęsłej na przedniej powierzchni i płaskiej z tyłu), zwykle wykonanej ze szkła krzemiennego. Promienie krzywizny są tak dobrane, że dodatnia aberracja sferyczna wprowadzona przez jeden składnik jest w pewnym stopniu niwelowana przez ujemną aberrację sferyczną wywołaną przez drugi. Różne moce dyspersyjne (zdolność do załamywania różnych długości fal przy różnych wartościach) dwóch rodzajów szkła są wykorzystywane do minimalizowania rozrzutu ognisk. Achromatyczny dublet jest zwykle figurowany (kształtowany), aby doprowadzić dwie określone długości fal, na przykład 400 nm (indygo) i 600 nm (pomarańczowy), do tego samego ogniska. Rozrzut w pozycjach ogniskowych dla innych długości fal jest zwykle zmniejszany o współczynnik 10-20 w porównaniu z rozrzutem, który byłby wytwarzany przez pojedynczą soczewkę. Dodanie trzeciej soczewki dodatkowo zmniejsza rozrzut ogniskowych. Trzyelementowa soczewka obiektywu nazywana jest apochromatem. Ponieważ szczątkowa aberracja chromatyczna maleje wraz ze wzrostem ogniskowej, dublety achromatyczne mają zwykle ogniskową, która jest co najmniej dziesięciokrotnością ich apertury (współczynnik ogniskowej f : 10 lub więcej). Obiektywy o dużych ogniskowych mają małe pola widzenia. Tam, gdzie wymagane jest szersze pole widzenia i krótsza ogniskowa, zwykle stosuje się apochromat.

Oblatność

Stopień spłaszczenia spłaszczonej sferoidy, ciała stałego uzyskanego przez obrót elipsy wokół jej mniejszej osi. Kształt Ziemi jest w przybliżeniu spłaszczoną sferoidą, ponieważ średnica równikowa jest nieco większa niż średnica biegunowa. Jowisz i Saturn są znacznie bardziej spłaszczone niż Ziemia. Gdyby hipotetyczna planeta miała promień biegunowy 10 000 km i promień równikowy 20 000 km, spłaszczenie (lub spłaszczenie) wynosiłoby:

20 000 - 10 000 /20 000 = 0,5.

Mierząc stopień spłaszczenia na biegunach planety w porównaniu z prędkością obrotu, można wywnioskować rozkład gęstości wewnątrz planety. Gdyby dwie planety miały taką samą masę i gęstość objętościową, planeta, której większość masy skupiłaby się blisko środka, byłaby bardziej spłaszczona przez obrót. Na przykład od stosunkowo małego spłaszczenie Urana w połączeniu ze stosunkowo szybką rotacją planety, wydaje się, że jej składniki, lód i gaz, są dobrze wymieszane, a skaliste jądro jest małe lub nie istnieje.

Obserwatorium Uniwersytetu Wileńskiego

Obserwatorium Uniwersytetu Wileńskiego, obserwatorium astronomiczne Uniwersytetu Wileńskiego na Litwie, zostało założone w 1753 roku. W 1831 roku, kiedy Uniwersytet Wileński został zamknięty, obserwatorium zostało powierzone Akademii Nauk w Sankt Petersburgu (Rosja) i kontynuowało swoją działalność do 1881 roku. Obserwatorium wznowiło swoją działalność w 1919 roku, kiedy ponownie otwarto Uniwersytet Wileński. Działalność obserwatorium została ponownie przerwana przez okupację hitlerowską (1941-44) i wznowiona po II wojnie światowej. Jego główne instrumenty to 60-centymetrowy reflektor znajdujący się w Obserwatorium Moletai, 80 km na północ od Wilna, oraz 48-centymetrowy reflektor zlokalizowany w punkcie obserwacyjnym Majdanak w Uzbekistanie w Azji Środkowej. Obecny personel składa się z jedenastu astronomów i sześciu techników. Działalność obejmuje budowę aparatury fotometrycznej, badanie właściwości fizycznych gwiazd, materii międzygwiazdowej i struktury galaktycznej.

Obserwatorium Van Vlecka

Obserwatorium Van Vlecka na kampusie Wesleyan University w Middletown w stanie Connecticut zostało zbudowane w latach 1914-16 po rozdzieleniu wydziałów matematyki i astronomii. Został nazwany na pamiątkę Johna Monroe Van Vlecka, profesora nauk przyrodniczych w Wesleyan przez większą część XIX wieku. Podstawowym instrumentem obserwatorium jest wizualny teleskop refrakcyjny o aperturze 0,5 m i ogniskowej 8,41 m. Soczewki koronowe i flintowe zostały wykonane przez firmę CAR Lundin z firmy Alvan Clark Co. i zostały zainstalowane na mocowaniu Warner and Swasey w 1992 roku. Dwie soczewki są oddalone od siebie o około 10 cm, co umożliwia czyszczenie wszystkich powierzchni bez ich naruszania. Ich ustawienie nie zostało więc zmienione, a ta i inne cechy sprawiają, że refraktor jest jednym z najlepszych do badań astronomicznych. Od 1992 roku teleskop jest używany głównie do wyznaczania paralaks trygonometrycznych i ruchów własnych setek pobliskich słabych gwiazd. W ciągu ostatnich kilku dziesięcioleci program astrometryczny Van Vlecka był jednym z liderów w wykorzystaniu paralaks do rozwiązywania problemów w astrofizyce gwiazd. W 1971 r. z majątku Richarda Perkina, założyciela firmy Perkin-Elmer Corp. nabyto teleskop zwierciadlany o średnicy 0,6 cm. Podobnie jak w przypadku refraktora, lokalizacja tego instrumentu na terenie kampusu zachęciła do programu monitorowania z wykorzystaniem fotometrii fotoelektrycznej, a później możliwości obrazowania CCD , właściwości zmiennych T Tauri i innych młodych gwiazd. Wydział astronomii oferuje stopnie licencjackie i magisterskie, a programy badawcze na obu teleskopach zakładają udział studentów na każdym poziomie zaawansowania.

Obserwatorium Watykańskie

Obserwatorium Watykańskie jest jednym z najstarszych instytutów astronomicznych na świecie. Zaczęło się od reformy kalendarza w 1582 roku. W Kolegium Rzymskim ksiądz Angelo Secchi najpierw sklasyfikował gwiazdy według ich widm. Z tymi bogatymi tradycjami Leon XIII w 1891 roku formalnie założył Obserwatorium Watykańskie na zboczu wzgórza za kopułą Bazyliki św. Piotra. W 1935 roku Pius XI zapewnił nową lokalizację Obserwatorium w Papieskiej Letniej Rezydencji w Castel Gandolfo. W 1981 roku Obserwatorium założyło drugie centrum badawcze w Tucson w Arizonie. W 1993 roku Obserwatorium we współpracy z STEWARD OBSERVATORY zakończyło budowę Watykańskiego Teleskopu Zaawansowanych Technologii (VATT), który zapoczątkował nową technologię tworzenia dużych, lekkich, stabilnych zwierciadeł w obrotowym piecu. Badania obejmują modele kosmologiczne, klasyfikację widmową osobliwych gwiazd, fotometryczne badania metaliczności, gwiazdy podwójne z wymianą masy, materię w gwiazdotwórczych ciemnych obłokach, otoczki pyłowe wokół młodych gwiazd, dynamikę planet. Obserwatorium jest wspierane z rocznego budżetu Stolicy Apostolskiej oraz z datków na rzecz Watykańskiej Fundacji Obserwatorium, zwolnionej z podatku korporacji w stanie Arizona.

Obserwatorium Valongo

Obserwatorium Valongo, część Federalnego Uniwersytetu Rio de Janeiro (UFRJ), zlokalizowane w centrum Rio de Janeiro w Brazylii, zostało założone w 1881 roku. Jego główną działalnością są badania naukowe w dziedzinie astronomii, prowadzone przez dwunastu pracowników astronomów . Profesorowie/badacze prowadzą programy współpracy naukowej z innymi instytucjami na poziomie krajowym i międzynarodowym. Główne obszary badawcze to: astronomia podstawowa, astrofizyka gwiazd, ośrodek międzygwiazdowy, astronomia pozagalaktyczna oraz astrofizyka laboratoryjna. Finansowanie pochodzi głównie z brazylijskich agencji rządowych. Obserwatorium Valongo oferuje studia licencjackie z astronomii, w których uczestniczy około 90 studentów. Jego instrumenty astronomiczne obejmują oryginalny teleskop refrakcyjny Thomas Cook & Sons z przełomu wieków o średnicy 30 cm i reflektor Zeissa o średnicy 15 cm, do nauczania na poziomie licencjackim. W ramach zajęć pozalekcyjnych oferowany jest program wizytacyjny dla ogółu społeczeństwa, obsługujący również szkoły średnie, obejmujący obserwacje teleskopowe i konferencje odbywające się dwa razy w miesiącu.

Obserwatorium Fuertes

Znajduje się na północnym kampusie Cornell University w Ithaca w stanie Nowy Jork i zawiera 30-centymetrowy refraktor. Na początku XX wieku obserwatorium służyło do określania czasu poprzez odnotowywanie, kiedy niektóre gwiazdy przelatywały nad głowami. Dziś jest używany głównie jako obiekt dydaktyczny do zajęć wprowadzających z astronomii. Jest również używany przez Klub Astronomiczny Cornell.

Obserwatorium Radioastronomiczne Five College

Five College Radio Astronomy Observatory (FCRAO) jest organizacją badawczą działającą na Uniwersytecie Massachusetts, której celem jest prowadzenie badań astronomicznych, opracowywanie najnowocześniejszej aparatury mikrofalowej oraz szkolenie studentów i doktorantów przy wsparciu National Science Foundation i Commonwealth of Massachusetts. FCRAO obsługuje 14-metrowy teleskop znajdujący się w New Salem w stanie Massachusetts do obserwacji w paśmie długości fali 3 mm. Najnowsze osiągnięcia w dziedzinie oprzyrządowania obejmują opracowanie wielkoformatowych odbiorników z matrycą płaszczyzny ogniskowej. Studenci, naukowcy i obserwatorzy FCRAO wykorzystali możliwości systemu do przeprowadzenia unikalnych, szerokokątnych badań obrazowych molekularnego ośrodka międzygwiazdowego w Drodze Mlecznej, szczegółowych badań obszarów formowania się gwiazd i zawartości gazu molekularnego w zewnętrznych galaktykach. FCRAO jest partnerem Instituto Nacional de Astrofisica, Optica y Electronica (INAOE) w Meksyku przy budowie Wielkiego Teleskopu Milimetrowego, 50-metrowej anteny na Cerro La Negra. Instrument ten będzie w stanie wydajnie pracować w zakresie od 85 do 345 GHz, aby badać wczesną epokę formowania się galaktyk, strukturę pobliskich galaktyk oraz procesy fizyczne i chemiczne w molekularnym ośrodku międzygwiazdowym.

Obserwatorium Jodrell Bank

Obserwatorium Jodrell Bank jest częścią Uniwersytetu w Manchesterze i zostało założone przez Bernarda Lovella w grudniu 1945 roku. Jego główny instrument, 76-metrowy radioteleskop MK1, został ukończony w 1957 roku. W 1971 roku przeszedł gruntowną modernizację i obecnie jest znany jako Teleskop Lovella. We wczesnych latach był pionierem techniki interferometrii z długimi liniami bazowymi, która doprowadziła do odkrycia kwazarów. Obecnie głównym zastosowaniem jest badanie pulsarów. W 1964 roku ukończono drugi teleskop 26 × 32 m, MK2. Otrzymał nową powierzchnię w 1987 roku, jest obecnie używany jako jeden z elementów KRAJOWEGO OBIEKTU MERLIN VLBI. Obserwacje przeprowadzone przez teleskopy Lovell i MK2 doprowadziły do odkrycia pierwszej soczewki grawitacyjnej, podwójnego kwazara, a ich badania nadal stanowią główną część wysiłków badawczych obserwatorium. Obsługuje również szereg teleskopów, w tym Very Small Array na Teide na Teneryfie, do badania fluktuacji kosmicznego mikrofalowego tła i buduje odbiorniki dla statku kosmicznego Planck Surveyor, aby rozszerzyć te prace w przyszłości.

Obserwatorium Konkoly

Obserwatorium Konkoly w Budapeszcie wyposażone jest w 1-metrowy teleskop Ritchey-Chr´etien-Coud´e, prowadzący obserwacyjne badania astronomiczne, głównie związane z fizyką gwiazd zmiennych, strukturą galaktyczną, aktywnością słoneczną i górną atmosferą Ziemi. Zadania te implikują działanie uznanej na arenie międzynarodowej sieci obserwacyjnej opracowanej w ciągu ostatnich trzech dekad. Bardzo ważnym zadaniem - być może najważniejszym - jest rozbudowa krajowego systemu informacji astronomicznej, w tym biblioteki obserwatorium. Główne obszary pracy to badania dotyczące zachowania się gwiazd zmiennych: badanie okresowości wielokrotnej i zmian okresowych zmiennych pulsujących, a także badania aktywności gwiazd w różnych skalach czasowych. Badania związane z budową galaktyczną i fizyką materii międzygwiazdowej ze szczególnym uwzględnieniem procesów gwiazdotwórczych. Badania górnych warstw atmosfery Ziemi i Marsa za pomocą sprzętu kosmicznego. Badania aktywności słonecznej, badanie problematyki plam i protuberancji.

Obserwatorium Słoneczne Kanzelhöhe

Obserwatorium Słoneczne Kanzelhöhe zostało założone podczas II wojny światowej i należy do Instytutu Astronomii Uniwersytetu w Grazu. Stanowisko to znajduje się na wysokości 1400 m n.p.m. w pobliżu Villach w Austrii i bardzo dobrze nadaje się do długoterminowych badań Słońca. Dlatego zostało wybrane jako jedyne w Europie Środkowej naziemne obserwatorium wspierające misje satelitarne (SOHO). Dzięki nowo zainstalowanemu filtrowi magnetooptycznemu można uzyskać wysokie kadencje czasowe magnetogramów słonecznych. Liczba plam słonecznych i patrole rozbłysków są przekazywane społeczności naukowej.

Obserwatorium Yerkes

Obserwatorium Yerkes leży na wysokości 334 m n.p.m. w Williams Bay w stanie Wisconsin. Jest to oddział badawczy Wydziału Astronomii i Astrofizyki Uniwersytetu w Chicago. Obserwatorium zostało ukończone w 1897 roku. Zostało sfinansowane przez Charlesa Tysona Yerkesa, potentata transportowego z Chicago, ale inspiracją do jego budowy był George Ellery Hale. Wizytówką obserwatorium był 1-metrowy refraktor, największy teleskop świata w 1897 roku i nadal największy teleskop refrakcyjny, jaki kiedykolwiek zbudowano. Do połowy lat 60. Yerkes Observatory mieściło wszystkie działania wydziału uniwersyteckiego (w tym kierowanie operacjami MCDONALD OBSERVATORY w Teksasie w latach 1932-62). Obecnie teren o powierzchni 77 akrów zapewnia przestrzeń laboratoryjną i dostęp do teleskopów do badań i nauczania. Znaczna część zasobów bibliotecznych uniwersytetu w dziedzinie astronomii znajduje się w Yerkes. Główne teleskopy to 1-metrowy refraktor, 1-metrowy reflektor Ritchey-Chr´etien, który jest używany do badań optyki adaptatywnej, reflektor 0,6 m i 18-centymetrowy aparat Schmidta do fotografii szerokokątnej. Ostatnie badania w Yerkes obejmują pomiary prędkości i odległości najdalszych gromad gwiazd w Drodze Mlecznej w celu lepszego określenia masy naszej Galaktyki; spektroskopowe pomiary obfitości litu; widma dysku pyłowego wokół Beta Pictoris; oraz badania właściwości odległych galaktyk. Astronomowie Yerkes opracowują obecnie kamerę dla pokładowego Obserwatorium Stratosferycznego Astronomii Podczerwonej (SOFIA).

oś (l.mn: osie)

Linia odniesienia w przestrzeni lub poprowadzona przez ciało. Zwykle jest to linia, wokół której ciało ma pewien stopień symetrii, na przykład linia przechodząca przez środek kuli lub przebiegająca centralnie przez długość walca. W przypadku elipsy główną osią jest linia przechodząca przez środek i przecinająca największą średnicę figury. Oś obrotu jest rzeczywistą lub urojoną przechodzącą linią przez ciało, wokół którego to ciało się obraca. Okres osiowy to okres czasu potrzebny ciału na wykonanie jednego obrotu wokół własnej osi. Okres ten jest zwykle określany jako rotacja względem gwiazd, innymi słowy, gwiezdny okres rotacji. Tak więc okres osiowy Ziemi wynosi 23 h 56 m, chociaż średnia doba słoneczna składa się z 24 godzin.

Obserwatorium Armagh

Obserwatorium Armagh to nowoczesny astronomiczny instytut badawczy o bogatym dziedzictwie. Założona w 1790 roku przez arcybiskupa Richarda Robinsona, jej misją jest pogłębianie wiedzy i zrozumienia astronomii i nauk pokrewnych. Około 20 astronomów prowadzi multidyscyplinarne badania nad problemami dotyczącymi Słońca i innych gwiazd, formowania się gwiazd, komet i asteroid, pozasłonecznych układów planetarnych oraz związków Układ Słoneczny-Ziemia. Obserwatorium jest wspierane przez Departament Edukacji Irlandii Północnej oraz brytyjską Radę ds. Fizyki Cząstek i Astronomii. Znajduje się blisko centrum miasta Armagh w Irlandii Północnej, na terenie obejmującym Planetarium Armagh i Armagh Astropark.

Obserwatorium Arecibo

Obserwatorium Arecibo, położone na wapiennych wzgórzach północno-zachodniego Puerto Rico, jest obsługiwane przez Narodowe Centrum Astronomii i Jonosfery, zarządzane przez Uniwersytet Cornella dla Narodowej Fundacji Nauki. Zaprojektowany przez Williama E. Gordona, profesora elektrotechniki na Uniwersytecie Cornell, teleskop radioradarowy został ukończony w 1963 roku. Z anteną o średnicy 305 m (1000 stóp), która została wbudowana w zbocze wzgórza, Arecibo ma największy obszar zbierania (8 hektarów lub 18 akrów) dowolnej anteny radiowej na świecie. System Arecibo działa na częstotliwościach od 50 MHz do 10 GHz (długości fal od 6 do 3 cm). Za pomocą bardzo czułych odbiorników, schłodzonych do około 20 K, jest w stanie badać bardzo słabo emitujące promieniowanie obiekty. Odbłyśnik sferyczny Arecibo wymaga 29-metrowej linii zasilającej, aby zebrać częściowo skupione promieniowanie. W 1997 roku zainstalowano gregoriański system zasilania, który wykorzystuje dwa lustra do skupiania fal radiowych w określonym punkcie. W tym samym czasie zainstalowano ekran naziemny i nowy, potężny nadajnik radarowy. Za pomocą teleskopu dokonano wielu ważnych odkryć. Obejmują one pierwsze odkrycie planet wokół pulsara (B1257+12); pierwsze odkrycie pulsara w układzie podwójnym; i odkrycie pulsarów milisekundowych. W latach 80. był używany do mapowania rozmieszczenia galaktyk we wszechświecie. Odkąd w 1974 roku zainstalowano pierwszy nadajnik radarowy, Arecibo jest wykorzystywane do eksploracji Układu Słonecznego, w tym do szczegółowego mapowania powierzchni Księżyca, Wenus i kilku planetoid bliskich Ziemi. W latach sześćdziesiątych XX wieku umożliwiła astronomom określenie okresu rotacji Merkurego, a ostatnio została wykorzystana do poszukiwania lodu w kraterach polarnych zarówno na Merkurym, jak i na Księżycu. Radar Arecibo jest również najczulszym na świecie instrumentem do wykrywania meteorów. Podczas poświęcenia dużej modernizacji teleskopu 16 listopada 1974 r. Arecibo wysłał pierwszą wiadomość radiową do istot pozaziemskich. Transmisja zawierała reprezentacje podstawowych chemikaliów życia, wzór na DNA, prymitywny schemat naszego Układu Słonecznego oraz proste zdjęcia człowieka i teleskopu Arecibo. Teleskop jest nadal używany do badań SETI. Jeden projekt, znany jako Phoenix, ma na celu wycelowanie teleskopu w określone gwiazdy. Inny, zwany Serendip, zbiera dane na pewnych prawdopodobnych częstotliwościach podczas wszystkich innych operacji teleskopu i przekazuje je tysiącom ochotników do przetwarzania na komputerach osobistych.

Obserwatorium Astrofizyczne Arcetri

Arcetri Astrophysical Observatory, rządowy instytut badawczy założony w 1972 roku, znajduje się w pobliżu willi, w której Galileusz spędził ostatnie 11 lat swojego życia. Pod kierownictwem Giorgio Abettiego (1921-53) stał się punktem rozwoju włoskiej astrofizyki z naciskiem na fizykę Słońca; tradycję kontynuował jego następca Guglielmo Righini (1953-78). Od 1978 roku działalność obejmowała również: ośrodek międzygwiazdowy i powstawanie gwiazd, pozagalaktycznej i wysokoenergetycznej astrofizyki, technik astrofizycznych i dużych teleskopów. Obserwatorium współpracuje z Narodową Radą ds. Badań Naukowych przy obsłudze 0,5-metrowego Teleskopu Podczerwonego na Gornergrat (Alpy Szwajcarskie) i jest włoskim punktem kontaktowym we współpracy między instytucjami w Niemczech, Włoszech i Stanach Zjednoczonych przy budowie teleskopu 2 × Lornetka 8,4 m na Mount Graham (Arizona). Personel Arcetri obejmuje około 45 etatowych astronomów i wielu naukowców wizytujących.

Obserwatorium Apache Point

Główne projekty w Apache Point Observatory w Sunspot w Nowym Meksyku w USA to 3,5-metrowy teleskop, Sloan Digital Sky Survey i 1-metrowy teleskop New Mexico State University. 3,5-metrowa konstrukcja teleskopu zawiera wiele innowacji: kompaktową i lekką konstrukcję, kontrolę termiczną, wiele instrumentów i zdalne obserwacje. SLOAN DIGITAL SKY SURVEY generuje trójwymiarową mapę dużego obszaru północnego nieba przy użyciu szeregu czułych instrumentów połączonych z 2,5-metrowym teleskopem. Obserwatorium jest własnością Astrophysical Research Consortium, w skład którego wchodzą: University of Chicago, Institute for Advanced Study, Johns Hopkins University, New Mexico State University, Princeton University, University of Washington i Washington State University. Sloan Digital Sky Survey to wspólny projekt Uniwersytetu w Chicago, Fermilab, Institute for Advanced Study, Japan Participation Group, Johns Hopkins University, Max Planck Institute for Astronomy, Princeton University, United States Naval Observatory i Uniwersytet Waszyngtoński.

Obserwatorium Anglo-Australijskie

Obserwatorium Anglo-Australijskie (AAO) obsługuje dwa teleskopy optyczne w Siding Spring Mountain, 3,9-metrowy teleskop anglo-australijski i (1,2 m) 47 w brytyjskim Teleskopie Schmidta. Teleskopy te znajdują się obok spektakularnego Parku Narodowego Warrumbungle na obrzeżach Coonabarabran w Nowej Południowej Walii, 450 km na północny zachód od Sydney. Anglo-Australian Telescope (AAT) powstał po złożeniu oświadczeń rządom Australii i Wielkiej Brytanii w połowie lat sześćdziesiątych. Porozumienie zostało zapewnione w akcie australijskiego parlamentu, The Anglo-Australian Telescope Agreement Act, 1970. Każdy rząd wnosi równy wkład w zamian za równe korzystanie z teleskopów. AAT został zainaugurowany w 1974 roku. Brytyjski Teleskop Schmidta (UKST) jest teleskopem przeglądowym specjalnego przeznaczenia. Jego początkowym zadaniem był pierwszy szczegółowy przegląd fotograficzny nieba południowego w niebieskim świetle. Od tego czasu podjęto inne duże projekty, a kolejne są w toku. UKST niedawno rozpoczął badanie anH? południowej Drogi Mlecznej i Obłoków Magellana. AAO wydaje co roku 15% swojego budżetu na nowe instrumenty oraz powiązane oprogramowanie i detektory. W ciągu ostatniej dekady AAO było pionierem w wykorzystaniu światłowodów w astronomii. Niedawno ukończony 2dF wykorzystuje światłowody, aby umożliwić jednoczesną analizę 400 obiektów. 2dF jest używany w bardzo ambitnym projekcie mapowania bardzo dużej objętości wszechświata. Badanie przesunięcia ku czerwieni 2dF ma na celu zmierzenie przesunięć ku czerwieni 250 000 galaktyk w ciągu dwóch lat. Równolegle prowadzone jest podobne badanie przesunięcia ku czerwieni 30 000 kwazarów. AAO niedawno rozpoczęło budowę światłowodu pozycjonera podobnego do 2dF dla Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) Europejskiego Obserwatorium Południowego. David Malin, astronom z AAO, opracował techniki wykonywania kolorowych fotografii astronomicznych z płyt wykonanych w trzech różnych kolorach. Te piękne obrazy zyskały uznanie jako jedne z najlepszych na świecie.

Osobliwości

Osobliwością jest każdy punkt, w którym złożona funkcja staje się niezdefiniowana. Złożone osobliwości mogą być usuwalne, jeśli są usuwane przez kontynuację analityczną, bieguny, jeśli zachowują się jak 1/(z-z0)n, z n > 0, istotne, jeśli zdefiniowany poniżej szereg Laurenta ma nieskończenie wiele wyrazów o potęgach ujemnych lub punktów rozgałęzień, jeśli funkcja jest wielowartościowa. Jeśli w pobliżu bieguna ?( z ) jest określone przez szereg potęgowy zawierający potęgi ujemne z :


.
To rozwinięcie Laurenta służy do wyrażania złożonych funkcji, które nie są analityczne i nie mogą być reprezentowane przez tradycyjne rozwinięcia Taylora. Powiązaną reprezentacją jest rozwinięcie Newtona-Puiseux , uogólniony szereg potęg, który może zawierać ułamkowe potęgi z . Służy to do utworzenia nowego obiektu, znanego jako powierzchnia Riemanna, na którym funkcja ma jedną wartość.

Obliczanie pochodnych

Pochodna funkcji f(x) = xn jest wyrażona wzorem:

f′(x) = nxn-1


gdzie n oznacza potęgę, do której podniesiono pierwotną wartość x. Więc pochodna z x2 to 2x, a pochodna z x5 to 5x4. Inne typowe przykłady podano obok. Jeśli sama funkcja f′(x) jest różniczkowalna, możemy powtórzyć proces i znaleźć drugą pochodną ?:

f″(x) = n(n-1)xn-2

Kontynuując w ten sposób, można obliczyć coraz wyższe pochodne. N-ta pochodna funkcji f(x) jest oznaczona jako f(x) .

Obserwatorium Allegheny

W Alleghany Observatory, University of Pittsburgh, refraktor światła czerwonego Thaw 0,76mf/18 i wielokanałowy fotometr astrometryczny są głównym źródłem dokładnych paralaks, mas gwiazd i astrometycznych poszukiwań dodatkowych planet słonecznych. Założone w 1869 roku Obserwatorium wprowadziło standardową usługę czasu, często nazywaną czasem kolejowym. Do poprzednich reżyserów należą Samuel Pierpont Langley, który rozpoczął eksperymenty ze skrzydłem i tutaj wynalazł bolometr; James Keeler, który pokazał, że pierścienie Saturna składają się z cząstek; John Brashear, znany ze swojej wyjątkowej optyki astronomicznej; i Frank Schlesinger, ojciec astrometrii fotograficznej.

Obserwatorium Radiowe Algonquin

Kanadyjskie obserwatorium radioastronomiczne w Ontario. Głównym instrumentem jest w pełni sterowalna czasza o długości 46 m (150 stóp), która rozpoczęła pracę w maju 1966 r. Teleskop był obsługiwany przez National Research Council of Canada do 1989 r. Obecnie jest wspierany wspólnie przez Laboratorium Geodynamiki Kosmicznej Centrum Badań w Earth and Space Technology na York University w Toronto oraz Wydział Geodezji Rządu Federalnego w Ottawie. Obecnie jest używany głównie w międzynarodowych programach VLBI do utrzymywania Międzynarodowej Niebiańskiej Ramki Odniesienia. Mierząc dokładne położenie około 100 kwazarów na niebie, geofizycy są w stanie badać ruchy tektoniczne na Ziemi i mierzyć zmienne, takie jak tempo precesji, nutacji i rotacji planety. Nadal jest czasami używany do badań astrofizycznych. Najnowsze przykłady obejmują obrazowanie pozostałości po supernowych i precyzyjne określanie rotacji pulsarów.

Optyka adaptacyjna

System, który umożliwia ciągłą modyfikację powierzchni optycznych zwierciadeł teleskopu w celu kompensacji zniekształceń przychodzących fal świetlnych, gdy przechodzą one przez ziemską atmosferę. Fale świetlne z odległego źródła, takiego jak gwiazda, docierają na szczyt atmosfery w postaci prostych równoległych frontów falowych (raczej jak fale przemieszczające się po powierzchni oceanu), ale następnie są zniekształcane przez atmosferę i docierają w postaci "pofałdowanych" frontów falowych do zwierciadło główne teleskopu. Ponieważ wszystkie części takiego czoła fali nie mogą być zogniskowane w tym samym punkcie, jakość obrazu ulega pogorszeniu, co znacznie ogranicza rozdzielczości, które można osiągnąć za pomocą dużych teleskopów naziemnych. Technika optyki adaptacyjnej wykrywa i przeciwdziała zniekształceniom czoła fali. Zniekształcenia czoła fali są wykrywane poprzez obserwację odpowiedniej jasnej gwiazdy, jeśli taka akurat znajduje się w polu widzenia teleskopu, lub poprzez obserwację sztucznej "gwiazdy" generowanej przez skierowanie silnej wiązki lasera sodowego w górne warstwy atmosfery. Wiązka laserowa stymuluje emisję światła przez atomy sodu w warstwie znajdującej się na wysokości około 100 km, generując w ten sposób gwiazdopodobny punkt świetlny, który można wygodnie umieścić blisko obiektu badanego przez teleskop. Ponieważ światło z tej sztucznej "gwiazdy" wędruje do teleskopu (prawie) tą samą drogą, co światło z obiektu zainteresowania, podlega takim samym zniekształceniom czoła fali. Czujnik czoła fali mierzy zniekształcenia, a komputer sterujący w czasie rzeczywistym instruuje zestaw siłowników umieszczonych za cienkim, elastycznym lustrem, aby zmieniły kształt lustra, a tym samym wyeliminowały zniekształcenia czoła fali. Ponieważ zniekształcenia powodowane przez atmosferę nieustannie się zmieniają, system musi je wykrywać i reagować na nie tak szybko, jak to możliwe - dziesiątki, a nawet setki razy na sekundę. W zasadzie systemy optyki adaptatywnej powinny umożliwiać teleskopom osiąganie rozdzielczości zbliżonych do ich teoretycznych granic. System tego rodzaju działa na 3,6-metrowym Teleskopie Nowej Technologii Europejskiego Obserwatorium Południowego od 1992 roku. Oczekuje się, że systemy optyki adaptacyjnej na Bardzo Dużym Teleskopie (sieć czterech 8,2-metrowych teleskopów) umożliwią temu instrumentowi osiągnięcie teoretycznych ( ograniczona dyfrakcją) rozdzielczość w zakresie fal bliskiej podczerwieni.

Okręgi

Okrąg definiuje się jako zbiór punktów, które leżą w równej odległości, o promieniu r, od centralnego punktu P i jest jednym z pierwotnych elementów przyjętych za pewnik w aksjomatach Euklidesa. Zamknięta krzywa przechodząca przez wszystkie zewnętrzne punkty jest obwodem koła, a długość obwodu C jest powiązana z promieniem r równaniem C = 2πr, natomiast pole A koła określa inne równanie, A = πr2. W ten sposób koło nieuchronnie prowadzi do jednej z dwóch wielkich stałych matematyki, π . Okrąg definiuje również inne krzywe, linie i obszary. Łuk to ograniczona część obwodu, podczas gdy sektor to obszar okręgu ograniczony dwoma promieniami i łukiem. Cięciwa to prosta linia biegnąca przez okrąg pomiędzy dwoma punktami na jego obwodzie, a odcinek to obszar wewnątrz okręgu ograniczony przez obwód i cięciwę. Sieczna to wydłużona cięciwa - linia prosta przecinająca okrąg w dwóch punktach - podczas gdy styczna to linia prosta, która dotyka okręgu w jednym punkcie.

Ostatnie odkrycia

•  Odkrycia dokonał młody architekt Kamal el-Mallakh w latach pięćdziesiątych, podczas wykonywania prac nad piramidą Chufu. Odkrył poszycie wielkiego statku. Został rozebrany i umieszczony tam ponad 4000 lat temu w 13 warstwach i 1224 częściach.
•  Odbudowa statku zajęła Egipskiej Organizacji Starożytności 16 lat. Ma 43 m długości i prawie 6 m szerokości.
•  Sprzęt optyczny wyprodukował w 1985 roku dowody sugerujące, że istnieje drugi statek, doskonale zachowany, zakopany obok piramidy Cheopsa.
•  Badanie stabilności kolumn podtrzymujących dziedziniec Amenophisa III w świątyni w Luksorze doprowadziło do odkrycia w 1989 roku.
•  Po zachodniej stronie znaleziono dwadzieścia posągów, w większości pochodzących z czasów Amenophisa III. Te posągi otrzymały nazwę "Posągi Luksoru".
•  Kolejnego odkrycia dokonano w 1989 roku w Achmimie. Znaleziono 8-metrowy posąg księżniczki Meritamun, córki Ramzesa II i Nefertari.
•  Michel Redde, dyrektor Institut Francais d′Archeologie Orientale w Kairze, odnalazł w oazie Dush w marcu 1989 r. skarb, który niegdyś należał do arcykapłana boga Serapisa.
•  W 1991 roku archeolodzy w Gizie odkryli wioskę, w której mieli mieszkać robotnicy budujący Wielką Piramidę.
•  Misja szwajcarsko-francuska w kwietniu 2002 r. odkryła piramidę w miejscu Abu Rowash datowaną na panowanie Dżedefre.


Odkrycie Cartera

•  Jedno z najbardziej dramatycznych odkryć archeologicznych wszech czasów miało miejsce w listopadzie 1922 roku, kiedy to angielski archeolog Howard Carter odkrył praktycznie nietknięty grobowiec faraona Tutanchamona.
•  Carter urodził się w Anglii w 1874 roku i pracował jako asystent archeologa Williama Flindersa Petriego. W 1899 r. otrzymał stanowisko inspektora generalnego zabytków w Górnym Egipcie z siedzibą w Luksorze.
•  W 1905 r. Carter zrezygnował ze stanowiska. W 1907 poznał angielskiego arystokratę Lorda Carnarvona, który pasjonował się archeologią. Carnarvon przekonał Cartera do pracy dla niego, a Carter przeprowadził szereg wykopalisk w imieniu swojego pracodawcy.
•  Carter i Carnarvon otrzymali licencję od egipskiej Służby Starożytności na kopanie w Dolinie Królów w 1914 roku. Carter był pewien, że grób młodego faraona imieniem Tutanchamona wciąż jest pochowany gdzieś w dolinie.
•  Carter oparł swoje dowody na szeregu poszlak archeologicznych. Imię Tutanchamona zostało zapisane na steli (wyrzeźbionym kamiennym filarze) w świątyni w Karnaku, a także zostało znalezione na artefaktach znalezionych w Dolinie Królów przez amerykańskiego archeologa Teodora Davisa.
•  I wojna światowa opóźniła prace na stronie do 1917 roku. Postępy były powolne, a do 1921 znaleziono bardzo niewiele. Lord Carnarvon zaczął się niepokoić kwotą, jaką kosztował projekt.
•  Carterowi dano jeszcze rok na kopanie, począwszy od jesieni 1922 r. 4 listopada robotnicy znaleźli kamienny stopień. Okazało się, że była to pierwszy z podziemnych schodów.
•  Na terenie rozpoczęły się prace wykopaliskowe. Klatka schodowa została oczyszczona, odsłaniając drzwi, a następnie drugie, wewnętrzne drzwi, na których widniało imię faraona - Tutanchamona.
•  26 listopada Carter i jego zespół przebili dziurę w drugich drzwiach. Wewnątrz grobowiec był nienaruszony i pełen był jednych z najbardziej spektakularnych skarbów starożytnego Egiptu.
•  Opróżnianie grobowca zajęło prawie dekadę. Powoli skatalogowano i usunięto około 3500 przedmiotów, w tym fantastyczną trumnę i mumię faraona


Ogrody zoologiczne, parki i ogrody egzotyczne

•  Trzymanie zwierząt dla przyjemności było powszechne w starożytnym Egipcie. Ogrody zoologiczne były popularne, a wiele z nich trzymało niebezpieczne dzikie zwierzęta.
•  Egzotyczne zwierzęta, takie jak słonie, niedźwiedzie, żyrafy i strusie, zwykle wjeżdżały do Egiptu w oficjalnych wyprawach handlowych lub jako danina (podatek), którą Nubia i inne części imperium musiały płacić Egiptowi.
•  Najstarszy znany niedźwiedź polarny w niewoli był własnością Ptolemeusza II w jego prywatnym zoo w Aleksandrii.
•  Królowa Hatszepsut bardzo interesowała się dzikimi bestiami. Utrzymywała pewną liczbę pawianów, które otrzymała, gdy przywieziono jej sadzonki mirry z Rogu Afryki.
•  Faraon Echnaton trzymał dzikie zwierzęta i ptasią wolierę w swoim północnym pałacu w mieście Achetaton.
•  Zwierzęta były czasami bardzo źle traktowane. Historia "Lew w poszukiwaniu człowieka" opisuje przerażającą praktykę poddaną niedźwiedziowi, któremu usunięto pazury i zęby.
•  Dzikie zwierzęta zebrane przez faraona Tutmozisa III można zobaczyć na rycinie ogrodu botanicznego w świątyni festiwalowej w Karnaku. Przedstawia jelenie, ptaki, bydło i szereg innych zwierząt, które zostały przywiezione z krajów takich jak Syria.
•  Ramzes III bardzo interesował się ogrodami. Nakazał zasadzić w pobliżu domu jego ojca wielki park z winoroślą i drzewami oliwnymi, 'aby ludzie mogli siedzieć w cieniu'.
•  Od czasu do czasu zdewastowano parki publiczne. Pisarz Petosiris (300 p.n.e.) zanotował: "To miejsce nieszczęśnicy je podeptali. Każdy przez to przechodził. Zjadali owoce jego drzew, nosili trzciny do domów wszystkich i najróżniejszych".


Ocena po zakupie

Ostatnia część procesu zakupu. Rozpoczyna się w momencie, gdy go posiadasz, czymkolwiek jest "to". Na nasze poczucie satysfakcji/niezadowolenia składają się dwa czynniki: percepcja - jak "czujemy" siebie w wyniku zakupu - oraz dowody empiryczne - działanie produktu.

Operacje

Jedna z czterech podstawowych części każdej firmy (wraz z finansami, marketingiem i zasobami ludzkimi), która wytwarza produkty sprzedawane przez firmę. Odpowiedzialny za całą bezpośrednią robociznę i materiały, które trafiają do produkcji.

Out-of-Home Media

Niższy koszt w porównaniu z większością tradycyjnych mediów. Przykłady obejmują środki transportu, billboardy, stadiony sportowe i plakaty zewnętrzne.

Outsourcing

Proces pozyskiwania zewnętrznych dostawców w celu dostarczenia towarów i usług, które w innym przypadku można by uzyskać we własnym zakresie.

Objective-Task (lub Zero-Base Budgeting)

Metoda określania budżetu promocyjnego preferowanego przez naukowców i duże firmy poprzez najpierw ustalenie celów sprzedaży, a następnie określenie zadań niezbędnych do osiągnięcia tych celów.

Ocena alternatyw

Drugi krok w procesie zakupu, po rozpoznaniu problemu i poszukiwaniu informacji. Cena, funkcje, reputacja i wiele innych kryteriów mają wpływ na wybór zakupu.

Okres grecko-rzymski

•  Młody król macedoński Aleksander Wielki pokonał perskich władców Egiptu w IV wieku p.n.e. i został nowym przywódcą Egiptu.
•  Aleksander włączył Egipt do swojego imperium. Założył miasto Aleksandria w 332 r. p.n.e., a następnie pozostawił Egipt pod kontrolą dwóch greckich urzędników. Zmarł w 323 r. p.n.e.
•  W 305 r. p.n.e generał Aleksandry, Ptolemeusz, ogłosił się faraonem. Założył dynastię Ptolemeuszy, która przetrwała do 30 roku p.n.e.
•  Podczas tej dynastii ukończono świątynię Edfu i rozpoczęto prace nad świątyniami Dendery, Komo Ombo i Philae. W okresie dynastii Ptolemeuszy najważniejsze stanowiska piastowali Grecy. Jednak egipskie prawa i religia pozostały w dużej mierze nietknięte. W okresie greckim Ptolemeusz I wprowadził kult boga Serapisa, próbując zjednoczyć Greków i Egipcjan.
•  W późniejszym okresie greckim wojny domowe ponownie stały się częścią życia egipskiego. Egipcjanie na południu próbowali zbuntować się przeciwko swoim obcym władcom, a w Aleksandrii dochodziło do sporadycznych wybuchów przemocy.
•  W 48 r. p.n.e. rzymski generał Juliusz Cezar udał się do Egiptu, aby pomóc królowej Kleopatrze VII, którą zdetronizował jej brat Ptolemeusz XIII Filopator.
•  Kleopatra została później pokonana przez rzymskiego wodza Oktawiana w 30 r. p.n.e.. Oktawian mianował się faraonem, a Egipt stał się prowincją rzymską.
•  Wielu cesarzy rzymskich zamawiało malowidła ścienne w świątyniach, przedstawiające ich samych jako egipskich faraonów.


Oś liczbowa

Oś liczbowa jest użytecznym pojęciem do myślenia o znaczeniu operacji matematycznych. Jest to linia pozioma z dużymi podziałami oznaczonymi dodatnimi i ujemnymi liczbami całkowitymi rozciągającymi się w każdym kierunku. Cały zakres liczb całkowitych objętych osią liczbową nazywany jest liczbami całkowitymi. Dodanie liczby dodatniej odpowiada przesunięciu w prawo na osi liczbowej o odległość równą podanej liczbie dodatniej. Odejmowanie liczby dodatniej odpowiada przesunięciu w lewo o tę dodatnią odległość. Tak więc jeden minus dziesięć oznacza przesunięcie o 10 jednostek w lewo od 1, co daje minus dziewięć, czyli -9. Pomiędzy pokazanymi liczbami całkowitymi znajdują się inne liczby, takie jak połowy, tercje i ćwiartki. Są to współczynniki utworzone przez podzielenie dowolnej liczby całkowitej przez niezerową liczbę całkowitą. Wraz z liczbami naturalnymi - zerem i dodatnimi liczbami całkowitymi, które są efektywnymi stosunkami podzielonymi przez 1, tworzą liczby wymierne. Są one oznaczone drobniejszymi i drobniejszymi podziałami na osi liczbowej. Ale czy liczby wymierne uzupełniają oś liczbową? Okazuje się, że prawie wszystkie liczby od zera do jedynki nie mogą być zapisane jako współczynniki. Są to liczby niewymierne, liczby, których reprezentacje dziesiętne nigdy się nie kończą i ostatecznie się nie powtarzają. Kompletny zestaw wartości wymiernych i niewymiernych razem nazywany jest liczbami rzeczywistymi


Öpik (Opik), Ernst Julius (1893-1985)

Urodzony w Estonii Öpik studiował na Uniwersytecie Moskiewskim i pomógł założyć Uniwersytet Turkiestanu w Taszkiencie, stając się astronomem (dyrektorem) w Obserwatorium Tartu w Estonii. Uciekł z Armii Czerwonej wozem konnym podczas II wojny światowej i udał się do Armagh Observatory (Irlandia Północna) w 1948 roku. Jego szeroko zakrojone zainteresowania są odzwierciedlone w jego odkryciach i teoriach. Należą do nich odkrycie zdegenerowanych gwiazd, np. białe karły, obliczając gęstość o2 Eridani (1915). Obliczył odległość M31 jako 450 000 parseków od Słońca (1922). Dokonał ręcznego obliczenia ewolucyjnych modeli gwiazd ciągu głównego w olbrzymy (1938) ponad dziesięć lat wcześniej niż obliczenia komputerowe HOYLE i SCHWARZSCHILDA. Przewidział gęstość kraterów na powierzchni Marsa, co 15 lat później potwierdziły sondy planetarne. Zaproponował niesprawdzoną teorię epok lodowcowych, opartą na obliczeniu zmian konwekcji w wewnętrznej strukturze Słońca, a nie na cyklach MILANKOVITCHA.

Olmekowie i Chavins

•  Ludzie zaczęli uprawiać ziemię w Mezoameryce (Meksyk i Ameryka Środkowa) 9000 lat temu, prawie tak dawno, jak na Bliskim Wschodzie.
•  Do roku 2000 p.n.e. istniały stałe wioski i duże gospodarstwa uprawiające kukurydzę, fasolę, dynię i inne rośliny.
•  Między 1200 a 400 p.n.e.Olmekowie w zachodnim Meksyku rozwinęli niezwykłą kulturę.
•  Olmekowie mieli system liczenia i kalendarz, ale nie mieli systemu pisma, więc niewiele o nich wiadomo.
•  Ruiny ogromnej piramidy Olmeków zostały znalezione w La Venta w Tabasco w Meksyku.
•  Olmekowie z ogromną wprawą wyrzeźbili z bazaltu ogromne główki "dziecięcej buźki" - najwyraźniej używając tylko kamiennych dłut, ponieważ nie mieli metalu.
•  Do roku 2000 p.n.e. na całym obszarze dzisiejszego Peru budowano ogromne miejsca kultu religijnego.
•  Od 800 do 400 p.n.e. cywilizacja Chavin rozprzestrzeniła się z religijnego centrum Chavin de Huantar w peruwiańskich górach.
•  Od 1OO n.e. do 700 n.e. , pierwsze prawdziwe miasto Ameryki rozwinęło się w Teotihuacan, z ogromnymi piramidami i pałacami.
•  Teotihuacan mogło być największym miastem świata w 300 r. n.e., z populacją przekraczającą 250 000.


Oceania

•  Mieszkańcy Pacyfiku mogli być największymi marynarzami starożytnego świata.
•  Aż do 5000 lat temu morze było niższe, a Tasmania, Australia i Nowa Gwinea były częścią jednego wielkiego kontynentu.
•  Około 50 000 lat temu odważni, żeglarze przepłynęli ocean z Azji Południowo-Wschodniej i osiedlili się w Australii.
•  Większość wczesnych miejsc jest obecnie zagubiona na morzu, które podniosło się, aby odciąć Nową Gwineę i Australię ok. 5000 p.n.e.
•  Australijscy aborygeni są potomkami tych pierwotnych mieszkańców.
•  Najstarsza osada na Nowej Gwinei ma 40 000 lat.
•  4000 p.n.e., udomowione rośliny i zwierzęta dotarły do Nowej Gwinei z Azji, a rolnicy osuszyli pola na Bagnach Kuk. Ale wielu ludzi pozostało myśliwymi.
•  Około 2000 p.n.e ludzie pływali kajakami z Indonezji, aby skolonizować Melanezję i Mikronezję - wyspy zachodniego Pacyfiku, takie jak Vanuatu.




Powrót




[ 117 ]