Een regenboog ontstaat wanneer waterdruppels licht splitsen in elementaire kleuren, van violet, blauw en groen tot geel, oranje en rood. Elke kleur komt overeen met een reeks golflengten, en de kleuren van de regenboog zijn gerangschikt in volgorde van toenemende golflengte, van violet tot rood. Dit soort ontbonden licht, of elektromagnetische straling in het algemeen, in verschillende golflengten wordt een spectrum genoemd.
Elektromagnetische straling is een mengsel van lichtdeeltjes die ‘fotonen’ worden genoemd. Het creëren van een spectrum komt neer op het sorteren van fotonen op energie en het documenteren van hoeveel fotonen er in elk gegeven energiebereik zijn. Volgens een basiswet van de kwantummechanica komt dit neer op het sorteren van licht op frequentie – nog een andere manier om een spectrum te documenteren.
Als de hoeveelheid energie gelijkmatig varieert met de golflengte (of fotonenergie of frequentie), wordt het spectrum continu genoemd. Scherpe dalen of pieken in een spectrum bij bepaalde golflengten worden daarentegen respectievelijk absorptie- en emissielijnen genoemd. Dergelijke lijnen ontstaan door overgangen tussen verschillende energieniveaus binnen atomen of moleculen (of zelfs atoomkernen), waarbij straling bij specifieke golflengten wordt geabsorbeerd of uitgezonden. In zichtbaar licht vertonen sterren bijvoorbeeld continue spectra met absorptielijnen. De lijnen bevatten informatie over de chemische samenstelling van een ster. De analyse van spectra staat bekend als spectroscopie; instrumenten waarmee spectra kunnen worden geregistreerd, worden spectroscopen, spectrometers of spectrografen genoemd.
Accretie is het proces waarbij een astrofysisch object door zijn zwaartekracht extra materie aantrekt, meestal gas of stof.
Accretie komt voor in veel verschillende astronomische scenario's, waaronder (maar niet beperkt tot): gas dat accreteert op een zwart gat, sterren in binaire systemen die materie accreteren van hun begeleider, jonge sterren die gas accreteren uit een schijf van materiaal die hen omringt, en sterrenstelsels die sterren accreteren uit andere sterrenstelsels.
Een actieve galactische kern (AGN = Active Galactic Nucleus) is een zeer lichtgevend gebied in het centrum van een sterrenstelsel. Men denkt dat het wordt aangestuurd door een superzwaar zwart gat dat omringende materie aantrekt en een extreem hete accretieschijf eromheen vormt. AGN's hebben vrij complexe structuren, met veel verschillende gebieden die licht met verschillende kenmerken uitzenden en vaak omgeven zijn door een donutvormige torus van stoffig materiaal.
Een AGN zendt soms jets van materie in tegengestelde richtingen uit. Hoewel veel sterrenstelsels een superzwaar zwart gat in het centrum hebben, accreteren niet alle sterrenstelsels materie en zijn dus niet alle AGN's.
AGN is een algemene term die objecten zoals quasars, blazars, Seyfert-sterrenstelsels en radiosterrenstelsels omvat. Men denkt dat de verschillende waarnemingseigenschappen van dit soort objecten deels te wijten zijn aan het feit dat AGN's vanuit verschillende hoeken worden bekeken.
Als je 's nachts naar boven kijkt, zie je misschien de sterren fonkelen. De lucht in de atmosfeer is altijd in beweging en wanneer het licht van een ster door een gebied met turbulentie gaat, wordt het in verschillende mate afgebogen. Daarom zien we in de lucht niet één enkel stabiel lichtpuntje voor elke ster, maar een dansende, steeds veranderende, vervormde opeenvolging van lichtpuntjes. Voor astronomen betekent twinkelen dat ze geen beelden van hemellichamen kunnen maken die even gedetailleerd zijn als hun grote telescopen op de grond anders zouden kunnen leveren. Adaptieve optica is een manier om dat effect te verminderen. Met behulp van een echte ster of een met laser geprojecteerde “kunstmatige ster” controleert een adaptief optisch systeem (“AO”) de atmosferische vervorming in realtime. Licht dat de telescoop binnenkomt, wordt naar een vervormbare spiegel geleid. Die spiegel wordt door een computer aangestuurd en continu op precies de juiste manier vervormd om atmosferische vervorming tegen te gaan.
Maanfase verwijst naar de positie van de maan in zijn baan rond de aarde. De veranderende positie van de maan zorgt ervoor dat de verlichte helft van de maan die vanaf de aarde zichtbaar is, in de loop van een maanmaand verandert. Behalve tijdens maansverduisteringen wordt altijd de helft van de maan door de zon verlicht.
Op aarde zien we verschillende delen van de maan verlicht terwijl deze in zijn baan om ons heen beweegt. De maanmaand begint en eindigt in dezelfde fase. In een fase van 0 graden, “nieuwe maan” genoemd, staat de maan zo dicht bij de zon als hij in die baan kan staan. In die fase is de verlichte kant van de maan van de aarde afgekeerd en lijkt de maan donker. De grootte van het verlichte deel van de maan neemt geleidelijk toe (wasende fase) en wordt een sikkel.
De eerste kwartierfase (wanneer de helft van de maan verlicht lijkt te zijn, in de volksmond bekend als halve maan) vindt plaats op 90 graden vanaf het startpunt. Het verlichte deel van de maan blijft toenemen en wordt gibbous (convex of bolvormig). De volle maan vindt plaats op 180 graden. Na dit punt begint de vorm geleidelijk af te nemen (afnemende fase), wat resulteert in een gibbous maan, de laatste kwartierfase (wanneer de helft van de maan verlicht lijkt, dit wordt in de volksmond halfmaan genoemd) op 270 graden vanaf het begin, de sikkelmaan, en eindigend als een nieuwe maan op 360 graden. Hoewel de helft van de maan verlicht lijkt bij fasen van 90 en 270 graden, zijn het de tegenovergestelde zijden die verlicht zijn.
Een van de belangrijkste fundamenten voor het begrijpen van het heelal is het bepalen van afstanden tot verschillende objecten en verschijnselen. Door afstanden te begrijpen kunnen wetenschappers niet alleen het waarneembare heelal in kaart brengen, maar ook de fysische eigenschappen van verschillende objecten en verschijnselen begrijpen. De afstandsladder, vaak de kosmische afstandsladder genoemd, is een raamwerk dat een overzicht biedt van de verschillende technieken die worden gebruikt om afstanden op verschillende schalen te meten. Net als de sporten van een ladder wordt elke sport (meettechniek) van de afstandsladder gekalibreerd op basis van de vorige sport. De ladder begint met meettechnieken die kunnen worden gebruikt voor objecten die dichterbij zijn (bijv. parallax), en elke volgende sport stelt wetenschappers in staat om verder weg gelegen objecten te meten (bijv. Type Ia supernova's, roodverschuiving).
Glossarium astronomicum