Astronomisk ordliste - D

A  B  C  D  E  F  G  H  I  J  K  L  M  N  O  P  Q  R  S  T  U  V  W  X  Z  Ø  Å 
dark adaption (mørketilvending)
Se Nattsyn

 
dark current (mørkestrøm)
Mørkestrøm (dark current) kommer fra termisk energi i CCD-brikken og er uavhengig av innkommet lys (fotoner). Denne støyen blir registrert som et signal. Ved å kjøle ned CCD-kameraet, kan en redusere mørkestrømmen ned til neglisjerbar størrelse. CCD-kameraer for astrofotografering kan kjøles ned til temperaturer opptil 30-40°C under temperaturen til omgivelsene. Dette muliggjør eksponeringer på over en time.
Relaterte linker:
 - Se også:CCD-kamera
 - Se også:astrofotografering

 
dark current noise (mørkestrømstøy, CCD)
Kameraer for astrofotografering har spesifisert en parameter for en statistisk variasjon av mørkestrøm (dark current) uttrykt i antall elektroner pr. piksel pr. sekund. Periodevis kan enkeltpiksler generere mer støy enn resten av pikslene i kameraet, og disse pikslene kalles hete piksler (hot pixels). Disse pikslene vil repetere en høyere verdi for mørkestrøm enn de andre pikslene og kan derfor bli korrigert.
Relaterte linker:
 - Se også:CCD-kamera
 - Se også:hot piksel

 
dark nebula
Se Mørke tåker

 
Dawes grense (Dawe's limit)
En formel som uttrykker et teleskops teoretiske oppløsningsevne. Verdien angir den korteste vinkelavstanden mellom to like lyssterke stjerner som teleskopet evner å skille som to enkeltstjerner. Det kreves større avstand for å skille to stjerner med forskjellig lysstyrke fordi den svakeste da vil drukne i lyset fra den sterkeste. I praksis vil ofte oppløsningsevnen være dårligere enn Dawes grense både pga. optiske feil i teleskopet og urolig luft på observasjonsstedet. Dawes grense ble funnet ved praktiske observasjoner av dobbeltstjerner av den engelske astronomen Dawe. Hans grense ligger bare ubetydelig høyere enn den teoretisk laveste grensa. En annen kjent grense er Rayleighs grense, som ligger endel høyere enn Dawes. Formelen og litt mer om dette finner du her.
Relaterte linker:
 - Se også:Rayleighs grense
 - Se også:Dobbeltstjerne
 - Se også:Seeing
 - Mer om Dawes grense (kap.4.2)

 
decoupling
Se Rekombinasjonen

 
deep-sky-objekter (fjerne objekter)
Fjerne objekter som befinner seg utenfor solsystemet vårt. Disse objektene består av stjerner, tåker, stjernehoper og galakser.
Relaterte linker:
 - Se også:Stjernehoper (Cluster)
 - Se også:Mørke tåker

 
degenerert materie
Ekstremt tettpakket materie hvor elektronene er koblet fra atomene og trykket er en funksjon av tetthet og ikke temperatur.

 
deklinasjon
En av koordinatene for himmelobjekter, forkortet til DEC. Deklinasjonen angis vanligvis i grader, minutter og sekunder. I dette systemet befinner det nordlige polpunktet seg på +90°, himmelekvator på 0° og himmelens sørpol -90°.
Relaterte linker:
 - Se også:Rektasensjon (RA)

 
Delfinen (Delphinus, Del)
Lite, men vakkert, stjernebilde uten sterke stjerner sydøst for Svanen fra ca. 2 til 20° nordlig himmelbredde. Stjernebildet inneholder ingen spesielt interessante objekter for vanlige hobbyastronomer.
Relaterte linker:
 - Se også:stjernebilde

 
den elektromagnetiske kraften
Se elektromagnetiske kraften, den

 
Den lille løven (Leo Minor, Lmi)
Lite fremtredende stjernebilde. Den klareste stjernen er 46 Leonis Minoris (mag. 3,8) Inneholder ingen interessante objekter for brukere av små teleskoper. Stjernebildet står høyest på himmelen i mars og april.
Relaterte linker:
 - Se også:stjernebilde

 
Den nordlige krone (Corona Borealis, CrB)
Lite, men vakkert, stjernebilde uten noen sterke stjerner. Stjernebildet Corona Borealis kjennetegnes ved sin bueform der den ligger mellom Bjørnepasseren (Bootes) og Herkules. ? Coronae Borealis (mag 2,2) er den klareste stjernen i stjernebildet. Stjernebildet er mest kjent for den meget spesielle variable stjernen R Coronae Borealis (se egen omtale). Andre interessante objekter er dobbeltstjernesystemene ? (zeta) Coronae Borealis og ? (ny) Coronae Borealis. Disse har lysstyrke rundt mag. 5 og kan observeres med en prismekikkert. Corona Borealis er høyest på himmelen i juni, men periodene mars - april og september - oktober er gunstige for observasjoner.
Relaterte linker:
 - Se også:Størrelsesklasse
 - Se også:Bjørnepasseren (Bootes, Boo)
 - Se også:R Coronae Borealis variable stjerner
 - Se også:Herkules (Hercules, Her)
 - Detaljert beskrivelse av Den Nordlige Krone

 
den sterke kjernekraften
Se sterke kjernekraften, den

 
Den sydlige fisken (Piscis Austrinus, PsA)
Lite stjernebilde på den sydlige halvkulen og er ikke synlig fra Norge.
Relaterte linker:
 - Se også:stjernebilde

 


Den sydlige krone (Corona Austrinus, CrA)
Ubetydelig stjernebilde rett syd for Skytten (Sagittarius) på den sydlige himmelhalvkulen. Stjernebildet er ikke synlig fra Norge.
Relaterte linker:
 - Se også:Skytten (Sagittarius, Sgr)
 - Se også:stjernebilde

 
Den sydlige vannslangen (Hydrus ,Hyi)
Stjernebilde på den sydlige halvkulen og er ikke synlig fra Norge.
Relaterte linker:
 - Se også:stjernebilde

 
Deneb (? Cygni)
Den klareste stjernen i stjernebildet Svanen (1,21-1,29 mag., svakt variabel). Deneb danner sammen med de sterke stjernene Vega (? Lyrae) og Altair (? Aquilae) i Ørnen den berømte Sommertrekanten (sommertriangelet).
Relaterte linker:
 - Se også:Svanen (Cygnus, Cyg)
 - Se også:Sommertrekanten
 - Se også:Størrelsesklasse
 - Se også:Lyren (Lyra, Lyr)
 - Se også:Ørnen (Aquila, Aql)
 - Beskrivelse av Deneb
 - Sommertrekanten

 
dense core
Område i en gasståke der tettheten er tilstrekkelig for at dannelse av stjerner kan begynne.

 
densitet
Se Tetthet (densitet)

 
Det sydlige triangelet (Triangelium Australe, TrA)
Dette stjernebildet ligger i Melkeveien og er det sydlige motstykket til Den nordlige triangelet. Stjernebildet er ikke synlig fra Norge.
Relaterte linker:
 - Se også:stjernebilde

 
diamantring (diamond ring)
Et stort utbrudd av lys som opptrer umiddelbart før og etter totaliteten under en solformørkelse.
Relaterte linker:
 - Se også:Solformørkelse
 - Se også:Bailys perlebånd (Baily's Beads)

 
differensiell rotasjon
En rotasjon av et himmelobjekt hvor ulike deler av objektet roterer med forskjellig vinkelhastighet. Gjelder eksempelvis for stjerner, gassplanetene og galakser. Solen har differensiell rotasjon; ved ekvator roterer overflaten rundt sin akse en gang på ca. 26 døgn, mens den bruker ca. 37 døgn på en rotasjon nær polene. Vinkelhastigheten endrer seg også langs rette linjer innover mot sentrum av Solen. Solens kjerne roterer imidlertid som et stivt legeme (rotasjonen skjer ved samme vinkelhastighet i hele kjernen).
Relaterte linker:
 - Se også:Sola
 - Se også:himmelobjekt (celestial object)

 
diffraksjonsbegrenset optikk (diffraction limited optic)
Kvalitetskriterie for teleskopsystemer hvor største forskjell mellom korteste og lengste optiske bane (optical path) er satt til ¼ bølge. Det vil alltid være en glidende overgang mellom god og dårlig optikk. Ideelt kan vi tenke oss at når kvaliteten blir bedre enn en viss grense, vil ikke observatøren merke noen forbedring. Denne grensen kan vi kalle diffraksjonsgrensen. Det finnes flere måter å sette denne grensen på som gir litt forskjellig svar. En grense er gitt av Dawes eller Rayleighs grense. En annen grense er at speilet i et newtonteleskop skal ha en feil i formen på høyst 1/8 bølgelengde, dvs. ca. 0,07 mikrometer. Et annet kriterium er at strehlforholdet skal være mer enn 0,86.
Relaterte linker:
 - Se også:Dawes grense (Dawes limit)
 - Se også:Rayleighs grense
 - Se også:Strehlforhold (Strehl ratio)
 - Se også:Newton-teleskop (NT)

 
diffraksjonsmønster
I et godt teleskop med høy forstørrelse ser bildet av en stjerne ut som en liten sentralskive (airy disc) omgitt av flere sirkulære lysende ringer, diffraksjonsringer.
Relaterte linker:
 - Se også:airy disk
 - Se også:diffraksjonsringer

 
diffraksjonsringer
Lysende ringer som på grunn av lysets bølgenatur opptrer rundt bildet av en stjerne. Det meste av lyset samles i en liten skive i sentrum (airy disc), mens noe av lyset spres og danner ringer rundt stjernen når vi ser den gjennom et teleskop. Ingen detaljer mindre enn omtrent halve diameteren av den sentrale flekken kan sees i kikkerten (se Dawes grense). Fordi sekundærspeilet i en reflektor stenger for noe av lyset, vil mer av lyset spres til diffraksjonsringene, og dermed gi noe dårligere kontrast i bildet.
Relaterte linker:
 - Se også:Rayleighs grense
 - Se også:Dawes grense (Dawe's limit)

 
diffuse tåker
Støv og gassområder bestående vesentlig av hydrogen og mindre mengder av helium, neon, nitrogen og andre grunnstoffer. En av de fineste lyse diffuse tåkene er Oriontåken som finnes i sverdet i stjernebildet Orion. Selv om gassen i gasståkene har svært liten tetthet, mindre enn det beste vakuum vi kan fremstille i vå-re laboratorier, så er det tilstrekkelig med materie i Oriontåken til å det stadig blir dannet nye stjerner der. Det er den kraftige ultrafiolette strålingen fra de nærliggende stjernene som får gassområdene til å skinne i synlig lys ved hjelp av fluorescens. Oriontåken er et eksempel på en emisjonståke. Andre støvtåker skinner på grunn av reflektert lys fra nærliggende stjerner. Disse kalles refleksjonståker. Den tredje typen tåker er mørke tåker.
Relaterte linker:
 - Se også:Orion,Ori (Jegeren )
 - Se også:Mørke tåker
 - Se også:emisjonståker (emission nebulas)
 - Se også:Refleksjonståke
 - Eksempel på diffus tåke: M42

 
digitale innstillingssirkler (digital setting circles)
Type dataassistert hjelpemiddel for å finne objekter på himmelen. Disse digitale optiske enkoderene leser ut posisjonen til teleskopet og gir observatøren tilbakemelding om hvordan han skal bevege teleskopet for å finne et bestemt objekt på himmelen.
Relaterte linker:
 - Se også:GOTO-teleskoper

 
diurnal motion
Se daglig bevegelse.

 
dobbeltstjerne
En dobbelstjerne er enten et stjernepar med så liten innbyrdes vinkelavstand når de observeres fra Jorden (med eller uten teleskop) at vi mentalt oppfatter dem som å høre sammen (uavhengig av om de faktisk er nær hverandre eller ikke) eller et stjernepar som faktisk er så nær hverandre at bevegelsen til minst en av dem påvirkes i betydelig grad av den andre stjernens gravitasjonskraft (begge beveger seg i bane rundt et felles tyngdepunkt). De to stjernene i et dobbeltstjernesystem kalles dobbeltstjernens komponenter. Følgende begreper brukes for kategorisering av dobbeltstjerner (optiske og fysiske dobbeltstjerner er gjensidig utelukkende grupper. Ut over det kan samme dobbeltstjerne gjerne være medlem av flere kategorier) :

Optisk dobbeltstjerne (optical binary) er en visuell dobbeltstjerne hvor de to komponentene bare tilfeldigvis ligger nesten i samme synsretning sett fra Jorden. Avstanden mellom dem er imidlertid så stor at ingen av de to komponentene påvirker bevegelsen til den andre komponenten i merkbar grad. Det er altså ingen større fysisk vekselvirkning mellom komponentene i en optisk dobbeltstjerne enn det er mellom et hvilket som helst annet par av tilfeldige stjerner.

Fysisk dobbeltstjerne (physical binary) er en (visuell eller ikke-visuell) dobbeltstjerne hvor de to komponentene er så nær hverandre at bevegelsen til minst en av dem påvirkes i betydelig grad av den andre stjernens tyngdekraft (begge beveger seg i bane rundt et felles tyngdepunkt). De danner altså et virkelig fysisk par.

Visuell dobbeltstjerne (visual binary) er et stjernepar med så liten innbyrdes vinkelavstand når de observeres fra Jorden (med eller uten teleskop) at vi mentalt oppfatter dem som å høre sammen. Hvor stor vinkelavstanden mellom stjernene minst må være for at de skal kunne skilles (avsløres) som to enkeltstjerner avhenger blant annet av teleskopets objektivdiameter, teleskopets optiske kvalitet, observasjonsforholdene, forstørrelsen du bruker og forskjellen i komponentenes lysstyrke. Vi kan ofte avgjøre om en visuell dobbeltstjerne er en fysisk dobbeltstjerne eller en optisk dobbeltstjerne ved å analysere hvordan de to stjernene beveger seg i forhold til hverandre over lange perioder (årtier eller århundrer). Fysiske dobbeltstjerner avslører seg ved at de sirkler rundt hverandre i krumme baner, mens optiske dobbeltstjerner har rettlinjet bevegelse i rommet.

Spektroskopisk dobbeltstjerne (spectroscopic binary) er en fysisk dobbeltstjerne som ikke kan identifiseres som dobbel ved visuelle observasjoner med teleskop, men hvor komponentenes fysiske kobling avsløres ved bruk av spektroskop (hver linje i spekteret fra systemet splittes pga. dopplereffekten i to nærliggende linjer når de to stjernene som roterer rundt hverandre beveger seg med ulike hastigheter relativt til Jorden, mens de samles til en linje når de begge beveger seg med samme hastighet relativt til Jorden, dvs. på tvers av synslinjen til objektet).

Formørkelsesvariabel dobbeltstjerne (eclipsing binary) er en fysisk dobbeltstjerne med baneplan som ligger så å si parallelt med vår synslinje. Dette medfører at komponentene vekselvis formørker hverandre helt eller delvis to ganger i løpet av en omdreining langs baneplanet. Lysstyrken faller under formørkelsen siden lyset fra den ene stjernen da blokkeres helt eller delvis. Algol (β Persei, 2,12 - 3,39 mag.), Sheliak (β Lyrae, 3,25-4,36 mag.) og W Ursae Majoris (7,75-8,48 mag.) er prototypestjerner for de tre mest kjente typene av formørkelsesvariable stjerner (se egne omtaler av disse).

Astrometrisk dobbeltstjerne er en fysisk dobbeltstjerne der kun den ene stjernen kan sees i et teleskop, men hvor tilstedeværelsen av den andre komponenten kan påvises ved hjelp av den slingring den synlige stjernen blir påført av den usynlige stjernen. Se også Multippel stjerne og Observasjon av dobbeltstjerner.

Relaterte linker:
 - Se også:Spektrum
 - Se også:Multiple stjernesystemer
 - Se også:Formørkelsesvariable stjerner
 - Se også:Optisk dobbeltstjerner
 - Se også:W Ursa Majoris stjerner
 - Se også:Beta Lyrae-stjerner
 - Se også:Spektroskopiske binære
 - Se også:astrometri

 


doble asteroider
To asteroider som roterer rundt hverandre og blir holdt sammen av den felles (men svært svake) tyngdekraften. De siste årene er stadig flere slike systemer oppdaget.
Relaterte linker:
 - Se også:asteroide
 - Se også:asteroidebeltet

 
dobsonmontering
En enkel og billig alt-asimut montering for reflektorteleskoper, utviklet av John Dobson. Denne monteringen har fått økt popularitet i de senere årene. Monteringen gir observatøren en behagelig stilling å observere fra uansett posisjon på himmelen. Kan ikke brukes ved fotografering av stjernehimmelen med lang eksponeringstid.
Relaterte linker:
 - Se også:Newton reflektor
 - Se også:altasimut-montering.
 - Artikkel om dobsonteleskop

 
dobsonteleskop (dobsonian)
Teleskop som er montert med Dobson-montering. Svært billige teleskoper i forhold til lyssamlende evne fordi du stort sett betaler for optikken (mye lys pr. krone).
Relaterte linker:
 - Se også:Newton-teleskop (NT)
 - Se også:altasimut-montering.
 - Se også:dobsonmontering
 - Artikkel om dobsonteleskoper

 
donsonian
Se dobsonteleskop (dobsonian)

 
dopplereffekten
Dopplereffekt er den forskyvingen vi får i bølgelengden til en spektrallinje når lyskilden beveger seg i forhold til oss. Bevegelse fra oss gir forskyving mot lengre bølgelengder (rødforskyving), mens bevegelse mot oss gir forskyving mot kortere bølgelengder (blåforskyving).Ved å måle linjeforskyvingen kan vi beregne hastigheten langs synslinjen til det legemet som observeres. Siden universet ekspanderer vil alle fjerne objekter som f.eks. fjerne galakser vise en rødforskyving. Nære galakser kan derimot bevege seg mot oss, f.eks. Andromedagalaksen som beveger seg mot oss med en hastighet på ca. 300 km/sekund. Dopplereffekt brukes også om lyd. Vi merker den f.eks. ved at lyden blir dypere (mer mot bassen) når et objekt som avgir lyd, f.eks. en racerbil, passerer oss.
Relaterte linker:
 - Se også:Rødforskyvning
 - Se også:Universet, (eller alt som eksisterer)
 - Se også:blåforskyving (blueshift)
 - Se også:kosmologisk rødforskyvning

 
Dragen (Draco, Dra)
Stort, langstrakt stjernebilde uten sterke stjerner som i sin helhet ligger nord for 47° nordlig himmelbredde nord for Store Bjørn, Bjørnepasseren, Herkules og Svanen. Dragen inneholder ingen spesielt interessante objekter for vanlige hobbyastronomer.
Relaterte linker:
 - Se også:Svanen (Cygnus, Cyg)
 - Se også:Bjørnepasseren (Bootes, Boo)
 - Se også:stjernebilde
 - Se også:Herkules (Hercules, Her)

 
drakelikningen
Likning hvor antall mulige sivilisasjoner i universet blir satt lik en andel av antall stjerner som har planeter multiplisert med en andel av planeter som er beboelige osv. Likningen er oppkalt etter radioastronomen Frank Drake som satte den fram på 60-tallet.

N = R* × fp × ne × fl × fi × fc × L

der:
N er tallet på utenomjordiske sivilisasjoner vi kan forvente å kommunisere med
R* er hastigheten på stjernedannelsen i Melkeveien (vår galakse)
fp er andelen av de stjernene som har planeter
ne er gjennomsnittlig tall på planeter som potensielt kan ha liv pr. stjerne som har planeter
fl er andelen av de over som faktisk utvikler liv
fi er andelen av de over som faktisk utvikler intelligent liv
fc er andelen av de over som er villige til og kan kommunisere
L er den forventa levetida for en slik sivilasjon

Relaterte linker:
 - Se også:Universet, (eller alt som eksisterer)
 - Se også:Radioastronomi
 - Drakelikningen

 
drivhuseffekten
Effekt ved atmosfæren som inntrer når strålingen fra Sola (kortbølga/ultafiolett) slipper igjennom atmosfæren, mens utstråling av termisk varme (langbølga/infrarød) blir blokkert av atmosfæren med den konsekvens at temperaturen stiger. Drivhuseffekten spiller en viktig faktor på Venus og Jorden.
Relaterte linker:
 - Se også:Venus
 - Se også:Tellus (Jorden)

 
Duen (Columba, Col)
Ubetydelig stjernebilde på den sydlige himmelhalvkulen. Stjernebildet er ikke synlig fra Norge.
Relaterte linker:
 - Se også:stjernebilde

 
dugghette (dew shield)
I fuktige klimaer vil det lett dannes dugg på frontlinsene til Schmidt-Cassegrain-teleskoper og refraktorer. Dette problemet kan avhjelpes med å feste en dugghette rundt fronten av teleskopet. Ved svært fuktig luft kan en benytte varmemansjetter som plasseres rundt linsen slik at temperaturen i linsen blir litt høyere enn lufttemperaturen.
Relaterte linker:
 - Se også:Refraktor (Linsekikkert/Linseteleskop)
 - Se også:Schmidt-Cassegrain teleskop (SCT )

 
dverggalakser
Galakser som er betydelig mindre en gjennomsnittet.

 
dvergnova
En undergruppe av kataklysmiske stjerner (katastrofe-stjerner) som består av U Geminorum-stjerner, Z Camelopardalis-stjerner og SU Ursae Majoris-stjerner.
Relaterte linker:
 - Se også:U Geminorum
 - Se også:Kataklysmiske stjerner (også kjent som Eruptive stjerner)

 
dvergnovaer
Kortperiodisk binært system som består av en f.eks. en hvit dverg og en en mye kaldere og noe mer massiv hovedseriestjerne. Masseoverføring av vesentlig hydrogen til den hvite dvergen medfører setter i gang en voldsom kjerneforbrenning av hydrogenrikt materiale og skaper kraftige utbrudd.

 
dvergstjerner
Stjerner som er betydelig mindre enn gjennomsnittet. Mot slutten av sine liv blir de fleste stjernene dvergstjerner fordi trykket, som blåser stjernen opp til en stor gasskule, forsvinner når kjernereaksjonene opphører. De fleste stjernene går da gjennom to dvergstadier: hvit dverg, som varer inntil overflatetemperaturen er så lav at stjernen knapt er synlig lenger, og til slutt svart dverg. Stjerner som opprinnelig har mer enn åtte ganger Solens masse ender sine liv på en annen måte.
Relaterte linker:
 - Se også:Hvit dverg (White dwarf)

 
dyrekretsen (zodiaken)
Et bånd ca 18° bredt sentrert rundt ekliptikken. Solen, månen og planetene vil alltid befinne seg innenfor dette beltet. Gjennom sin årlige bevegelse på himmelen vil Solen passere de 13 stjernebildene i Zodiaken.
Relaterte linker:
 - Se også:himmelhvelvingen
 - Se også:stjernebilde

 


Tilrettelagt av Andreas Øverland