Elektromanyetik radyasyon, elektromanyetik ışınım, elektromanyetik dalga ya da elektromıknatıssal ışın bir vakum veya maddede kendi kendine yayılan dalgalar formunu alan bir olgudur. Elektromanyetik dalgalar, yüklü bir parçacığın ivmeli hareketi sonucu oluşan, birbirine dik elektrik ve manyetik alan bileşeni bulunan ve bu iki alanın oluşturduğu düzleme dik doğrultuda yayılan, yayılmaları için ortam gerekmeyen, boşlukta c ile yayılan enine dalgalardır. Elektromanyetik dalgalar, frekansına göre değişik tiplerde sınıflandırılmıştır. Bu tipler sırasıyla :
- Radyo dalgaları
- Mikrodalgalar
- Terahertz radyasyonu
- Kızılötesi ışınım
- Görünür ışık
- Morötesi ışınım
- X-ışınları ve
- Gama ışınlarıdır.
Perspektif ya da görünge, nesnelerin görünümünü 3 boyutlu olarak düz bir yüzeyde 2 boyuta indirgeyerek göstermeye yarayan bir iz düşüm tekniğidir. Yani, teknik bir çizimdir. Perspektif çizimde, nesnenin gözlemciye göre olan pozisyonunun ve uzaklığının etkileri esas alınarak çizim yapılır. Söz konusu çizimler gözlemcide, biçim ve orantı bakımından, renklerden bağımsız olarak, 3 boyutlu bir gerçeklik izlenimi oluşturur.
Süpernova, enerjisi biten büyük yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir.
Joseph Ritter von Fraunhofer, Alman optikçi.
T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır. Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.
Wolf-Rayet yıldızları, evrim geçirmiş olağanüstü büyüklükte yıldızlardır ve kütlelerini 2000 km/s hızına ulaşabilen çok yeğin yıldız rüzgârı nedeniyle kaybetmektedirler. Kendi yıldızımız kütlesinin her yıl 10−14'ünü kaybederken, Wolf-Rayet yıldızlarında bu değer 10−5 güneş kütlesidir. Bu yıldız türlerinin sıcaklığı genelde 25.000 ile 50.000 K arasındadır.
Dikey hız, bir hedefin bir gözlemciye göre iki nokta arasındaki vektörel yer değiştirme miktarının değişim hızıdır. Hedef-gözlemci izafi hızının, iki noktayı birleştiren izafi yön veya görüş çizgisi üzerindeki vektörel izdüşümü olarak tanımlanır. Daha basitçe, bir hedefin bir gözlemciye göre, görüş çizgisi boyunca yaklaşma veya uzaklaşma hızıdır.
Parıltılı yıldızlar (Flare), birkaç dakika veya saatliğine beklenmedik ve olağanüstü miktarlarda aydınlık artışına gidebilen değişken yıldızlardır. Aydınlık artışı tüm elektromıknatıssal izgeyi kapsayarak, X ışınlarından radyo dalgalarına kadar uzanır.
Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.
Uzun Dönemli Değişenler olarak da bilinen değişen yıldızlar, oldukça iyi çalışılmış ve homojen bir grub oluşturan zonklayan kırmızı değişenlerdir. Uzun Dönemli değişenler, F Tayfsal sınıfında parlak ve dev yıldızlardır, ama pek çok C, S ve tayf sınıfı M olan kırmızı devler ve AGB devleri de vardır.
Yarıdüzenli değişen yıldızlar yüksek ışınım gücüne sahip soğuk yıldızların hemen hemen tamamı değişkenlik gösterir. Bu onların temel karakteristiklerinden biridir. Bu nedenle geç tür yıldızlar arasından fotometrik standartlar bulmak oldukça güçtür.
Anakol öncesi yıldız yıldızlararası ortamdaki maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar. Anakol öncesi yıldızların ışınım enerjisini sağlayan bu büzülme türüne Kelvin-Helmholtz büzülmesi denmektedir. PMS yıldızları genellikle püsküren değişenler olarak dikkate alınmış ve GCVS de çok sayıda alt gruba bölünmüştür. Ancak bu sınıflama tamamen gösterdikleri fotometrik özelliklere göre yapıldığından, oldukça karmaşık bir gruplama ortaya çıkmıştır. Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Ori türü değişenler ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak Orion Değişenleri veya Orion Popülasyonu da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından “Bulutsu değişenleri” olarak da adlandırılmışlardır.
Be yıldızı O6-B9 tayf türü aralığında, ışınım sınıfı V ile III arasında olan ve tayflarında hidrojenin Balmer serisi salma çizgilerinde şiddet değişimi gösteren yıldızlardır. Bu değişimi dönemli olarak gösterenlerine γ Cas veya λ Eri yıldızları da denmektedir. Balmer salma çizgileri, bu yıldızları saran ve hızla dönen zarf veya kabuktan kaynaklanmaktadır. Baade bu tanımı biraz daha daraltarak bir Be yıldızı için şu ek kriterleri de ileri sürmüştür:
- ileri derecede iyonize olmuş ve yıldız yüzeyinden çok yükseklerde oluşan rüzgâr aktivitesi,
- hızlı dönme,
- mor ve kırmızı salma bileşenlerinin eşdeğer genişlik oranı V/R değişken ancak 1 civarında.
Spektral çizgi genişliği, tayf çizgilerinin genişliğini ifade etmek için tanımlanmıştır. Örnek olarak atomların elektromanyetik yayılım tayfı, elektronik ya da akustik frekans tayfları gösterilebilir. Bir atomun yayılım tayfı oldukça dar bir çizgi genişliğine sahiptir ve sadece birbirinden ayrı enerji seviyeleri arasında geçişler mümkündür. Bu durum fotonların yayınlanmasını belirli bir enerji seviyesinde tutar.
Orion değişeni, düzensiz ve patlayan varyasyonlar sergileyen ve genellikle dağınık bir bulutsu ile ilişkilendirilen bir tür değişen yıldızdır. Bu genç yıldızların daha sonra düzenli ve değişken olmayan sıfır-yaş anakol yıldızı olacağı düşünülmektedir. Parlaklık dalgalanmaları çok çeşitli büyüklüklerde olabilir.
Fizikte Fraunhofer çizgileri ismini Alman fizikçi Joseph Von Fraunhofer'dan alan tayfsal çizgiler grubudur. (1787-1826) Çizgiler ilk olarak güneşin soğurum çizgilerinin optik tayfında gözlemlenmiştir.
Isıl ışınım maddedeki yüklü parçacıkların ısıl hareketiyle meydana gelmiş elektromanyetik ışınımdır. Isısı mutlak sıfırdan büyük olan her madde ısıl ışınım yayar. Isısı mutlak sıfırdan büyük olan maddelerde atomlar arası çarpışmalar, atomların ya da moleküllerin kinetik enerjisinde değişime neden olur.
Atom fiziğinde Balmer serileri veya Balmer çizgileri hidrojen atomunun tayf çizgilerini emisyonu olan isimlendirilmiş altı serinin gösterimidir.. Balmer serileri Johann Balmer tarafından 1885'te deneysel olarak bulunmuş olan Balmer folmulü sayesinde hesaplanır.
Minkowski diyagramı ya da uzay zaman diyagramı, 1908 yılında Hermann Minkowski tarafından geliştirilen ve uzay ve zaman, Özel görelilik teorisi içinde yer alan uzay ve zamanın, özelliklerinin örneklerini temin etmeyi sağlayan diyagram. Zaman genişlemesi ve uzunluk kısalması gibi fenomenlere ilişkin sayısal yönden bir kolay anlaşılabilme özelliği sağlıyordu ve bunu yaparken de matematiksel denklemleri kullanmıyordu.
Relativistik Doppler Etkisi ya da Göreli Doppler etkisi, adını ünlü bilim insanı ve matematikçi Christian Andreas Doppler'dan almakta olup, kısaca dalga özelliği gösteren herhangi bir fiziksel varlığın frekans dalga boyu Dalga boyu, bir dalga görüntüsünün tekrarlanan birimleri arasındaki mesafedir. Yaygın olarak Yunanca lamda (λ) harfi ile gösterilmektedir. hareketli bir gözlemci tarafından farklı zaman ve/veya konumlarda farklı algılanması olayıdır. Bu da göreli olduğunu belirtir. Herhangi bir A konumundan B konumuna gitmek icin fiziksel bir dalga ortamı'na ihtiyaç duyan dalgalar icin Doppler Etkisi hesaplamaları yapılırken, dalga kaynağı ve gözlemcinin birbirine göre konum, yön ve hızlarının yanında dalganın içinde veya üzerinde hareket ettiği dalga ortamının da fiziksel yapısı dikkate alınmak zorundadır. Eğer söz konusu dalga herhangi bir A konumundan B konumuna gitmek için fiziksel bir dalga ortamına ihtiyaç duymuyor ise Doppler Etkisi hesaplamalarında sadece dalga kaynağının ve gözlemcinin birbirine göre birim zamandaki konumlarının değerlendirilmesi yeterlidir. Göreli doppler olayı değişikliği olduğu frekansa ışık kaynağının göreceli hareketine göredir ve, Göreli Doppler etkisi relativistik olmayan farklı Doppler etkisi denklemleri dahil olarak zaman genişlemesi etkisini özel görelilik ve referans noktası olarak yayılma ortamı dahil değildir. Lorentz simetri gözlenen frekanslar için toplam farkı anlatır.
