АСФАЛЬТИРОВАНИЕ, устройство асфальтобетонных покрытий на автомобильных дорогах, улицах, аэродромах и т. п. путём укладки и уплотнения асфальтобетонной смеси по предварительно подготовленному основанию. В зависимости от назначения покрытия асфальтобетонную смесь (асфальтобетон) укладывают в один или два слоя на основание из щебня, гравия (нежёсткое основание) или бетона (жёсткое основание). Нижний слой толщиной 4-5 см устраивают из крупно- или среднезерни-стой смеси с остаточной пористостью 5-10% ; верхний слой толщиной 3-4 см-из средне- или мелкозернистой смеси (остаточная пористость 3-5%). При тяжёлых нагрузках и интенсивном движении транспорта покрытия устраивают 3-4-слойными общей толщиной 12-15 см. АСФАЛЬТИРОВАНИЕ начинается с очистки основания от пыли и грязи механич. дорожными щётками и поливомоечными машинами, исправления неровностей основания, обработки его поверхности жидким битумом или битумной эмульсией. Асфальтобетонная смесь приготовляется в асфальтобетоно-смесителях на стационарных или полустационарных заводах (установках), доставляется на место автомобилями-самосвалами и загружается в приёмный бункер асфалътобетоноукладчика, к-рый укладывает, разравнивает и предварительно уплотняет смесь. Окончат. уплотнение осуществляется катками дорожными. .
КОММУНАЛЬНОЕ СТРОИТЕЛЬСТВО, отрасль строительства, занятая сооружением объектов, связанных с обслуживанием жителей городов, посёлков городского типа, районных сельских центров и населённых пунктов сельской местности. В числе этих объектов: системы водоснабжения и канализации с очистными сооружениями и сетями; сооружения городского электрического транспорта с путевым, энергетическим хозяйством, депо и ремонтными предприятиями; сети газоснабжения и теплоснабжения с распределительными пунктами, районными и квартальными котельными; электрические сети и устройства напряжением ниже 35 кв; гостиницы; городские гидротехнические сооружения; объекты внешнего благоустройства населённых мест, озеленения, дороги, мосты, путепроводы, ливнестоки; предприятия санитарной очистки, мусороперерабатывающие и др. Планомерное развитие КОММУНАЛЬНОГО СТРОИТЕЛЬСТВА в СССР началось ещё в 1-й пятилетке и осуществлялось нарастающими темпами до начала Великой Отечеств, войны 1941-45. В годы 4-й пятилетки (1946-50) проводились работы по восстановлению объектов коммунального назначения, разрушенных во время нем.-фаш. оккупации. В последующие годы КОММУНАЛЬНОЕ СТРОИТЕЛЬСТВО велось высокими темпами в связи с бурным развитием промышленности, культуры, увеличением численности городов и посёлков городского типа .
ГРАДОСТРОИТЕЛЬСТВО, теория и практика планировки и застройки городов (см. Город). ГРАДОСТРОИТЕЛЬСТВО определяют социальный строй, уровень развития производственных сил, науки и культуры, природно-климатичие условия и национальные особенности страны. ГРАДОСТРОИТЕЛЬСТВО охватывает сложный комплекс социально-экономических, строительно-технических, архитектурно-художественных, а также санитарно-гигиенических проблем. Общим для ГРАДОСТРОИТЕЛЬСТВО досоциалистических формаций является большее или меньшее влияние на него частной собственности на землю и недвижимое имущество..
ЗЕЛЁНОЕ СТРОИТЕЛЬСТВО, составная часть современного градостроительства. Городские парки, сады, скверы, бульвары, загородные парки (лесопарки, лугопарки, гидропарки, исторические, этнографические, мемориальные), национальные парки, народные парки, тесно связанные с планировочной структурой города, являются необходимым элементом общегородского ландшафта. Они способствуют образованию благоприятной в санитарно-гигиеническом отношении среды, частично определяют функциональную организацию городских территорий, служат местами массового отдыха трудящихся и содействуют художественной выразительности архитектурых ансамблей. При разработке проектов садов и парков учитывают динамику роста деревьев, состояние и расцветку их крон в зависимости от времени года.
| вые каталоги таких объектов были составлены во Франции Ш. Мессье (в 1771 и 1781); введённые им обозначения употребляют и поныне. В результате обширных систе-матич. наблюдений В. Гершель обосновал ограниченность звёздной системы в пространстве и укрепил т. о. предположения И. Ламберта (1761) о существовании многих звёздных систем, из к-рых та, где находится Солнце, ограничивается Млечным Путём. Лишь в 20 в. эта теория "островной Вселенной" получила подтверждение и дальнейшую разработку.
Роль телескопа в А. далеко не исчерпывается такими открытиями. Может быть ещё важнее применение телескопа к точным угловым измерениям. У. Гаскойн в Англии (1640) поместил в фокусе телескопа нити, к-рые видны на фоне наблюдаемого объекта, и этим повысил точность визирования во много десятков раз. Им же был изобретён первый окулярный микрометр для измерений малых угловых расстояний между деталями изображения, одновременно видимыми в поле зрения телескопа. Ж. Пикар во Франции (1667) снабдил телескоп разделёнными кругами, по к-рым отсчитывались углы с точностью до секунды дуги; это определило и соответствующую точность измерений сферич. координат звёзд, без чего не был бы возможен дальнейший прогресс в области астрометрии и звёздной А. Применив такой инструмент в работах по триангуляции во Франции, Пикар получил новые, более точные размеры земного шара, используя которые Ньютон открыл закон всемирного тяготения. Изме-ряя взаимные положения компоненто-двойных звёзд с помощью окулярного микрометра, В. Гершель (1803) установил, что многие из них представляют собой физически связанные взаимным тяготением системы, состоящие из двух (а иногда и больше) звёзд, обращающихся вокруг общего центра масс по законам Кеплера. Этим была доказана действительная универсальность тяготения, действующего во всех местах Вселенной. Сравнивая свои телескопич. определения координат звёзд со старыми греческими (Гиппарх, Тимохарис), Галлей обнаружил в 1718, что 3 яркие звезды - Альдебаран, Сириус и Арк-тур - изменили своё положение настолько, что это нельзя было объяснить ошибками старых наблюдений. Так были открыты собственные движения звёзд. К 1783 число звёзд с известным собственным движением возросло до 12; исследуя их, В. Гершель пришёл к заключению, что часть собственного движения каждой звезды является отражением движения Солнечной системы в пространстве и определил направление этого движения (в сторону созвездия Геркулеса). Всё это помогло начать изучение распределения и движения звёзд в системе Млечного Пути, получившей впоследствии название Галактики. Телескопические же наблюдения привели английского астронома Дж. Брадлея в 1725 к открытию явления аберрации света, которое он правильно объяснил конечной скоростью света, а в 1748 - к открытию нутации земной оси.
Одной из фундаментальных и трудных задач А. во все времена было определение астрономической единицы - среднего расстояния Земли от Солнца, к-рое является основной единицей измерений всех расстояний во Вселенной. Были проведены многие попытки решить проблему, но все они, по мере совершенствования методики и техники наблюдений, приводили всё к большим и большим значениям этой единицы. Первые близкие к истине результаты были получены методом, предложенным Галлеем,- наблюдением из разных точек Земли прохождений Венеры по диску Солнца в 1761, 1769, 1874 и 1882 и определением таким путём параллакса Солнца (последний, при известных размерах Земли, даёт возможность вычислить астрономическую единицу). Для наблюдений этих прохождений снаряжались многочисленные экспедиции. Первое из них было видимо на С. Европы и в Сибири. От Петербургской АН его наблюдал С. Я. Румов-ский в Селенгинске за Байкалом. Обработка всех наблюдений привела к значениям параллакса Солнца от 8,5" до 10,5". Прохождение в 1769 Румовский наблюдал в Коле, а И. И. Исленьев в Якутске. Однако возлагавшиеся надежды на точность определения параллакса Солнца не сбылись, и после открытия в 1801 малых планет, среди к-рых имеются весьма близко подходящие к Земле, появилась другая возможность определения этой важной астрономич. постоянной. В итоге всех определений, выполненных в 19 в., для параллакса Солнца было принято значение 8,80", что соответствует значению астрономич. единицы 149 500 000 км. В 60-х гг. 20 в., на основании радиолокационных измерений, для астрономич. единицы принято значение 149,600 млн. км.
Фундаментальное значение имели пер-вые определения расстояний до звёзд измерением годичных параллаксов. По мере совершенствования телескопических наблюдений становилось ясным, что параллаксы, представляющие собой перспективные смещения звёзд, вызванные годовым движением Земли вокруг Солнца, чрезвычайно малы. Попытки обнаружить эти смещения, начатые вскоре после гениального открытия Коперника и приведшие к ряду неожиданных открытий - аберрации света, физ. двойных звёзд, невидимых спутников звёзд,- долгое время оставались безуспешными. Ко времени В. Гершеля выяснилось, что параллаксы даже наиболее близких звёзд не превышают 1", а такие углы и не могли быть измерены инструментами того времени. Лишь В. Я. Струве в 1837 в Дерпте и Ф. Бесселю в 1838 в Кенигсберге удалось впервые уверенно измерить параллаксы соответственно звезды Веги и 61 Лебедя. Т. о., был впервые определён правильный масштаб расстояний во Вселенной. Работы Струве и Бесселя были основаны на визуальных телескопич. наблюдениях. С нач. 20 в. измерения звёздных параллаксов стали производить исключительно астрофотографич. методами. Найденная впоследствии самая близкая к нам звезда имеет параллакс 0,76", что соответствует расстоянию в 1,3 парсека (4,3 световых года).
Важным направлением А. явилось составление звёздных каталогов, содержащих точнейшие координаты звёзд. Их значение настолько велико, что они были названы фундаментом А. Они нужны как для науч. целей, в частности для определения астрономич. постоянных и исследования движений во Вселенной, так и для прикладных целей - геодезии, картографии, геогр. исследований, мореплавания, космонавтики. В этой области особенно большие заслуги имеют обсерватории: Гринвичская (основана в 1675), Пулковская (1839), Вашингтонская (1842) и обсерватория в Кейптауне в Юж. Африке (1820).
В конце 18 в. сведения о Солнечной системе пополнились благодаря открытию в 1781 планеты Уран. Изучение закономерностей его движения привело в 1846 к открытию Нептуна, а в 1930 была открыта самая удалённая от Солнца плане-та Плутон. В 1801 была обнаружена первая малая планета; в наст. время (кон. 60-х гг. 20 в.) известно уже более 1700 тел этого типа. Нек-рые из них представляют большой интерес характером своего движения (напр., т. н. Троянцы), другие - малостью расстояния, на к-рое они могут приближаться к Земле.
Развитие астрофизики. До середины 18 в. из разделов А., составляющих современную астрофизику, лишь фотометрия, первоначально ограничивавшаяся глазомерными оценками блеска звёзд, получила экспериментальную разработку в трудах франц. учёного П. Бугера (1729) и теоретич. обоснование в исследованиях нем. учёного И. Ламберта (1760). Тогда же было окончательно доказано, что-Солнце есть звезда, отличающаяся от других звёзд лишь близостью к нам, и что если его удалить на расстояния звёзд, то оно ничем не будет от них отличаться. Изучение количества звёзд разных звёздных величин позволило-В. Я. Струве в 1847 обосновать существование поглощения света в межзвёздномпространстве - явления, окончательно подтверждённого в 1930 амер. астрономом Р. Трамплером.
Огромные и всё увеличивающиеся возможности исследования физ. природы и хим. состава звёзд были получены благодаря изобретению спектрального анализа (Р. Бунзен и Г. Кирхгоф, 1859). Пионерами применения этого метода к Солнцу, звёздам и туманностям были У. Хёггинс и Дж. Локьер в Англии, А. Секки в Италии, Ж. Жансен во Франции. Чеш. физик К. Доплер сформулировал в 1842 свой знаменитый принцип (Доплера эффект), уточнённый А. Физо в 1848 и экспериментально проверенный А. А. Белопольским на лабораторной установке в 1900. Принцип Доплера получил многочисленные применения в А. для измерений движения по лучу зрения и вращения звёзд, турбулентных движений в солнечной фотосфере и пр., а затем и в самых разнообразных областях физики. Спектральный анализ позволил углубить исследования переменных звёзд, изучение к-рых началось ещё в кон. 18 в., а также обнаружить множество спектрально-двойных звёзд, компоненты к-рых столь близки между собой, что их невозможно раздельно наблюдать даже в самые сильные телескопы.
Изобретённая в 1839 фотография получила широкое применение в А., когда стали изготовлять сухие фотопластинки. Особенную пользу принесла фотография в сочетании с фотометрией, спектроскопией и астрометрией, позволив глубоко и детально исследовать строение, хим. состав и движение различных небесных объектов. Фотоэмульсия как приёмник излучения с большим успехом заменила глаз при многих астрономич. наблюдениях, повысив их точность, объективность и документальность, а также позволила фиксировать неуловимые глазом быстротекущие явления и слабые небесные светила. Когда выяснились преимущества и возможности фотографии, в 1888 был принят междунар. план составления фотографич. каталога звёзд всего неба до 11-й звёздной величины общим числом ок. 3,5 млн. и карт, содержащих ок. 30 млн. звёзд до 14-й звёздной величины (ок. 22 000 листов). В выполнении этой работы приняли участие 18 обсерваторий мира. С тех пор астрофотография заняла прочное место в практике астрономич. наблюдений.
Астрономия в 20 в, А. в 20 в. характеризуется огромным развитием техники наблюдений. Строят большие рефлекторы, в которых быстро темнеющие металлические зеркала заменены стеклянными, посеребрёнными химическим путём либо покрытыми слоем алюминия катодным распыливанием в высоком вакууме. В США в 1908 сооружён рефлектор с зеркалом диаметром 152 см, 254 см в 1917, 508 см в 1948, 305 см в 1959. В СССР в 1960 вступил в строй рефлектор с зеркалом в 260 см; монтируется рефлектор с зеркалом диаметром 600 см. Таким инструментам с современными све-топриёмниками становятся доступными звёзды до 25-й звёздной величины, к-рые в 1010 раз слабее наиболее ярких (см. Астрономические инструменты и приборы).
Большие успехи достигнуты в создании новых типов приёмников излучения. Во много раз повышена чувствительность фотоэмульсий и расширена их спектральная область. Фотоэлектронные умножители, электронно-оптические преобразователи, методы электронной фотографии и телевидения (телевизионные телескопы) значительно повысили точность и чувствительность фотометрич. наблюдений и ещё более расширили спектральный диапазон регистрируемых излучений. Совершенствование спектральной аппаратуры позволило, с одной стороны, получать спектрограммы с очень высокими дисперсиями, а с другой - регистрировать спектры очень слабых светил. Стал доступным наблюдению мир далёких галактик, находящихся на расстояниях млрд. световых лет (см. Галактики, Вселенная).
В 30-х гг. 20 в. возник новый, быстро развивающийся раздел А.- радиоастрономия: было обнаружено, что из многих точек небесной сферы к нам приходят электромагнитные излучения в диапазоне от миллиметровых до метровых волн. Многие из этих источников излучения были отождествлены с галактиками. Но в 60-х гг. были найдены практически точечные мощные источники, к-рыми оказались слабые объекты с необычными оптическими спектрами без тёмных линий поглощения и лишь немногими светлыми эмиссионными линиями. Последние удалось отождествить с линиями водорода и нек-рых др. элементов, очень сильно смещёнными в сторону длинных волн; красное смещение, будучи истолковано как эффект Доплера, свидетельствует об их огромной, составляющей миллиарды световых лет удалённости. Эти загадочные объекты, излучение к-рых, по-видимому, имеет синхротронную природу, получили название квазаров. Ещё более загадочны источники радиоизлучения переменной мощности с периодами порядка секунды, названные пульсарами. С помощью радиоастрономич. наблюдений изучено распределение межзвёздного водорода в Галактике и подтверждено её спиральное строение (см. Галактика, Межзвёздная среда).
Энергия звёзд, в частности Солнца, генерируется в их недрах ядерными процессами при темп-pax, достигающих десятков млн. градусов, что сопровождается выделением особых частиц огромной проницающей способности, т. н. нейтрино. Их исследование привело к возникновению ещё одной отрасли - нейтрин-ной астрономии.
Новейшая вычислит- техника нашла широкое применение в обработке наблюдений и открыла новые возможности в небесной механике и астрофизике, в частности при вычислении движения искусств. спутников и межпланетных ракет.
Значит. успехов достигли исследования Солнца. Использование спец. фильтров, пропускающих очень узкую полосу спектра, позволило изучить распределение и движение отдельных элементов - водорода, гелия, кальция в солнечной хромосфере. Благодаря разработке спец. методики и аппаратуры стало возможным наблюдать солнечную корону вне затмений - в ясный день, а Зеемана явление дало возможность изучать магнитные поля на Солнце, определяющие ряд явлений как на Солнце, так и на Земле.
Получено много новых сведений о движениях звёзд и расстояниях до них. Однако прямой тригонометрич. метод определения параллаксов даже при совр. точности измерений ограничен расстояниями, примерно до 100 парсек. Разработанные методы определения светимостизвезд по характеру их спектра позволили фотометрич. путём определять расстояния до значительно более удалённых звёзд. Наконец, пульсирующие переменные звёзды - цефеиды, период изменения блеска к-рых тесно связан со светимостью, также явились объектами, поз-воляющими определять расстояния до удалённых звёздных скоплений, галак-тик, где эти звёзды наблюдаются. Особенно широко развилось исследование переменных звёзд, в значит. мере благодаря работам рус. и сов. учёных. Междунар. центр, систематизирующий эти исследования, теперь находится в Москве.
Большой интерес представляет явление, теоретически предвиденное сов. учёным А. А. Фридманом в 1922 н исследованное амер. астрономом Э. Хабблом в 1929, к-рое состоит в том, что линии спектра далёких галактик смещены в красную сторону (т. н. красное смещение). Если это смещение трактовать как эффект Доплера, то оно свидетельствует об удалении галактик со скоростями, пропорциональными их расстоянию, т. е. об общем расширении наблюдаемой части Вселенной. Что касается нашей Галактики, то удалось определить её размеры, общую массу и выяснить, что Солнце расположено в ней далеко от центра. Вращение Галактики было обнаружено на основе статистич. анализа рус. астрономом М. А. Ковальским в 1859 и детально исследовано голл. астрономом Я. Оортом в 1927.
Огромное значение для исследования звёздной системы и эволюции звёзд имеет зависимость светимости звёзд от спектрального класса, выражающаяся Герц-гипрунга - Ресселла диаграммой и позволяющая составить более полные представления о путях развития звёзд. Успехи совр. физики помогли найти н изучить источники звёздной энергии и разработать теорию эволюции звёзд на основе ядерных процессов, совершающихся в их недрах. В свою очередь, результаты астрофиз. исследований значительно способствовали успехам ядерной физики. Эволюцион-ные идеи в А. появились намного раньше, чем в других естеств. науках. Сформулированная ещё в 1755 И. Кантом космого-нич. гипотеза ясно отражала эту мысль. Постепенно формировалось сознание того, что мир произошёл не в результате единовременного акта творения, а что образование звёзд, планетных систем и др. небесных объектов есть постоянный поцесс, совершающийся и в наст. время. Подтверрждением этого явились закономерности звёздных ассоциаций, изучение к-рых начато В. А. Амбарцумяном в 1946. Эти объекты состоят из широко рассеянных групп сравнительно молодых звёзд совместного происхождения, возраст к-рых оценивается в неск. миллионов лет, тогда как возраст Солнца исчисляется миллиардами лет.
Начато изучение ещё одного важного космогонич. фактора, играющего большую роль в процессах, совершающихся в межзвёздной среде. Это - межзвёздные магнитные поля. В то время как раньше космогонич. теории строились с учётом лишь инерциальных сил и сил всемирного тяготения, теперь принимаются во внимание также и другие воздействия - световое давление и магнитные силы.
Науч. работа в области А. производится в астрономич. обсерваториях и н.-и. ин-тах. Среди них наиболее значительными являются: старейшая Гринвичская астрономическая обсерватория (осн. в 1675), ныне из предместья Лондона. вынесенная на юг Англии в замок Хёрст-монсо, Главная астрономическая обсерватория Пулковская АН СССР (1839) близ Ленинграда, Гос. астрономический институт имени П. К. Штернберга, включивший в свой состав Моск. астро-номич. обсерваторию (1830), Вашингтонская морская обсерватория (США; 1842), Капская астрономическая обсерватория (Юж. Африка; 1820), Ликская астрономическая обсерватория (США; 1888), Йерксская астрономическая обсерватория (США; 1897), Крымская астрофизическая обсерватория АН СССР, созданная на базе Симеизской обсерватории, основанной в 1908, Бюра-канская астрофизическая обсерватория АН Арм. ССР (1946) и др. (см. Астрономические обсерватории и институты).
В связи с множеством астрономич. объектов, изучаемых А., уже давно встал вопрос о координации и объединении усилий учёных разных стран путём организации междунар. астрономич. обществ и издания соответствующих журналов. В 1821 в Германии начал издаваться журнал "Астрономише нахрихтен" (Astro-nomische Nachrichten"), который имел международное значение вплоть до 1-й мировой войны. В др. странах, где развиты исследования в области А., издаются также науч. астрономич. журналы, в т. ч. в СССР с 1924 регулярно выходит "Астрономический журнал", издаваемый АН СССР (см. также Астрономические журналы).
В 1863 в Германии было образовано Астрономич. общество (Astronomische Gesellschaft), организовавшее составление на 13 обсерваториях разных стран большого каталога с точными координатами звёзд Северного полушария неба. Роль международного, в известной мере, играло также Английское королевское астрономическое общество. После 1-й мировой войны функции координатора науч. работ перешли к учреждённому в 1919 Междунар. астрономич. союзу, к-рый проводит каждые 3 года большие съезды для подведения итогов и обсуждения планов дальнейшего развития А. В России до революции было неск. небольших науч. или любительских обществ, на базе которых в 1932 образовалось Всесоюзное астрономо-геодезическое общество (см. также Астрономические общества).
В 1957 в СССР был запущен 1-й искусств. спутник Земли. Впервые науч. аппаратура была вынесена за пределы земной атмосферы, к-рая своей малой прозрачностью, неспокойствием и неоднородностью мешает астрономич. наблюдениям и сильно ограничивает их. Началась разработка внеатмосферной А., к-рой принадлежит огромное будущее. Сама А., к-рая до сих пор могла лишь наблюдать явления, совершающиеся в космосе, никак не влияя на их течение, теперь становится наукой экспериментальной, способной исследовать космич. пространство и изучать небесные тела, прежде всего Луну и ближайшие планеты опытным путём, производя исследования на них самих. Недалеко время, когда астрономич. обсерватории будут сооружены на Луне. Но лишь сочетание внеатмосферных наблюдений с наземными даст наиболее полные и ценные результаты в познании Вселенной.
Лит.: Воронцов-Вельяминов Б. А., Мир звезд, М., 1952; его же, Очерки истории астрономии в СССР, М., 1960; его же. Очерки о Вселенной, 5 изд., М., 1964; Бакулин П. И., Кононо-вич Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1966; Кларк А., Общедоступная история астрономии в 19 столетии, пер. с англ., Одесса, 1913; Стрем-грен Э., Стремгрен Б., Астрономия, пер. с нем., М.-Л., 1941; Ф л а м м а-р и о н К., Популярная астрономия, пер. с франц., М.- Л., 1941; Б е р р и А., Краткая история астрономии, пер. с англ., 2 изд., М.-Л., 1946; Паннекук А., История астрономии, пер. с англ., М., 1966; С т р у-веО., Линде Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия, пер. с англ., 2 изд., М., 1967; Струве О., Зебергс В., Астрономия 20 в., пер. с англ., М., 1968; Методы астрономии, пер. с англ., М., 1967; Лаврова Н. Б., Библиография русской астрономической литературы. 1800-1900, М., 1968; В i g о и г-dan G., L'astronomie, P., 1916; [S h a p-ley H., Howarth H.]. A source book in astronomy, N. Y.-L., 1929; W a-terfield R., A hundred years of astronomy, L., 1938; Newcomb E., Engel-mann R., Populare Astronomic, 8 Aufl., Lpz., 1948; Source book in astronomy. 1900 - 1950, ed. by H. Shapley, Camb. (Mass.), 1960. А. А. Михайлов.
"АСТРОНОМИЯ", реферативный журнал Всесоюзного ин-та науч. и технич. информации АН СССР. Изд. в Москве с 1963 (в 1953-62 издавался реферативный журнал "Астрономия и геодезия"); 12 выпусков в год. Публикует рефераты, аннотации или библиографич. описания статей и книг по астрономии, печатающихся в СССР и за рубежом. Каждый номер содержит ок. 650 публикаций и авторский указатель. Ежегодно отдельными номерами публикуются авторский и предметный указатели.
АСТРОНОМО-ГЕОДЕЗИЧЕСКАЯ СЕТЬ, система связанных между собой астрономо-геодезич. пунктов, расположенных друг от друга на расстояниях порядка 70-100 км. А.-г. с. образуется из рядов и сетей триангуляции и поли-гонометрии. Данные А.-г. с. служат для определения фигуры и размеров Земли.
АСТРОНОМО-ГЕОДЕЗИЧЕСКИЙ ПУНКТ, точка на земной поверхности, широта и долгота к-рой определены как из геодезич. измерений, так и из астрономич. наблюдений. Наряду с широтой и долготой в А.-г. п. из геодезич. измерений и астрономич. наблюдений определяют также и азимут направления от него на к.-н. земной предмет. При вычислении широты, долготы и азимута А.-г. п. по геодезич. измерениям Землю принимают за нек-рый эллипсоид вращения. Разности соответственных значений, полученных из астрономич. наблюдений и геодезич. измерений, характеризуют отступление фигуры Земли от принятого эллипсоида и позволяют определить её форму и размеры (см. Геодезия).
АСТРОНОМО-ГЕОДЕЗИЧЕСКОЕ ОБЩЕСТВО Всесоюзное (ВАГО), научно-общественная организация при Академии наук СССР, ведущая работу в области астрономии, геодезии и картографии. Основана в 1932 как преемник Русского астрономического общества и ассоциации астрономов РСФСР. Члены ВАГО - профессиональные геодезисты и астрономы, а также любители; имеются юношеские секции. ВАГО имеет свыше 50 отделений и филиалов в крупных городах СССР, в 1970 было ок. 5000 членов. Издания: "Астрономический календарь" (с 1895), "Бюллетень ВАГО>> (в 1939-41 и в 1947-65), "Астрономи-ческий вестник" (с 1967), "Земля и Все-ленная>>(c 1965).
АСТРОНОМО-ГРАВИМЕТРИЧЕСКОЕ НИВЕЛИРОВАНИЕ, метод определения высот E вспомогательных поверхностей квазигеоида или геоида над референц-эллипсоидом. Разработан М. С. Молоденским в 1937. Высота E в сумме с нормальной или ортометрической высотой (см. Нивелирование) определяет высоту соответственной точки земной поверхности над указанным эллипсоидом. А.-г. н. выполняют для проектирования астрономо-геодезич. сети на эллипсоид, передавая высоты E от астрономич. пункта Р к астрономич. пункту О. В исходном пункте высоту E устанавливают заранее.
Для выполнения А.-г. н. высот квазигеоида необходимы знание астрономич. широты и долготы, геодезич. широты и долготы точек Р и Q и гравиметрическая съёмка их окрестности. При пользовании ортометрическими высотами и А.-г. н. высот геоида дополнительно необходимы данные о распределении плотности внутри Земли. Если для определения E использовать только астрономо-геодезич. данные, то А.-г. н. переходит в астрономич. нивелирование, предложенное франц. учёным И. Виларсо (1871). Астрономич. нивелирование требует такого сгущения астрономических пунктов, чтобы была возможна линейная интерполяция отклонений отвеса между ними.
Лит.: Молоденский М.С., Еремеев В. Ф., Юркина М.И.. Методы изучения внешнего гравитационного поля и фигуры Земли, "Тр. Центрального науч-но-исследовательского института геодезии, аэросъёмки и картографии", 1960, в. 131; Закатов П.С., Курс высшей геодезии, 3 изд., М.. 1964. М. И. Юркина.
АСТРООРИЕНТАЦИЯ (от астро... и франц. orientation, букв.- направление на восток), ориентация летат. аппарата относительно "неподвижных" звёзд с помощью астродатчиков. Применяется, напр., при астрофизич. исследованиях, выполнении точных манёвров и в др. случаях, когда допустимые ошибки ориентации малы и измеряются угловыми минутами или секундами.
АСТРОПОЛЯРИМЕТРИЯ, раздел практической астрофизики, занимающийся применением поляриметрии к излучению,приходящему от небесных объектов. Поляризационные измерения осуществляют визуальными, фотографич. и элект-рофотометрич. средствами после того,как исследуемое излучение проходит через анализатор - двоякопреломляю-щий кристалл или поляроид. Визуальный способ, благодаря высокой разрешающей способности, успешно применяется для изучения поляризации в разных участках изображения планет или комет с помощью поляриметров Савара, Лио и др.; фотографический - для измерений поляризации в отдельных точках солнечной короны, галактич. туманностей и галактик, у к-рых световой поток слишком слаб; электрофотометрический- гл. обр. для измерений поляризации света звёзд. При фотографическом методе получают изображения объекта при трёх углах положения анализатора с последующим измерением плотности фотографич. изображения. В электрофотометрич. способе измеряют изменения светового потока при быстром вращении анализатора. Точность измерений поляризации света ярких объектов достигает сотых, а у слабых - десятых долей процента.
За исключением света солнечной короны и нек-рых туманностей, поляризация света небесных объектов невелика и достигает немногих % или долей %. По-ляризация света у газовых туманностей свидетельствует о нетепловой природе излучения (напр., у Крабовидной туманности - это тормозное излучение релятивистских электронов), а у пылевых туманностей - о рассеянии света пылевыми частицами. У планет и Луны поляризация света отдельных образований позволяет делать заключения о природе поверхности и наличии в атмосфере планеты рассеивающих частиц. Поляризация света солнечной короны вызвана в осн. рассеянием света Солнца на свободных электронах. Поляризация света звёзд возникает на пути распространения световых волн от звезды к наблюдателю как результат рассеяния света на несферич. пылевых частицах, ориентированных межзвёздными магнитными полями Галактики, однородными в достаточно крупных масштабах. Магнитные поля на Солнце и звёздах также обнаруживают и измеряют поляриметрич. анализом спектральных линий на теоретич. основе эффекта Зеемана. Поляризация света звёзд может возникать также в их обширных атмосферах и может быть переменна во времени.
Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965; его же, Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.
Д. Я. Мартынов.
АСТРОСПЕКТРОГРАФ, спектральный прибор для фотографирования спектров небесных светил. Устанавливается в фокусе телескопа так, чтобы действительное изображение звезды, планеты, туманности и т. п. попадало в его щель. Для получения спектра слабого астроно-мич. источника требуются весьма длинные экспозиции (десятки минут и часы), в течение к-рых спектрографируемый объект меняет своё положение относительно горизонта; одновременно меняет своё положение и телескоп, направленный на этот источник. Во избежание смещения изображения со щели А. конструкция системы телескоп - А. должна быть предельно жёсткой. Кроме того, сам А. термостатируется, т. к. даже изменение темп-ры на 0,1°С может вызвать смещение спектральной линии, к-рое приводит к ошибке в лучевых скоростях до 5 км/сек.
Дисперсия в звёздных А. обычно составляет от 100 до 10 А/мм и ограничивается конструктивными особенностями А., укрепляемых на телескопе. Большая дисперсия достигается в стационарном фокусе куде (см. Куде фокус): до 1 А/мм при наблюдениях ярких звёзд с помощью 3-5-метрового рефлектора. Для слабых объектов применяют дисперсии от 500 до 2000 А/мм, а в спец. случаях до 10 000 А/мм. Для таких объектов пользуются сверхсветосильными камерами с очень коротким фокусным расстоянием, чаще всего Шмидта телескопами. Для спектрографирования предельно слабых объектов А. устанавливают в первичном фокусе телескопа и даже отказываются от щели, на ограничивающих щёчках к-рой происходят потери света.
Разновидностями А. являются бесщелевые и небулярные спектрографы и призменные камеры. В бесщелевых спектрографах спектрально-разложенные изображения получаются не только от объекта, находящегося на оптич. оси, но и от др. объектов. Сходным образом работает призменная камера: камеру, перед объективом к-рой установлена призма без питающей оптики, направляют на исследуемую область неба. В небулярном спектро-графе отсутствует коллимационная линза: щель, поставленная далеко от призмы (дифракционной решётки), позволяет выделить свет от сравнительно малой области неба. В случае спектральных наблюдений Солнца, дающего огромные световые потоки, применяют стационарные длиннофокусные спектрографы с дисперсией от 0,1 А/мм. С успехом употребляют также эшелле, позволяющие при очень высоких порядках спектра и зеркальной оптике фотографировать большие области спектра с высокой дисперсией.
Длины волн спектральных линий в А. определяются приспособлениями, позволяющими вводить в А. свет от лабораторного источника, спектральное разложение которого даёт спектр сравнения.
Лит.: Мартынов Д.Я., Курс прак-тической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 1, § 8. Д. Я. Мартынов.
АСТРОСПЕКТРОСКОПИЯ, область астрофизики, включающая изучение спектров небесных тел с целью познания физ. природы Солнца, звёзд, планет, туманностей, межзвёздного вещества и т. п., а также их движения в пространстве. В узком смысле слова А.- раздел прак-тич. астрофизики, занимающийся только исследованием движения небесных тел или отдельных их частей по лучу зрения на основании измерений смещения спектральных линий, обусловленных эффектом Доплера. В задачи А. входит получение спектров с помощью астроспектрогра-фов, измерения точных значений длин волн спектральных линий, а также оценка и измерения интенсивности разных образований в спектре. Распределение энергии в спектрах составляет предмет астроспектрофатометрии. По результатам анализа особенностей спектров небесных тел можно судить о разнообразных физ. явлениях, происходящих на них. Внутр. движение газовых масс, а также осевое вращение Солнца, планет, туманностей, галактик обусловливают различия лучевых скоростей в разных частях видимого их изображения. Применительно к звёздам, дающим точечное изображение, осевое вращение проявляется в расширении спектральных линий, к-рые при этом становятся фотометрически неглубокими. Сильная турбулентность в атмосфере звезды приводит к расширению спектральных линий без существенного ослабления их интенсивности. Периодич. колебания спектральных линий около своего среднего положения в спектре звезды указывают на то, что эта звезда является тесной двойной системой (см. Двойные звёзды).
Анализ интенсивности и фотометрич. профиля спектральных линий позволяет судить об ионизационном состоянии хим. элементов в звёздных атмосферах, о хим. составе, темп-ре в атмосферах звёзд, о давлении, в частности - электронном, в них. Различное поведение линий разных элементов на разных ступенях ионизации позволяет углубить спектральную классификацию учётом газового давления в атмосферах звёзд, что неразрывно связано с их размерами и светимостями, т. е. приводит к двумерной спектральной классификации звёзд. Приложение поляризационных приборов к спектральному анализу Солнца и звёзд даёт возможность изучать магнитные поля звёзд, обычно переменные.
С помощью А. определяют также хим. состав (в т. ч. изотопный) атмосфер планет. Анализ молекулярных полос поглощения позволяет определять темп-ру и давление в атмосферах планет. См. также Спектроскопия.
Лит.: Мартынов Д.Я., Курс общей астрофизики, М., 1965; Теория звездных спектров, М., 1966. Д. Я. Мартынов.
АСТРОСПЕКТРОФОТОМЕТРИЯ, раздел практической астрофизики, занимающийся изучением распределения энергии в спектрах небесных тел, т. е. измерением удельной освещённости от исследуемого объекта ЕЛ эрг/(сек* см2) на единичном интервале спектра 1 А; 1 мкм; 1 см (абсолютная А.) или опре-делением тех же величин в относительных единицах, напр. в долях освещённости ЕЛ, определённой в к.-л. избранной длине волны (относительная А.). К задачам А. относится также фотометрирова-ние отдельных спектральных линий или полос относительно соседнего участка непрерывного спектра с целью определения профиля спектральной линии или её эквивалентной ширины. Задачи абсолютной А. для ярких объектов решаются с помощью неселективного приёмника - болометра или термоэлемента. В ограниченной области спектра те же задачи решаются также и с помощью селективных приёмников - глаза, фото-графич. эмульсии, фотокатода фотоэлектронного умножителя - путём сравнения количества энергии в одних и тех же узких спектральных участках у исследуемого объекта и объекта сравнения (спектрофотометрич. стандарта). При этом должна быть известна функция спектральной чувствительности приёмника излучения в комбинации с применяемой оптикой. В качестве стандарта применяют либо лабораторный источник (ленточная лампа накаливания, вольтова дуга, разряд в водородной лампе, лабораторная модель абсолютно чёрного тела), либо одну из немногих стандартных звёзд с особенно хорошо изученной функцией Ел (напр., Вега). Наиболее удобен фо-тографич. метод сравнения, при к-ром спектр сравнения фотографируется рядом со спектром исследуемой звезды. Однако точность фотографич. А. невысока - порядка 10%. Более точные результаты обеспечивает фотоэлектрич. А. (1-2% ). Главный источник погрешностей в А.-земная атмосфера.
Осн. применение А.- определение темп-р небесных тел, прежде всего Солнца и звёзд. Результаты позволяют уточнить теоретич. модели звёздных атмосфер. А. спектр. линий даёт важные количественные сведения о хим. составе, темп-ре и плотности звёздных атмосфер и газовых туманностей.
Лит.: Мартынов Д.Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967. Д. Я. Мартынов.
АСТРОСФЕРА (от астро... и сфера), часть центросферы, лучистая зона цито-плазмы вокруг клеточного центра, образующаяся во время митотического деления клетки (см. Митоз).
АСТРОФИЗИКА, раздел астрономии, изучающий физ. явления, происходящие в небесных телах, их системах и в космич. пространстве, а также хим. процессы в них. А. включает разработку методов получения информации о физ. явлениях во Вселенной, сбор этой информации (гл. образом путём астрономич. наблюдений), её науч. обработку и теоретич. обобщение. Теоретическая А., занимаясь обобщением и объяснением фактич. данных, полученных наблюдательной А., пользуется законами и методами теоретич. физики. Совокупность методов наблюдательной А. часто называют практической А.
В отличие от физики, в основе к-рой лежит эксперимент, связанный с произвольным изменением условий протекания явления, А. основывается гл. обр. на наблюдениях, когда исследователь не имеет возможности влиять на ход физ. процесса. Однако при изучении того или иного явления обычно представляется возможность наблюдать его на многих небесных объектах при различных условиях, так что в конечном счёте А. оказывается в не менее благоприятном положении, чем экспериментальная физика. Во многих случаях условия, в к-рых находится вещество в небесных телах и системах, намного отличаются от доступных современным физ. лабораториям (сверхвысокие и сверхнизкие плотности, высокие темп-ры и т. п.). Благодаря этому астрофиз. исследования нередко приводят к открытию новых физ. закономерностей.
Исторически сложилось разделение наблюдательной А. на отдельные дисциплины по двум признакам: по методам наблюдения и по объектам наблюдения. Различным методам посвящены такие дисциплины, как астрофотометрия, астроспектроскопия, астроспектрофо-тометрия, астрополяриметрия, астро-колориметрия, рентгеновская астроно-мия, гамма-астрономия и др. Примером дисциплин, выделенных по объекту исследования, могут служить: физика Со-лнца, физика планет, физика туманностей галактических, физика звёзд и др.
По мере развития техники космич. полётов в астрофизич. исследованиях всё большую роль играет внеатмосферная астрономия, основанная на наблюдениях с помощью инструментов, размещённых на искусств. спутниках Земли и космических зондах. С развитием космонавтики появилась возможность устанавливать такие инструменты также и на других небесных телах (прежде всего на Луне). На этой же основе предполагается развитие экспериментальной астрономии. На грани наблюдательной и экспериментальной астрономии находятся радиоло-кационная астрономия (радиолокация метеоров, Луны, ближайших к Земле планет), а также лазерная астрономия, получающие информацию о небесных гелах, используемую в А., путём их искусств. освещения пучками электромагнитных волн.
Астрофизич. открытия, вскрывающие в природе новые формы существования материи и новые формы её естеств. организации, являются блестящим подтверждением фундаментального тезиса диалек-тич. материализма о качественной неисчерпаемости материи.
Ведущими центрами астрофизич. исследований в СССР являются: Крымская астрофизическая обсерватория АН СССР, Астрономическая обсерватория Пулковская АН СССР Главная, Абасту-манская астрофизическая обсерватория АН Груз. ССР и Бюраканская астрофизическая обсерватория АН Арм. ССР. Важные работы в области А. ведутся также в Московском и Ленинградском ун-тах. Быстро развиваются астрофизич. исследования в астрономич. учреждениях в Алма-Ате, Душанбе, Шемахе, Риге. Возродившаяся в последние десятилетия одна из старейших обсерваторий нашей страны в Тарту (ныне в Тыравере) в основном также занимается астрофизич. исследованиями. Работы по А. ведутся также на Серпуховской радиоастрономической обсерватории и на Зименков-ской радиоастрономической обсерватории. Среди иностранных научных учреждений, ведущих астрофизические исследования, видное место занимают: Ма-унт-Паломарская астрономическая обсерватория и Ликская астрономическая обсерватория в США, обсерватория Сен-Мишель и Парижский астрофизический институт во Франции, Ондржейовский астрономический институт в Чехословакии, астрономическая обсерватория Конколи в Венгрии, радиоастрономические обсерватории в Кембридже и Джо-дрелл-Банке в Великобритании и в Парксе в Австралии и др.
Историческая справка. Уже во 2 в. до н. э. звёзды, видимые невооруж. глазом, были в зависимости от их блеска разделены на 6 классов (звёздные величины). По существу это разделение, позже уточнённое и распространённое на более слабые звёзды и на невизуальные способы приёма излучений, легло в основу совр. астрофотометрии. Ещё до изобретения телескопа были описаны солнечные протуберанцы в рус. летописях (12 в.), открыты новые и сверхновые звёзды в Галактике (в частности, тщательные наблюдения Сверхновой 1572 в Кассиопее были произведены датчанином Тихо Браге и пражским астрономом Т. Гайеком), яркие кометы. Изобретение телескопа позволило получить ценные сведения о Солнце, Луне и планетах. Обнаружение фаз Венеры Г. Галилеем и атмосферы Венеры М. В. Ломоносовым имело огромное значение для понимания природы планет. Детальные исследования тёмных линий в спектре Солнца нем. учёным И. Фраунгофером (1814) явились первым шагом в получении массовой спектральной информации о небесных телах. Её ценность была признана после работ Г. Кирхгофа и Р. Бунзена (Германия) по спектральному анализу (1859-62). С начала 90-х гг. 19 в. большинство крупнейших телескопов мира было снабжено щелевыми спектрографами для изучения спектров звёзд с высокой дисперсией, и фотографирование спектров звёзд и др. небесных светил составило основную часть программы наблюдений с помощью этих инструментов. Этому посвятили свои работы пионеры современной астрофизики: рус. астроном А. А. Белопольский, Г. Фогель (Германия), У. Кэмпбелл и Э. Пике-ринг (США) и др. В результате их исследований были определены лучевые скорости многих звёзд, открыты спектрально-двойные звёзды, найдено изменение лучевых скоростей цефеид, заложены основы спектральной классификации звёзд.
Быстрое развитие лабораторной спектроскопии и теории спектров атомов и ионов на основе квантовой механики привело в 1-й пол. 20 в. к возможности интерпретации звёздных спектров и к развитию на этой основе физики звёзд и в первую очередь - физики звёздных атмосфер. Основы теории ионизации в звёздных атмосферах заложил в 1-й четв. 20 в. индийский физик М. Саха.
Появление в 1-й четв. 20 в. теоретич. А., основателями к-рой считаются нем. астроном К. Шварцшильд и англ, астроном А. Эддингтон, и сосредоточение её главных усилий на физике звёздных атмосфер и строении звёзд усилили интерес к изучению звёздных спектров. Этот процесс продолжался до середины века, когда наряду со спектральными исследованиями важную роль в астрономич: исследованиях стали играть методы, развиваемые в радиоастрономии, внегалактической астрономии, а также внеатмосферной астрономии.
С нач. 2-й четв. 20 в. в результате отождествления запрещённых линий в спектрах газовых туманностей и расширения исследований межзвёздного поглощения, впервые изученного рус. астрономом В. Я. Струве (1847), начала быстро развиваться физика межзвёздного вещества, а методы радиоастрономии открыли для этой области А. неограниченные возможности (наблюдения радиоизлучения нейтрального водорода с длиной волны 21 см и др.).
Уже в 20-х гг. 20 в., благодаря работам Э. Хаббла (США), была окончательно доказана внегалактич. природа спиральных туманностей. Эти небесные объекты, галактики, представляющие собой гигантские конгломераты звёзд и межзвёздного вещества, изучают как оптическими, так и радиоастрономич. методами; оба метода дают одинаково важную и взаимно дополняющую информацию, хотя последний и уступает первому в отношении количества информации. С кон. 40-х гг. 20 в. для фотографирования неба стали применять крупные рефлекторы, обладающие большим полем зрения (телескопы Шмидта и Максутова), благодаря чему появилась возможность массового изучения галактик и их скоплений. Исследования, выполненные на Маунт-Паломарской обсерватории в США (В. Бааде, Цвикки, Сандидж), на Бюраканской астрофизической обсерватории АН Арм. ССР (В. А. Амбар-цумян, Б. Е. Маркарян и др.) и в Астро-номическом ин-те им. П. К. Штернберга в Москве (Б. А. Воронцов-Вельяминов), а также наблюдения на радиоастроно-мич. обсерваториях в Кембридже (Великобритания) и в Парксе (Австралия) вскрыли огромное разнообразие форм галактик и проходящих в них физиче-ских процессов. Открытие во 2-й пол. 50-х гг. грандиозных взрывных процессов, являющихся проявлением активности ядер галактик, поставило перед теоретич. А. задачу их объяснения. В 1-й пол. 60-х гг. были открыты квазизвёздные радиоисточники (квазары). Изучение квазаров и ядер галактик показало, что и те и другие по своей природе в корне отличаются от звёзд, планет и межзвёздной пыли или газа. Новые явления, наблюдаемые в них, настолько своеобразны, что к ним не всегда применимы сложившиеся физ. представления. Благодаря этим и ряду др. открытий А. переживает, по существу, революцию, по своему значению сравнимую с революцией в астрономии времён Коперника - Галилея - Кеплера - Ньютона и с тем переворотом, к-рьгй пережила физика в 1-й трети 20 в. Развитие внеатмосферной астрономии значительно обогатило методы планетной астрономии. Фотографирование обратной стороны Луны (1959, СССР), первый запуск науч. аппаратуры на Луну и получение снимков лунных пейзажей (1966, СССР), снимки Марса с близкого расстояния (1965, США), достижение сов. космич. зондом нижних слоев атмосферы Венеры (1967, СССР), высадка космонавтов на Луну и начало прямых исследований лунного грунта (1969, США)- таковы первые выдающиеся результаты в этой области астрономии.
Исследования тел Солнечной системы. Среди больших планет наиболее полно изучена Земля, являющаяся предметом исследований геофизики. Сведения об остальных восьми планетах до сер. 20 в. оставались относительно скудными. Однако развитие исследований, опирающихся на наблюдения с помощью космич. зондов, позволит уже в ближайшем будущем изменить это положение. При решении различных задач, связанных с изучением строения и состава планетных атмосфер наземными методами, в А. часто применяют те же наблюдательные и теоретич. методы, что и в геофизике (в частности, методы изучения верхних слоев земной атмосферы). Особенный интерес представляют спектральные исследования планет, обладающих атмосферным покровом. В результате таких исследований установлены коренные различия в составе атмосфер планет. В частности, выяснилось, что в атмосфере Юпитера основной составляющей является аммиак, в атмосфере Венеры - углекислый газ, в то время как на Земле преобладают молекулярные азот и кислород. Обнаружение больших кратероподобных образований на Марсе (с помощью космич. зондов "Маринер", США) ставит задачу создания общей теории возникновения рельефа на планетах и Луне. Существуют две противоположные теории происхождения кратеров на Луне и Марсе. Одна приписывает их образование вулканизму, другая - удару гигантских метеоритов. В результате открытия новых свидетельств в пользу вулканизма на Луне первая из них находит всё больше сторонников. Сведения об особенностях рельефа планет, а также о законах их вращения и нек-рые др. доставляют радиолокац. наблюдения [В. А. Котельников (СССР) и др.].
Большинство спутников планет, так же как и все малые планеты, не имеет атмосфер, т. к. сила тяжести на их поверхности недостаточна для удержания газов на них. Малые же угловые размеры этих тел не позволяют изучать детали их поверхностей. Поэтому единственная информация о физике этих тел основана на измерениях их интегральной отражат. способности в различных участках спектра. Изменения их блеска дают нам сведения об их вращении.
Большой интерес представляют собой явления, возникающие при приближении комет к Солнцу. В результате процессов сублимации, происходящих под воздействием солнечного излучения, из ядра кометы выделяются газы, образующие обширную голову кометы. Воздействие солнечного излучения и, по-видимому, солнечного ветра обусловливает образование хвоста, иногда достигающего миллионов километров в длину. Выделенные газы уходят в межпланетное пространство, вследствие чего при каждом приближении к Солнцу комета теряет значит. часть своей массы. В связи с этим кометы, особенно короткоперио-дические, рассматриваются как объекты, обладающие небольшой продолжительностью жизни, измеряемой тысячелетиями или даже столетиями (С. К. Всехсвят-ский и др.). Изучение происхождения и развития системы комет позволит сделать заключения, относящиеся к эволюции всей Солнечной системы.
Физика Солнца. Физ. процессы, происходящие в Солнце, практически независимы от воздействия окружающей среды. Развитие Солнца, по крайней мере в нынешнюю эпоху, обусловлено его внутр. закономерностями. Выяснено, что внутри Солнца, так же, как и внутри всех звёзд, имеются источники тепловой энергии (ядерной природы), благодаря к-рым вещество Солнца (звёзд) нагревается до высокой темп-ры. Вследствие этого происходит испускание лучистой энергии наружу. Устанавливается равновесие между мощностью излучения Солнца (звёзд) и суммарной мощностью находящихся в нём источников тепловой энергии. В то же время проявления солнечной активности - излучения Солнца, испускание им потоков частиц с "вмороженными" в них магнитными полями - оказывает существенное влияние на развитие всех тел Солнечной системы. Объектами детального изучения являются различные образования в атмосфере Солнца: солнечные пятна, факелы, протуберанцы. Особый интерес представляют кратковременные хромос-ферные вспышки, длящиеся обычно неск. десятков минут и сопровождающиеся выделением значит. кол-в энергии. Корпускулярные потоки, связанные с активными областями Солнца, были изучены на Крымской астрофизич. обсерватории АН СССР (Э. Р. Мустель). Во внеш. слоях Солнца происходят постоянные изменения магнитных полей. Исследования, проведённые на этой же обсерватории (А. Б. Северный), позволили установить связь между вспышками и быстрыми изменениями в строении магнитного поля в данной части солнечной поверхности. Теоретич. исследования показали, что перенос энергии в Солнце (так же, как и в звёздах) происходит гл. обр. путём испускания и поглощения излучения. На этом выводе построена теория лучистого равновесия Солнца, относящаяся как к внешним, так и к внутр. слоям Солнца.
Важнейший вопрос физики Солнца (так же, как и звёзд) - природа источников энергии. Энергия гравитац. сжатия оказалась недостаточной. Гипотеза, по к-рой источником солнечной энергии являются термоядерные реакции, с количеств. стороны может удовлетворительно объяснить излучение в течение миллиардов лет; тем не менее она нуждается в окончат. проверке. Полное выяснение природы источников солнечной и звёздной энергии будет иметь огромное значение для решения вопросов эволюции Солнца и звёзд.
Ввиду науч. значения изучения физ. процессов, происходящих в поверхностных слоях Солнца, и их влияния на верхние слои земной атмосферы, обсерватории многих стран объединились для систематич. наблюдения этих процессов всеми доступными методами, организовав круглосуточную службу Солнца.
Физика звёзд. При изучении звёзд важную роль играют представления о строении Солнца, к-рые модифицируются таким образом, чтобы они удовлетворяли фотометрическим и особенно спектральным данным о звёздах. Вследствие разнообразного характера спектральной информации в конечном счёте удаётся найти однозначное решение этой проблемы. К настоящему времени классифицированы спектры более чем миллиона звёзд. Спектральная классификация звёзд была впервые разработана в нач. 20 в. на Гарвардской обсерватории (США), а затем совершенствовалась и уточнялась. Главным признаком при этой классификации является наличие тех или иных спектральных линий и их относительные интенсивности.
Интересными объектами являются т. н. белые карлики, имеющие относительно высокую поверхностную темп-ру (от 7000° до 30 000°) и низкую светимость, во много раз меньшую светимости Солнца (см. Светимость звезды). Средние плотности нек-рых белых карликов более чем в миллион раз превосходят плотность воды. В дальнейшем теоретически была установлена возможность конфигураций звёздных масс, состоящих из вырожденного газа нейтронов и даже гиперонов. Плотности таких конфигураций должны достигать 1014-1015 плотности воды. Однако в течение многих лет такие конфигурации не смогли быть обнаружены. Лишь в 1967 были обнаружены пульсары - объекты, испускающие с периодом переменности, измеряемым в одних случаях секундами, а в других - долями секунды. Имеются серьёзные основания предполагать, что это и есть сверхплотные конфигурации.
Особый интерес представляют пере-менные звёзды, у к-рых меняется блеск и спектр. В тех случаях, когда такие изменения носят периодич. или приблизительно периодич. характер, они объясняются пульсациями, т. е. последовательными расширениями и сжатиями звезды. Более глубокие изменения происходят в нестационарных звёздах, многие из к-рых являются молодыми звёздами, находящимися в процессе становления. Важное значение имеют звёзды типа RW Возничего, обнаруживающие совершенно неправильные изменения блеска и входящие в состав Т-ассоциаций (см. Звёздные ассоциации), возраст к-рых не превосходит 10 млн. лет. На более поздней стадии развития многие из этих звёзд, имея нормально постоянную яркость, переживают время от времени вспышки, длящиеся всего неск. мин, когда их яркость увеличивается до неск. раз, а иногда (в коротковолновой части спектра) в сотни раз. Примером звезды, находящейся в этой стадии, является переменная звезда UV Кита. В то время как нормальное излучение звёзд имеет чисто тепловую природу, энергия, выделенная во время вспышек, имеет явно нетепловое происхождение. Ещё более грандиозные процессы выделения энергии происходят при вспышках новых звёзд и сверхновых звёзд. Во время вспышек сверхновых за промежуток времени порядка 1 мес выделяется 1042 дж, (1049 эрг). Во время вспышек новых и сверхновых звёзд происходит выбрасывание расширяющихся газовых оболочек. Вспышки так наз. новоподобных переменных звёзд, в частности звёзд типа SS Лебедя, занимают по масштабам промежуточное положение между вспышками новых звёзд и звёзд типа UV Кита,
Физика туманностей. Довольно подробно изучены физ. процессы, происходящие в газовых туманностях, освещённых горячими звёздами. Эти процессы сводятся по существу к флуоресценции под влиянием ультрафиолетового излучения горячих звёзд. Что касается газовых туманностей, не освещённых горячими звёздами, то их исследование возможно благодаря тому, что они излучают радиолинию водорода с длиной волны 21 см. В большинстве газовых туманностей присутствует также и пылевое вещество, состоящее из твёрдых частиц. Если газопылевая туманность освещена звездой относительно низкой темп-ры, излучение к-рой не может вызвать флуоресценцию газа, то наблюдается отражение света освещающей звезды от пылевой компоненты туманности. В таких случаях спектр туманности является репродукцией спектра звезды. В Галактике наблюдаются также радиотуманности, испускающие непрерывный спектр в радиодиапазоне; такое излучение связано с торможением релятивистских электронов в магнитных полях - так наз. синхротронное излучение (исследования сов. астронома И. С. Шкловского и др.). Эти туманности возникли вследствие вспышек сверхновых звёзд; таковы Крабовидная туманность и радиоисточник Кассиопея А. Продолжительность их жизни измеряется всего тысячами, а иногда даже только сотнями лет.
Физика внегалактических объектов. В начале изучения галактики рассматривались как механич. конгломераты звёзд и туманностей. Поэтому обсуждались лишь вопросы их внутр. кинематики и динамики. Однако вскоре было выяснено, что существует определённая связь между формой галактик (эллиптическая, спиральная, неправильная) и классами входящих в них звёзд ("звёздного населения"), в частности наличием в них молодых звёзд - голубых гигантов. В рукавах спиральных галактик наблюдаются большие неоднородности, О-ас-социации, представляющие собой системы, состоящие из молодых звёзд и туманностей. Их возникновение связано, по-видимому, с глубокими физ. процессами, при к-рых большие массы до-звёздного вещества превращаются в обычные звёзды. Изучение этих процессов является одной из труднейших нерешённых проблем А.
Начиная с сер. 20 в. стала выявляться большая роль ядер галактик в их эволюции. Установлено существование различных форм активности ядер, в частности гигантские взрывы, при к-рых выбрасываются огромные облака релятивистских электронов. В результате таких взрывов обычные галактики превращаются в радиогалактики. Происходит также выбрасывание облаков и струй обычного газа. Все эти явления свидетельствуют о том, что в ядрах галактик происходят весьма глубокие процессы превращений вещества и энергии.
Открытие квазизвёздных источников радиоизлучения (квазаров), так же как квазизвёздных чисто оптич. объектов, привело к обнаружению ещё более глубоких процессов. Прежде всего оказалось, что среди квазаров имеются объекты, к-рые испускают в 1013 раз более мощное излучение, чем Солнце, и в сотни раз более яркое, чем сверхгигантские галактики. Квазары испытывают относительно быстрые изменения блеска, что говорит об их небольших диаметрах (непрерывный спектр излучается из объёма диаметром не более 0,2 парсек). Во многих отношениях квазары схожи с наиболее активными ядрами галактик, только масштабы явлений в них больше. Массы квазаров неизвестны. Однако, рассматривая их как очень большие, изолированные ядра, можно принять, что они составляют 1011 масс Солнца и больше.
Теоретическая астрофизика. Цель теоретич. А.- объяснение изучаемых А. явлений на основе общих законов физики. При этом она пользуется как методами, уже разработанными в теоретич. физике, так и специальными методами, разработанными для изучения явлений в небесных телах и связанными со специфич. свойствами этих тел. Поскольку вся информация об астрофизич. процессах получается на основе регистрации достигающего нас излучения, то первая задача теоретич. А.- прямое истолкование результатов наблюдений и составление на первом этапе внешней картины развёртывающегося процесса (напр., наблюдения блеска и спектров новых звёзд удалось истолковать на основе представления о выбросе наружных слоев звезды в окружающее пространство). Однако конечная её цель - выяснение механизма и причин явления (в приведённом примере - причины взрыва, к-рый приводит к выбрасыванию оболочки). Основным отличием процессов, изучаемых А., в большинстве случаев является существенная роль взаимодействия вещества с излучением. Поэтому теоретич. А., наряду с решением конкретных задач, разрабатывает также общие методы исследования этого взаимодействия. В то время, как теоретич. физика интересуется элементарными процессами этого типа, А. изучает результаты многократного и сложного взаимодействия в больших системах; так, теория переноса излучения в материальной среде, которая применяется и в др. разделах физики, достигла большого совершенства именно в А. Успешное развитие в трудах сов. астрономов В. В. Соболева и др. теории переноса излучения в спектр. линиях позволило установить точные закономерности образования в звёздных атмосферах линий поглощения и линий излучения. Таким образом стала возможной количественная интерпретация звёздных спектров. Разработаны также общие методы вычисления состояний равновесия звёздных масс. Большие работы по конфигурациям равновесия газовых звёзд выполнены М. Шварцшильдом (США) и А. Г. Масевич (СССР). Теория вырожденных конфигураций, в к-рой учитывается вырождение электронного газа, была разработана во 2-й четверти 20 в. Э. Милном (Великобритания) и С. Чанд-расекаром (Индия). В случае сверхплотных конфигураций (в к-рых вырожден уже барионный газ) расчёты следует вести на основе общей теории относительности. Эти вопросы так же, как и теоретич. исследования, касающиеся процесса расширения Вселенной в целом, составляют новую отрасль теоретич. А., получившую название релятивистской астрофизики. Результаты астрофизич. исследований публикуются гл. обр. в трудах обсерваторий, а также в спец. журналах, среди к-рых основные: "Астрономический журнал" (М., с 1924), "Астрофизика." (Ер., с 1965), "Astrophysical Journal" (Chi., с 1895), "Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society" (L., с 1827), "Annales d'astrophysique" (P., с 1938-68), "Zeitschrift fur Astrophysik" (В., с 1930-44) и др.
Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 1 - 3, М .- Л., 1951-64; С о-болев В.В., Курс теоретической астро-физики, М., 1967; Амбарцумян В. А., Проблемы эволюции Вселенной, Ер., 1968; Развитие астрономии в СССР, М., 1967; Струве О.В., Зебергс В., Астроно-мия 20 в., пер. с англ., М., 1968; Зельдович Я. Б. и Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1968.
В. А. Амбарцумян.
"АСТРОФИЗИКА", научный журнал Академии наук Арм. ССР. Изд. в Ереване. Осн. в 1965, выходит 4 раза в год. Публикует статьи по физике звёзд, туманностей и межзвёздной среды, по звёздной и внегалактич. астрономии и по смежным с астрофизикой вопросам.
АСТРОФИЗИКИ ИНСТИТУТ АКАДЕМИИ НАУК ТАДЖИКСКОЙ ССР, научно-исследовательское учреждение в Душанбе. Институт создан в 1958 на базе Сталинабадской астрономич. об-серватории, осн. в 1932. Ведёт исследования в области изучения метеоров., комет, переменных звёзд и звёздной астрономии. В составе ин-та - Гиссар-ская обсерватория (построена в 1963-68), где проводятся все наблюдательные работы. Осн. инструменты: 70-см рефлектор, 40-см астрограф F = 2м), фотографич. метеорные патрули с 10-см камерами (24 шт.) и 75-см камерами (16 шт.), ра-диолокац. метеорный патруль и ионо-сферная станция. Ин-т издаёт "Бюллетень" (с 1951) и журнал " Кометы и метеоры" (с 1957). П. Б. Бабаджанов.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ АКАДЕМИИ НАУК КАЗАХСКОЙ ССР, научно-исследоватепьское учреждение в Алма-Ате. Осн. в 1942 (до 1950 в составе Ин-та астрономии и физики Казахстанского филиала АН СССР). На горной обсерватории Института (выс. ок. 1500 м над ур. м.) установлены 50-см телескоп Максутова, 70-см рефлектор и ряд др. инструментов. Высокогорная наблюдательная база (св. 3000 м над ур. м.) включает корональную станцию. Осн. направления работы Института: атмосферная оптика, физика Солнца и тел Солнечной системы, взаимосвязь звёзд и межзвёздной среды, динамика звёздных систем, космогония и космология. Издания Института: "Известия". (1955-62) и тематические<<Труды"(с 1961). Лит.: Идлис Г. М., Рожков-ский Д. А. и фесенков В. Г., Результаты астрофизических исследований, в кн.: Октябрь и наука Казахстана, А.-А., 1967, с. 187-205. Г. М. Идлис.
АСТРОФОТОГРАФИЯ, метод астрономич. наблюдений, основанный на фотографировании небесных тел с помощью астрографов. А. стала входить в астрономич. практику с сер. 19 в., вытесняя визуальные наблюдения, благодаря преимуществам, в числе к-рых: способность фотоэмульсии накапливать световую энергию, что позволяет наблюдать слабые небесные светила; возможность получить на фотоснимке одновременно изображения многих объектов (напр., звёзд в Млечном Пути) или одного объекта во всех его деталях (напр., солнечной короны); объективность и документальность.
В узком смысле А. называют фотографич. астрометрию, т. е. раздел астрометрии, в к-ром фотография применяется к решению таких задач, как определение положений светил на небесной сфере, измерения их движений, расстояний до них, относит/ перемещений звёзд в двойных и кратных системах или спутников вокруг планет и т. п. Большинство астрометрич. задач решается измерением углов между направлениями на светила в определённые моменты времени. При применении методов А. это сводится к измерению на фо-тографич. снимке соответствующего участка неба, прямоугольных координат изучаемого объекта, а также нек-рого количества опорных звёзд с известными из каталогов экваториальными координатами а и 8. Измерения осуществляются с помощью спец. координатно-измерит. машин (см. Астрономические измерительные приборы); погрешности измерений при этом обычно не превышают 1 мкм. Результаты таких измерений позволяют определить координаты а и 6 и для изучаемых объектов, к-рыми могут быть большая и малая планета, комета, метеор, Луна, звезда и т. п.
Собственные движения звёзд определяются по фотоснимкам, полученным с интервалом в десятки лет. В основе определения расстояний лежат измерения углов между направлениями на небесный объект в разное время года, т. е. с разных точек земной орбиты. Таким путём расстояния до звёзд определяют с точностью до нескольких тысячных долей угловой секунды, что соответствует расстояниям в 200-300 парсек. А. позволяет измерять взаимное положение компонентов двойных звёзд, если расстояние между ними не меньше 1", т. к. в противном случае |
