Барнард, Эдуард Эмерсон (Barnard, Edward Emerson) (1857-1923), американский астроном, открыл звезду с наибольшим собственным движением (звезда Барнарда), обнаружил пятый спутник Юпитера, зафиксировал 16 комет. Широко известен его фотографический Атлас избранных областей Млечного Пути (Atlas of Selected Regions of Milky Way).

Боде, Иоганн Элерт (Bode, Johann Elert) (1747-1826), немецкий астроном, сформулировавший эмпирическое правило удаленности планет от Солнца, открытое ранее И.Тициусом и известное сейчас как "правило Тициуса-Боде". Дал имя планете Уран, устранив этим неловкую ситуацию, возникшую после того, как открывший эту планету В. Гершель предложил назвать ее "Звездой Георга" в честь английского короля Георга III.

Браун, Эрнест Уильям (Brown, Ernest William) (1866-1938), американский астроном, чья книга Лунные таблицы (Tables of the Moon) считается наиболее авторитетным источником по теории движения Луны. Браун обнаружил вариации в скорости вращения Земли, исследовал проблему трех тел, движение планет и астероидов, развивал теорию резонансов.

Вейцзеккер, Карл Фридрих (Weizscker, Carl Friedrich) (род. 1912), немецкий космогонист и физик. Предложил теорию формирования планетной системы из пылевого вещества, верно описывающую расстояния планет от Солнца. Эта теория, основанная на ранних идеях Канта и Лапласа, освободила космогонию от необходимости предполагать соударения звезд для формирования планет.

Герцшпрунг, Эйнар (Hertzsprung, Ejnar) (1873-1967), датский астроном и инженер, обнаружил связь между цветом звезд и их абсолютной светимостью. Это соотношение, независимо полученное Г.Ресселом, легло в основу диаграммы Герцшпрунга - Рессела, ставшей важным инструментом звездной астрономии. Герцшпрунг также обнаружил связь между спектрами звезд и их светимостью.

Донати, Джованни Баттиста (Donati, Giovanni Battista) (1826-1873), итальянский астроном. В 1858 открыл комету Донати - одну из самых ярких и интересных в истории астрономии. Первым исследовал спектры комет и доказал, изучая комету Темпля 1864, что кометы являются самосветящимися телами.

Кассини, Джованни Доменико (Cassini, Giovanni Domenico) (1625-1712), итальянский и французский астроном. Открыл 4 спутника Сатурна и темный промежуток между его кольцами (деление Кассини), исследовал и дал название зодиакальному свету, измерил периоды вращения Марса, Венеры и Юпитера, указал причину лунных либраций. Был первым директором Парижской обсерватории; на этом посту его последовательно сменяли сын, Жак Кассини (1677-1756), внук, Сезар Франк Кассини де Тюри (1714-1784), и правнук, Жак Доминик де Кассини (1747-1845).

Кэмпбелл, Уильям Уоллес (Campbell, William Wallace) (1862-1938), американский астроном, начал измерения лучевых скоростей звезд по их спектрам; определил движение Солнца в Галактике, а также среднюю скорость хаотического движения звезд различных спектральных классов.

Кэннон, Энни Джамп (Cannon, Annie Jump) (1863-1941), американский астроном, классифицировала спектры более 400 000 звезд, опубликовав результаты в Каталоге Генри Дрэпера. Открыла 5 новых и более 300 переменных звезд.

Лаббок, Джон Уильям (Lubbock, John William) (1803-1865), английский астроном и математик, предложивший в 1829 метод определения кометных орбит. Упростил вычисления отклонений в движении Луны и планет, введя время как независимую переменную.

Леверье, Урбен Жан Жозеф (Leverrier, Urbain Jean Joseph) (1811-1877), французский астроном и математик, в 1846 теоретически открывший планету Нептун.

Леметр, Жорж Эдуар (Lemaitre, Georges Edouard) (1894-1966), бельгийский астрофизик и космогонист, изучавший формирование Вселенной на основе теории относительности. Предложил эволюционную гипотезу, в которой рождение Вселенной уподоблялось распаду радиоактивного атома, т.е. источником всего вещества и энергии Вселенной считалось одно гигантское ядро, или "первичный атом".

Ливитт, Генриетта Суон (Leavitt, Henrietta Swan) (1868-1921), американский астроном, обнаружившая зависимость между светимостью переменных звезд-цефеид и периодом изменения их блеска, что позволило определять расстояния до звезд. Открыла также множество астероидов, 4 новые звезды и 2400 переменных звезд.

Максутов, Дмитрий Дмитриевич (1896-1964), русский астроном и оптик, изобрел менисковые системы оптических приборов (телескоп Максутова).

Моултон, Форест Рей (Moulton, Forest Ray) (1872-1952), американский астроном-теоретик. Выдвинул планетезимальную гипотезу происхождения Солнечной системы взамен небулярной гипотезы Лапласа; изучал устойчивость движения спутниковых систем, определял орбиты планет и комет, построил теорию приливов в системе Земля - Луна.

Ньюком, Саймон (Newcomb, Simon) (1835-1909), американский астроном. Совместно с А.Даунингом предложил однородную систему астрономических постоянных, ставшую с 1901 стандартной для всех эфемерид. Расчитал точные таблицы движения Солнца, Меркурия, Венеры, Марса, Урана и Нептуна.

Ольберс, Генрих Вильгельм Маттиас (Olbers, Heinrich Wilhelm Matthias) (1758-1840), немецкий астроном и врач; предложил метод вычисления орбит, применяемый до сих пор. Выдвинул гипотезу о происхождении астероидов в результате взрыва большой планеты. Открыл вторую и четвертую малые планеты - Палладу и Весту.

Струве, Отто Васильевич (1819-1905), русский астроном немецкого происхождения, открыл более 500 двойных звезд и вычислил постоянную прецессии; определил массу Нептуна, размер колец Сатурна и скорость Солнца. После своего отца, Василия Яковлевича Струве (1793-1864), стал в 1862 директором Императорской Пулковской обсерватории.

Фламмарион, Камиль (Flammarion, Camille) (1842-1925), французский астроном, исследовавший Марс, Луну, двойные звезды. Его книга Планета Марс стала классической. Он также пересмотрел Каталог туманностей и звездных скоплений Ш.Мессье.

Хёггинс, Уильям (Huggins, William) (1824-1910), английский астроном, первым применивший спектроскоп для детального исследования звезд. Разработал методы определения движения звезд по смещению линий в их спектре; доказал, что одни туманности являются газовыми, а другие - звездными.

Шмидт, Бернхард Вольдемар (Schmidt, Bernhard Voldemar) (1879-1935), немецкий оптик, создатель астрономических инструментов. Разработал коррекционную пластину для подавления сферической аберрации у зеркальных телескопов. Телескоп (камера) системы Шмидта позволяет фотографировать большие области неба, правда, фотопластинку при этом приходится немного выгибать. Несмотря на то, что в детстве в результате несчастного случая Шмидт потерял правую руку, он был одним из лучших шлифовщиков астрономических зеркал своего времени.

Штернберг, Павел Карлович (1865-1920), русский астроном, занимался фотографический астрономией, гравиметрией и др. Директор Московской обсерватории (1916-1917).

раздел астрономии, изучающий физические явления, происходящие в небесных телах, их системах и в космическом пространстве, а также химические процессы в них. А. включает разработку методов получения информации о физических явлениях во Вселенной, сбор этой информации (главным образом путём астрономических наблюдений), её научную обработку и теоретическое обобщение. Теоретическая А., занимаясь обобщением и объяснением фактических данных, полученных наблюдательной А., пользуется законами и методами теоретической физики. Совокупность методов наблюдательной А. часто называют практической А.

В отличие от физики, в основе которой лежит эксперимент, связанный с произвольным изменением условий протекания явления, А. основывается главным образом на наблюдениях, когда исследователь не имеет возможности влиять на ход физического 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 Л. оказывается в не менее благоприятном положении, чем экспериментальная физика. Во многих случаях условия, в которых находится вещество в небесных телах и системах, намного отличаются от доступных современным физическим лабораториям (сверхвысокие и сверхнизкие плотности, высокие температуры и т. п.). Благодаря этому астрофизические исследования нередко приводят к открытию новых физических 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, Астроспектрофотометрия, Астрополяриметрия, Астроколориметрия, Рентгеновская астрономия, Гамма-астрономия и др. Примером дисциплин, выделенных по объекту исследования, могут служить: физика Солнца (См. Солнце), физика Планет, физика туманностей галактических (См. Туманности галактические), физика звёзд и др.

По мере развития техники космических полётов в астрофизических исследованиях всё большую роль играет Внеатмосферная астрономия, основанная на наблюдениях с помощью инструментов, размещенных на искусственных 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 Радиолокационная астрономия (радиолокация метеоров, Луны, ближайших к Земле планет), а также лазерная астрономия, получающие информацию о небесных телах, используемую в А., путём их искусственного освещения пучками электромагнитных волн.

Астрофизические открытия, вскрывающие в природе новые формы существования материи и новые формы её естественные организации, являются блестящим подтверждением фундаментального тезиса диалектического материализма о качественной неисчерпаемости материи.

Ведущими центрами астрофизических исследований в СССР являются: Крымская астрофизическая обсерватория АН СССР, Астрономическая обсерватория Пулковская АН СССР Главная, Абастуманская астрофизическая обсерватория АН Грузинской ССР и Бюраканская астрофизическая обсерватория АН Армянской ССР. Важные работы в области А. ведутся также в Московском и Ленинградском университетах. Быстро развиваются астрофизические исследования в астрономических 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 астрофизическими исследованиями. Работы по А. ведутся также на Серпуховской радиоастрономической обсерватории (См. Серпуховская радиоастрономическая обсерватория) и на Зименковской радиоастрономической обсерватории (См. Зименковская радиоастрономическая обсерватория). Среди иностранных научных учреждений, ведущих астрофизические исследования, видное место занимают: Маунт-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 Джодрелл-Банке в Великобритании и в Парксе в Австралии и др.

Историческая справка. Уже во 2 в. до н. э. звёзды, видимые невооруженным глазом, были в зависимости от их блеска разделены на 6 классов (звёздные величины (См. Звёздная величина)). По существу это разделение, позже уточнённое и распространённое на более слабые звёзды и на невизуальные способы приёма излучений, легло в основу современной астрофотометрии. Ещё до изобретения телескопа были описаны солнечные протуберанцы в русских 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 немецким 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 других небесных светил составило основную часть программы наблюдений с помощью этих инструментов. Этому посвятили свои работы пионеры современной астрофизики: русский астроном А. А. Белопольский, Г. Фогель (Германия), У. Кэмпбелл и Э. Пикеринг (США) и др. В результате их исследований были определены лучевые скорости (См. Лучевая скорость) многих звёзд, открыты спектрально-двойные звёзды, найдено изменение лучевых скоростей цефеид (См. Цефеиды), заложены основы спектральной классификации звёзд (См. Спектральная классификация звёзд).

Быстрое развитие лабораторной спектроскопии и теории спектров атомов и ионов на основе квантовой механики привело в 1-й половине 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 четверти 20 в. индийский физик М. Саха.

Появление в 1-й четверти 20 в. теоретической А., основателями которой считаются немецкий астроном К. Шварцшильд и английский 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 астрономических исследованиях стали играть методы, развиваемые в радиоастрономии (См. Радиоастрономия), внегалактической астрономии (См. Внегалактическая астрономия), а также внеатмосферной астрономии (См. Внеатмосферная астрономия).

С начала 2-й четверти 20 в. в результате отождествления запрещенных линий в спектрах газовых туманностей и расширения исследований межзвёздного поглощения, впервые изученного русским 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 внегалактическая природа спиральных туманностей. Эти небесные объекты, Галактики, представляющие собой гигантские конгломераты звёзд и межзвёздного вещества, изучают как оптическими, так и радиоастрономическими методами; оба метода дают одинаково важную и взаимно дополняющую информацию, хотя последний и уступает первому в отношении количества информации. С конца 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 Армянской ССР (В. А. Амбарцумян, Б. Е. Маркарян и др.) и в Астрономическом институте им. П. К. Штернберга в Москве (Б. А. Воронцов-Вельяминов), а также наблюдения на радиоастрономических обсерваториях в Кембридже (Великобритания) и в Парксе (Австралия) вскрыли огромное разнообразие форм галактик и проходящих в них физических процессов. Открытие во 2-й половине 50-х гг. грандиозных взрывных процессов, являющихся проявлением активности ядер галактик, поставило перед теоретическую А. задачу их объяснения. В 1-й половине 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 физические представления. Благодаря этим и ряду других открытий А. переживает, по существу, революцию, по своему значению сравнимую с революцией в астрономии времён Коперника - Галилея - Кеплера - Ньютона и с тем переворотом, который пережила физика в 1-й трети 20 в. Развитие внеатмосферной астрономии значительно обогатило методы планетной астрономии, фотографирование обратной стороны Луны (1959, СССР), первый запуск научной аппаратуры на Луну и получение снимков лунных пейзажей (1966, С1ССР), снимки Марса с близкого расстояния (1965, США), достижение советским космическим 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 (См. Геофизика). Сведения об остальных восьми планетах до середины 20 в. оставались относительно скудными. Однако развитие исследований, опирающихся на наблюдения с помощью космических 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 теоретические 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 космических 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 некоторые др. доставляют радиолокационные 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 отражательной 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 (См. Солнечный ветер) обусловливает образование хвоста, иногда достигающего миллионов километров в длину. Выделенные газы уходят в межпланетное пространство, вследствие чего при каждом приближении к Солнцу комета теряет значительную часть своей массы. В связи с этим кометы, особенно короткопериодические, рассматриваются как объекты, обладающие небольшой продолжительностью жизни, измеряемой тысячелетиями или даже столетиями (С. К. Всехсвятский и др.). Изучение происхождения и развития системы комет позволит сделать заключения, относящиеся к эволюции всей Солнечной системы.

Физика Солнца. Физические процессы, происходящие в Солнце, практически независимы от воздействия окружающей среды. Развитие Солнца, по крайней мере в нынешнюю эпоху, обусловлено его внутренними закономерностями. Выяснено, что внутри Солнца, так же, как и внутри всех звёзд, имеются источники тепловой энергии (ядерной природы), благодаря которым вещество Солнца (звёзд) нагревается до высокой температуры. 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 хромосферные вспышки, длящиеся обычно несколько десятков минут и сопровождающиеся выделением значительного количества энергии. Корпускулярные потоки, связанные с активными областями Солнца, были изучены на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР (Э. Р. Мустель). Во внешних 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. Теоретические исследования показали, что перенос энергии в Солнце (так же, как и в звёздах) происходит главным образом путём испускания и поглощения излучения. На этом выводе построена теория лучистого равновесия Солнца, относящаяся как к внешним, так и к внутренним слоям Солнца.

Важнейший вопрос физики Солнца (так же, как и звёзд) - природа источников энергии. Энергия гравитационного сжатия оказалась недостаточной. Гипотеза, по которой источником солнечной энергии являются термоядерные реакции, с количеств, стороны может удовлетворительно объяснить излучение в течение миллиардов лет; тем не менее она нуждается в окончательной проверке. Полное выяснение природы источников солнечной и звёздной энергии будет иметь огромное значение для решения вопросов эволюции Солнца и звёзд.

Ввиду научного значения изучения физических процессов, происходящих в поверхностных слоях Солнца, и их влияния на верхние слои земной атмосферы, обсерватории многих стран объединились для систематического наблюдения этих процессов всеми доступными методами, организовав круглосуточную службу Солнца.

Физика звёзд. При изучении звёзд важную роль играют представления о строении Солнца, которые 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 начале 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 температуру (от 7000° до 30 000°) и низкую светимость, во много раз меньшую светимости Солнца (см. Светимость звезды). Средние плотности некоторых 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 пшеронов. 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 Переменные звёзды, у которых меняется блеск и спектр. В тех случаях, когда такие изменения носят периодический или приблизительно периодический характер, они объясняются пульсациями, т. е. последовательными расширениями и сжатиями звезды. Более глубокие изменения происходят в нестационарных звёздах (См. Нестационарные звёзды), многие из которых 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 которых 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 несколько мин, когда их яркость увеличивается до нескольких 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 (См. Новые звёзды) и сверхновых звёзд (См. Сверхновые звёзды). Во время вспышек сверхновых за промежуток времени порядка 1 мес выделяется 10⁴² дж (10⁴⁹эрг). Во время вспышек новых и сверхновых звёзд происходит выбрасывание расширяющихся газовых оболочек. Вспышки так называемых 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 физические процессы, происходящие в газовых туманностях, освещенных горячими звёздами. Эти процессы сводятся по существу к флуоресценции под влиянием ультрафиолетового излучения горячих звёзд. Что касается газовых туманностей, не освещенных 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 температуры, излучение которой 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 называемое синхротронное излучение (исследования советского 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 механические конгломераты звёзд и туманностей. Поэтому обсуждались лишь вопросы их внутренней 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-ассоциации, представляющие собой системы, состоящие из молодых звёзд и туманностей. Их возникновение связано, по-видимому, с глубокими физическими процессами, при которых большие массы до-звёздного вещества превращаются в обычные звёзды. Изучение этих процессов является одной из труднейших нерешенных проблем А.

Начиная с середины 20 в. стала выявляться большая роль ядер галактик в их эволюции. Установлено существование различных форм активности ядер, в частности гигантские взрывы, при которых 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 оптических объектов, привело к обнаружению ещё более глубоких процессов. Прежде всего оказалось, что среди квазаров имеются объекты, которые 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 10¹¹масс Солнца и больше.

Теоретическая астрофизика. Цель теоретической А. - объяснение изучаемых А. явлений на основе общих законов физики. При этом она пользуется как методами, уже разработанными в теоретической физике, так и специальными методами, разработанными для изучения явлений в небесных телах и связанными со специфическими свойствами этих тел. Поскольку вся информация об астрофизических процессах получается на основе регистрации достигающего нас излучения, то первая задача теоретической А. - прямое истолкование результатов наблюдений и составление на первом этапе внешней картины развёртывающегося процесса (например, 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, который приводит к выбрасыванию оболочки). Основным отличием процессов, изучаемых А., в большинстве случаев является существенная роль взаимодействия вещества с излучением. Поэтому теоретическая А., наряду с решением конкретных задач, разрабатывает также общие методы исследования этого взаимодействия. В то время, как теоретическая 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 других разделах физики, достигла большого совершенства именно в А. Успешное развитие в трудах советских 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 которой учитывается вырождение электронного газа, была разработана во 2-й четверти 20 в. Э. Милном (Великобритания) и С. Чандрасекаром (Индия). В случае сверхплотных конфигураций (в которых вырожден уже барионный газ) расчёты следует вести на основе общей теории относительности. Эти вопросы так же, как и теоретические исследования, касающиеся процесса расширения Вселенной в целом, составляют новую отрасль теоретической А., получившую название релятивистской астрофизики (См. Релятивистская астрофизика).

Результаты астрофизических исследований публикуются главным образом в трудах обсерваторий, а также в специальных журналах, среди которых 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; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, М., 1967; Амбарцумян В. А., Проблемы эволюции Вселенной, Ер., 1968; Развитие астрономии в СССР, М., 1967; Струве О. В., Зебергс В., Астрономия 20 в., пер. с англ., М., 1968; Зельдович Я. Б. и Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1968.

В. А. Амбарцумян.

научный журнал Академии наук Армянской ССР. Издается в Ереване. Основан в 1965, выходит 4 раза в год. Публикует статьи по физике звёзд, туманностей и межзвёздной среды, по звёздной и внегалактической астрономии и по смежным с астрофизикой вопросам.