Звездные каталоги и другие крупные работы по классификации. Телескоп позволил открыть множество разнообразных звезд и других небесных объектов, неведомых ранее астрономам. В конце 17 и весь 18 в. государственные обсерватории и самодеятельные астрономы систематически измеряли положения звезд и их блеск. Первый Королевский астроном Англии Дж.Флемстид (1646-1719) составил в Гринвиче каталог 3000 звезд Британская история неба (Historia coelestis Britannica, 1725). Систематический обзор южного неба предпринял Галлей во время визита на остров Св. Елены (у западного побережья Африки) в 1676-1678, а затем французский астроном Н.де Лакайль (1713-1762) во время экспедиции на мыс Доброй Надежды в 1751-1753. См. также ФЛЕМСТИД, ДЖОН.

Эти каталоги вскоре стали важными источниками информации. Детально изучив все звездные каталоги вплоть до Птолемея, Галлей (второй Королевский астроном) в 1718 обнаружил, что некоторые яркие звезды немного изменили свое положение с античных времен и что звезды, считавшиеся неподвижными, в действительности имеют собственные движения одна относительно другой. Это подтвердили и другие астрономы; вскоре собственные движения звезд стали измерять и изучать. В 1728 Дж.Брадлей (1693-1762), третий Королевский астроном, заметил периодическое годичное смещение положений всех звезд и объяснил эту, как ее назвали, "аберрацию" движением Земли по орбите. (См. также БРАДЛЕЙ, ДЖЕЙМС.) В 1783 Гершель, сопоставив направления собственных движений звезд, обнаружил, что само Солнце движется в направлении (солнечный апекс) созвездия Геркулес.

Составление звездных каталогов активизировалось в 19 в. Между 1821 и 1833 Ф.Бессель (1784-1846) определил положение 75 000 звезд ярче 9-й величины, а Ф.Аргеландер (1799-1875) продолжил эту работу в своем Боннском обозрении (Bonner Durchmunsterung, 1859-1862), каталоге почти 325 000 звезд, положение которых было найдено путем аккуратного измерения их расстояний от опорных звезд, чьи координаты были известны с высокой точностью. Применение фотографии позволило быстрее определять положения звезд и точнее измерять их блеск. Я.Каптейн (1851-1922), изучая в течение 13 лет фотографии южного неба, составил Капское фотографическое обозрение (Cape Photographic Durchmunsterung, 1896-1900), в котором указаны положения 455 000 звезд со склонениями от -18. до южного полюса мира. См. также АРГЕЛАНДЕР, ФРИДРИХ ВИЛЬГЕЛЬМ АВГУСТ; БЕССЕЛЬ, ФРИДРИХ ВИЛЬГЕЛЬМ

В 1871 Немецкое астрономическое общество организовало совместный обзор собственных движений звезд многими обсерваториями мира, выделив каждой обсерватории свой участок неба. В 1887 начался проект Карта неба (Carte du Ciel) по созданию фотографического каталога всех звезд до 15-й величины. Этот гигантский проект длился более века, загрузив работой многие обсерватории. Было отснято 22 200 фотопластинок, а неполный каталог опубликован только в 1964. Между 1918 и 1924 вышел 9-томный Каталог Гарвардской обсерватории (Henry Draper Catalogue, HD,), содержащий классификацию спектров 225 300 звезд, проделанную Э.Кэннон по гарвардской системе. Полностью эту работу завершили ученые Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (МГУ, Москва), создав в 1995 Астрографический каталог Карты неба, содержащий точные положения (ошибка 0,3??) и собственные движения 4,5 млн. звезд. См. также ЗВЕЗДЫ.

Создавались также каталоги туманностей и других объектов. Ш.Мессье (1730-1817) составил свой знаменитый каталог (опубликованный в 1774 и позже дополненный до 103 объектов) для того, чтобы астрономы при поиске комет не путали их с туманностями. Теперь ярчайшие туманности известны по их номерам в каталоге Мессье: например, М 42 - большая туманность в Мече Ориона, М 31 - туманность Андромеды, оказавшаяся галактикой. В 1864 Дж.Гершель (1792-1871) опубликовал Общий каталог туманностей (General Catalogue of Nebulae). В 1888 Й.Дрейер (1852-1926) опубликовал Новый общий каталог туманностей и звездных скоплений (New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters), содержащий 7840 объектов, к которым через 7 лет он добавил в приложениях еще 1529 объектов. Многие из этих объектов до сих пор обозначают их номерами по NGC. См. также ГАЛАКТИКИ; ГЕРШЕЛЬ, ДЖОН ФРЕДЕРИК ВИЛЬЯМ.

Определение годичного параллакса. В начале 19 в. на смену стенному квадранту, служившему для измерения положений звезд, пришел новый пассажный инструмент, и к середине столетия он распространился повсеместно. Это телескоп-рефрактор, поворачивающийся в плоскости меридиана на очень точной монтировке с полным градуированным кругом и микроскопами для считывания с него склонений; прямое восхождение определялось путем точной регистрации момента времени пересечения звездой сетки нитей. Бессель мастерски владел этим инструментом. Он открыл небольшие смещения у Сириуса и Проциона, не связанные с движением Земли вокруг Солнца, но тоже периодические. Позже у этих звезд были обнаружены слабые компаньоны, вызывающие их "покачивания".

В конце 1830-х годов Бессель, Т.Хендерсон (1798-1844) и В.Я.Струве (1793-1864) независимо обнаружили вызванный движением Земли вокруг Солнца годичный параллакс звезд 61 Лебедя, . Кентавра и . Лиры (Вега), определив тем самым расстояние до них. Ожидавшееся с античности открытие параллаксов дало возможность определять пространственное положение звезд и место Солнца среди них.

Обследование Солнечной системы. Рост числа профессиональных и самодеятельных наблюдателей и возрастание мощности телескопов сделало наблюдение планет весьма популярным в 19 в.

Внутренние планеты. Маленький Меркурий трудно исследовать, но И.Шрётер (1745-1816) опубликовал несколько зарисовок слабо различимых деталей на нем, по которым он вывел ложный период вращения в 24 ч; Шрётер нашел, что поверхность Меркурия неровная. Венеру наблюдать значительно легче, чем Меркурий, но и для нее было сделано несколько ошибочных заключений. Некоторые наблюдатели также вывели ее период вращения в 24 ч и утверждали, что они видели торчащие над облаками горы.

Достаточно четкие детали поверхности Марса позволили Гюйгенсу в 1659 вывести период вращения в 24 ч, а Дж.Кассини (1625-1712) в 1666 обнаружить белые полярные шапки. Крупные телескопы 19 в. сделали Марс популярным объектом. Многие искусные наблюдатели составляли подробные карты его поверхности. Во время близкого противостояния 1877 года Дж.Скиапарелли (1835-1910) различил сеть пересекающихся линий, назвав их "каналами", что вызвало в начале 20 в. споры об их природе. В том же 1877 А.Холл (1829-1907) открыл два спутника Марса. Их орбитальное движение позволило определить массу Марса гораздо точнее, чем это удавалось по его слабому возмущающему влиянию на движение Юпитера. См. также ХОЛЛ, АСАФ.

Внешние планеты. Юпитер был главным объектом визуальных наблюдений в 19 в.; многие вели систематические зарисовки деталей его диска. Большое Красное Пятно (впервые замеченное Р.Гуком в 1664), полосы и зоны, а также некоторые временные образования постоянно находились под наблюдением ученых. Астрономы наблюдали и диск Сатурна, но его детали не столь выразительны.

В 1855 Кембриджский университет учредил премию им. Адамса за выяснение того, являются ли кольца Сатурна твердыми, жидкими или состоящими из отдельных частиц. Единственный соискатель - Дж.Максвелл (1831-1879), позже прославившийся исследованиями по электромагнетизму, - доказал, что по законам механики Ньютона было бы неустойчивым любое образование, кроме роя частиц, независимо летящих по орбитам. В конце столетия Дж.Килер (1857-1900) доказал по доплеровскому смещению линий в спектре кольца, что его внутренний край движется быстрее наружного. См. также МАКСВЕЛЛ, ДЖЕЙМС КЛЕРК.

К 1840 рассогласования в движении Урана стали серьезной проблемой: не удавалось вычислить для него такую орбиту, которая удовлетворяла бы всем наблюдениям планеты, включая и те, что были сделаны еще до открытия Гершеля. Предположив наличие за Ураном планеты, которая могла бы возмущать его движение, два математика - англичанин Дж.Адамс (1819-1892) и француз У.Леверье (1811-1877) - независимо вычислили ее возможное положение и массу. 23 сентября 1846 этот объект по информации У.Леверье был обнаружен и правильно истолкован в Берлинской обсерватории И.Галле (1812-1910) и А.д'Арре (1822-1875). Через несколько недель У.Ласселл (1799-1880) открыл крупнейший спутник Нептуна - Тритон. См. также АДАМС, ДЖОН КАУЧ.

Луна. Еще в 1824 Ф.Груйтзен из Мюнхена, вероятно, последним из профессиональных астрономов предполагавший разумную жизнь на Луне, описал на ее поверхности дороги, города, укрепления и даже звериные тропы. Однако, наблюдая в 1834 заход звезд за лимб Луны, Бессель не обнаружил у нее атмосферы. К концу 19 в. были отброшены последние надежды обнаружить на Луне жизнь.

Тем не менее, составление карт лунной поверхности стало очень популярным. Среди наблюдателей выделялись работавшие совместно В.Бер (1797-1850) и И.фон Мёдлер (1794-1874). Проделав микрометрические измерения сотен деталей в качества реперных точек и измерив тени более тысячи гор для определения их высот, они составили в 1836-1837 изумительную карту Луны диаметром 97,5 см, сопроводив ее таблицами и подробным описанием. См. также МЁДЛЕР, ИОГАНН ГЕНРИХ.

В 1890-х годах Г.Гилберт (1843-1918), глава Геологической службы США, заинтересовался природой лунных кратеров. Его телескопические исследования лунной поверхности подтвердили метеоритную природу этих кратеров.

Астероиды. Когда в 1781 планету Уран открыли почти точно на расстоянии, предсказанном законом Боде (установленным незадолго до этого эмпирическим правилом для определения расстояний известных к тому времени планет от Солнца), Ф.фон Цах (1754-1832), директор обсерватории в Готе, начал поиски неизвестной планеты, которую закон Боде размещал на расстоянии 2,8 астрономической единицы (между Марсом и Юпитером). Тщетно пытаясь обнаружить "неуловимую" планету в 1780-х и 1790-х годах, Ф.фон Цах организовал в 1800-х годах для ее планомерного поиска две дюжины астрономов, каждый из которых на своем участке Зодиака должен был отмечать положения слабых объектов.

Необычный объект, не похожий на комету, был обнаружен 1 января 1801 в Тельце астрономом из Палермо (о.Сицилия) Д.Пиацци (1746-1826), работавшим по собственной долговременной программе над звездным каталогом. Пиацци наблюдал за движением небесного тела до 11 февраля, когда тот скрылся в лучах Солнца. Поскольку его наблюдения покрыли малую геоцентрическую дугу (3?), несколько астрономов вывели по ним разные орбиты и предсказали для нового объекта различные положения. Этой проблемой заинтересовался математик К.Гаусс (1777-1855) и разработал новый метод расчета орбиты, который позволил Г.Ольберсу (1758-1840) перехватить 1 января 1802 вблизи предвычисленного положения Цереру, как Пиацци впоследствии назвал свой объект. См. также ГАУСС, КАРЛ ФРИДРИХ.

За шесть лет наблюдений было открыто еще три похожих объекта: Паллада (28 марта 1802) и Веста (29 марта 1807) Г.Ольберсом и Юнона (1804) К.Хардингом (1765-1834). Схожесть их орбитальных элементов и ошибочное мнение, что их орбиты пересекаются, позволили Ольберсу предположить, что эти астероиды (как назвал их Гершель) являются осколками разрушенной планеты. Некоторые считали, что астероиды сформировались раздельно, но эта гипотеза выглядела не столь привлекательно, как та, что предполагала одну, хотя и недолго жившую планету в промежутке между Марсом и Юпитером.

Все надежды заполнить этот промежуток неким эквивалентом крупной планеты рухнули после нескольких десятилетий безрезультатных поисков. Лишь после того, как Берлинская академия в 1840-х годах организовала программу наблюдения конкретных участков Зодиака в различных обсерваториях, количество астероидов стало быстро возрастать (более 100 к 1870). Применение фотографии уменьшило роль карт и помогло находить даже слабые астероиды. М.Вольф (1863-1932) ввел в 1891 метод их фотографического поиска и сам открыл 231 астероид. К 1900 их было открыто более 450, к 1950 более 1500, а к 1980 более 3000. См. также ВОЛЬФ, МАКСИМИЛИАН ФРАНЦ ЙОЗЕФ КОРНЕЛИУС.

Вначале наблюдатели определяли только относительный блеск и орбитальные элементы астероидов, а об их размерах и свойствах строили догадки. Некоторым казалось, что Церера и Паллада окружены туманностями, возможно, представляющими их собственные атмосферы или газы, стянутые с пролетавших мимо комет. Более века астероиды, или, как теперь их чаще называют, малые планеты изучали лишь методами небесной механики и фотометрии; иногда удавалось измерить их оптические диаметры.

Кометы и метеориты. Астрономы 18 в. оставили много наблюдений и вычислений кометных орбит, к которым в 19 в. добавилось множество орбит астероидов. Фотография и спектроскопия существенно преобразили науку о кометах. Снимки с длительными экспозициями выявили новые детали в структуре кометных голов и хвостов. Полярископ показал, что солнечный свет рассеивается в хвостах комет, по-видимому, мелкими частицами пыли. Спектроскоп обнаружил яркие полосы, характерные для возбужденных молекул газа, хотя для идентификации этих молекул уже в 20 в. понадобилась большая работа лабораторных спектроскопистов и теоретический аппарат квантовой физики. Но все же углерод и натрий уже тогда удалось опознать.

Метеориты, представляющие промежуточное звено между кометами и астероидами, падали на поверхность Земли с момента ее рождения, но их не считали астрономическими объектами вплоть до 19 в., когда несколько мощных метеорных дождей вынудили ученых признать это. Анализ наблюдаемых траекторий некоторых метеоров из ежегодных потоков указал на их возможную связь с орбитами периодических комет. К концу 1860-х годов метеорный поток Леониды удалось связать с кометой Темпля - Тутля, а Персеиды - с кометой Свифта - Тутля. Рой осколков и пылинок в поясе астероидов выглядит подходящим поставщиком метеороидов, но механизм их переноса к Земле не был понятен астрономам вплоть до 20 в. См. также МЕТЕОР
; МЕТЕОРИТ
.

Солнце. Солнце представляет огромный интерес как для наблюдателей, так и для теоретиков. Довольно долго его считали твердым телом, окруженным сияющей атмосферой и, возможно, даже пригодным для жизни. В 19 в. от этих взглядов пришлось отказаться, и астрономы попытались понять, откуда берется такое гигантское количество энергии. Много сторонников нашла гипотеза Р.Майера (1814-1878) о том, что температуру Солнца поддерживает постоянное падение на него метеоритов, но У.Томсон (1824-1907) (позже получивший титул лорда Кельвина) показал, что отсутствуют очевидные небесномеханические следствия этой гипотезы. Поэтому он предположил, что энергия Солнца выделяется в результате гравитационного сжатия, продолжающегося с эпохи его конденсации из туманности. Некоторые в качестве источника солнечной энергии предлагали химические реакции, но вычисления показали, что если бы Солнце целиком состояло из такого топлива, как уголь, то энергии его горения хватило бы не более чем на 3000 лет. Решение этой проблемы нашли уже в 20 в. Эйнштейн и Бор. См. также ТОМСОН, УИЛЬЯМ.

В середине века несколько ученых проанализировали многолетние наблюдения солнечных пятен и обнаружили цикл с периодом ок. 11 лет. К тому же они заметили его схожесть с циклами полярных сияний и магнитного поля Земли. Возникло подозрение, что пятнообразовательная и магнитная активность Солнца влияет на магнитную активность Земли и даже на погоду, но целый век эта идея оставалась неподтвержденной. В конце 19 в. была установлена четкая статистическая связь магнитной и авроральной активности Земли с 11-летним циклом солнечных пятен и 27-дневным периодом вращения Солнца. Систематические ежедневные измерения и результаты многочисленных экспедиций для наблюдения солнечных затмений дали астрономам богатую информацию об основных явлениях на Солнце (пятнах и протуберанцах) и его оптических слоях (фотосфере и хромосфере). См. также СОЛНЦЕ
.

Развитие спектроскопии и фотографии. Две технические новинки 19 в. переориентировали астрономию с позиционных и небесномеханических исследований на изучение состояния космических тел. Спектроскопия - анализ света небесных объектов - предоставила возможность определять химический состав и физическое состояние далеких тел. Фотография позволила многие минуты и даже часы накапливать свет от неярких источников (тогда как глаз аккумулирует свет лишь долю секунды) и надежно регистрировать наблюдения. Все это сделало видимыми слабые и диффузные объекты и дало возможность регистрировать, а затем детально анализировать их спектры. См. также ОБСЕРВАТОРИЯ
; СПЕКТРОСКОПИЯ
.

В 1814 Й.Фраунгофер (1787-1826) заметил множество тонких темных линий в спектрах Солнца и ярких звезд (несколько линий наблюдал Уильям Волластон еще в 1802) и установил, что некоторые из них знакомы ему по спектрам лабораторных горелок. (Анализ попущенного через призму света нагретого в пламени вещества стал позже обычным лабораторным методом.) Р.Бунзен (1811-1899) и Г.Кирхгоф (1824-1887), работая вместе, обнаружили в 1860, что различные металлы имеют характерные наборы таких линий. Затем Кирхгоф установил, что если в нагретом состоянии вещество излучает определенные линии, то в спектре света, пропущенного через его охлажденные пары, на этих же местах образуются темные линии поглощения. Поэтому каждое вещество оставляет свои следы не только в излучении горячего космического тела, но и в свете, прошедшем сквозь холодный объект, скажем, межзвездное облако. Сначала астрономы использовали спектроскоп для визуального изучения спектров. Но настоящая эра спектроскопии началась после ее объединения с фотографией, когда при помощи спектрографа стали получать спектрограммы. См. также СПЕКТРОСКОПИЯ; БУНЗЕН, РОБЕРТ ВИЛЬГЕЛЬМ ЭБЕРХАРД; ФРАУНГОФЕР, ЙОЗЕФ; КИРХГОФ ГУСТАВ РОБЕРТ.

В 1843 Э.Беккерель (1820-1891) зафиксировал солнечный спектр (даже в ультрафиолетовой области) на пластинку дагеротипа. Во время полного затмения 1868 Ж.Жансен (1824-1907) обнаружил водород в солнечных протуберанцах и предложил использовать спектрограф для фотографирования Солнца в определенной линии излучения, например, водорода. Н.Локьер (1836-1920), пройдя тем же наблюдательным и идейным путем, в том же году наблюдал яркие линии протуберанцев в отсутствие затмения. Он также открыл в солнечном спектре новый элемент - гелий, который был обнаружен в атмосфере Земли только в 1895. Постепенно, по мере накопления спектров ярких звезд, началось сопоставление состава Солнца и звезд. См. также ЖАНСЕН, ПЬЕР ЖЮЛЬ СЕЗАР; ЛОКЬЕР, ДЖОЗЕФ НОРМАН.

У.Хёггинс (1824-1910), занимаясь спектрами звезд, изучил в 1864 спектры некоторых туманностей. Обнаружив две неизвестные линии излучения в зеленой области их спектров, он объявил об открытии нового элемента - небулия (от лат. nebula, туман). Позже было доказано, что эти линии излучают ионизованные кислород и азот, но газовая природа туманностей еще до этого стала фактом. В 1868, используя доплеровское смещение линий в спектре, Хёггинс впервые измерил лучевую скорость звезды - Сириуса, который со скоростью 47,3 км/с удаляется от Солнца.

Астрономия подошла к 20 в., обогащенная как новыми объектами, так и методами их исследования. Лидирующая роль астрометрии и небесной механики уменьшилась, но осталась заметной. Стремительно развивалась астрофизика. Астрономы выясняли состав Солнечной системы, ее строение и характеристики больших и малых тел. Они познакомились со многими явлениями на Солнце, хотя и не понимали пока механизмов выделения его гигантской энергии. Они измерили расстояния до ближайших звезд и в общем представляли распределение звезд в нашей Галактике. Ученые выяснили, что некоторые туманности газовые, другие состоят из мириад звезд, а третьи содержат и то, и другое. У них уже появились мощные, хотя и недостаточно совершенные новые приборы для изучения физического состояния, распределения и движения различных объектов во Вселенной.

ежемесячный научно-популярный журнал АН СССР. Издаётся в Москве с 1965. Освещает важнейшие события настоящего и прошлого естественных, в первую очередь химических и биологических, наук, рассказывает о проблемах химической науки и технологии, защиты окружающей среды и о способах разрешения этих проблем. Журнал печатает статьи как советских, так и иностранных авторов. Тираж (1977) 300 тыс. экз.

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.

АСТРОФ'ИЗИКА, астрофизики, мн. нет, ·жен. (от ·греч. astron - звезда и слова физика) (астр.). Отдел астрономии, изучающий физические и химические свойства небесных тел.