раздел практической астрофизики, разрабатывающий и изучающий методы измерений блеска звёзд, а также яркости протяжённых небесных объектов. Начало А. относится ко 2 в. до н. э., когда Гиппарх на основании глазомерных оценок распределил видимые звёзды по их блеску на 6 классов звёздных величин (См. Звёздная величина) - от первой до шестой. Как показали точные измерения, звёздные величины выражают субъективное ощущение блеска звёзд, которое соответствует логарифму объективного раздражения светом звезды сетчатки глаза; оказалось, что интервалу в 5 звёздных величин соответствует отношение освещённостей, равное 100.

Введение в практику (середина 19 в.) фотометров (см. Астрофотометр) позволило определять отношения блеска звёзд и таким образом вычислять более точные значения их звёздных величин. При этом нуль-пункт звёздных величин был выбран в соответствии с древней традицией так, чтобы звёздные величины нашего времени приближённо совпадали с гиппарховыми. В 19 - начале 20 вв. составлены обширные каталоги, содержащие визуальные звёздные величины всех звёзд, видимых невооружённым глазом.

В 20 в. начались астрофотометрические работы, основанные на измерениях действия света звёзд на фотографическую эмульсию, и была построена система фотографических звёздных величин, отличная от системы визуальных величин, и система фотовизуальных величин (фотографирование на изохроматическую эмульсию через жёлтый фильтр), почти совпадающая с визуальной. Нуль-пункт новых систем выбран так, что для белых звёзд спектрального класса АО визуальные фотографические и фотовизуальные звёздные величины совпадают.

Точность фотометрических измерений возрастает почти на порядок при применении фотокатода в качестве приёмника излучения звезды. Электрофотометрический метод А. не привёл пока к созданию фотометрических каталогов, охватывающих все звёзды, видимые невооружённым глазом, однако дал возможность построить ряд фотометрических стандартов для многих участков неба, преимущественно содержащих звёздные скопления, вплоть до звёзд 21-й звёздной величины. Электрофотометрический метод позволил распространить систему звёздных величин на протяжённые объекты - туманности, кометы и т. д., сравнивая световые потоки, приходящие от них и от звёзд. Главный источник погрешностей в А. - земная атмосфера с её переменной прозрачностью и турбулентными движениями, вызывающими флюктуации света звёзд.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 2-3.

Д. Я. Мартынов.

раздел астрономии, задачей которого является построение основной инерциальной системы координат для астрономических измерений (решается совместно с другими разделами астрономии - небесной механикой и звёздной астрономией) и определение точных положений и движений различных небесных объектов из наблюдений. Одна из задач А. - изучение вращения Земли (См. Либрация луны), в том числе исследования движения полюсов (Служба широты) и неравномерности вращения (включающее и проблему исчисления времени - службу времени (См. Служба времени)). Методами А. измеряют параллаксы и угловые диаметры небесных светил, размеры и расположение деталей на их поверхностях. Большое значение в А. имеют инструментально-методические вопросы: разработка всё более совершенных методов наблюдений и новых конструкций инструментов, детальные исследования инструментов и различных факторов, влияющих на точность измерений (термические градиенты, атмосферная рефракция и др.). К А. относят также сферическую астрономию (См. Сферическая астрономия), в которой рассматриваются математические методы изучения видимого расположения и движения небесных объектов, и практическую астрономию (См. Практическая астрономия) - учение о методах и инструментах для определения времени, географических координат и азимутов направлений на Земле. В 50-60-х гг. 20 в. в связи с прогрессом космических исследований в А. возникли новые задачи: определение координат быстро движущихся по небу объектов (искусственных спутников), астрометрические измерения с борта космических аппаратов, с поверхности Луны, ориентация искусственных спутников и космических зондов, ориентирование на Луне, на других планетах и т.п. Результатами астрометрических работ широко пользуются в других разделах астрономии - небесной механике, астрофизике, звёздной астрономии, а также в геодезии и геофизике.

В задачу фундаментальной А. входит составление каталогов положений и собственных движений звёзд и определение значений астрономических постоянных. Классический метод определения координат светил состоит в наблюдении прохождений их через меридиан с помощью пассажного инструмента (См. Пассажный инструмент), вертикального круга (См. Вертикальный круг) или меридианного круга (См. Меридианный круг). Из моментов прохождения светил определяют их прямые восхождения, а из измерений зенитных расстояний - склонения. Начало координат (весеннего равноденствия точку (См. Весеннего равноденствия точка)) определяют из наблюдений Солнца и планет. При обработке результаты наблюдений освобождают от влияния преломления световых лучей при их прохождении через атмосферу (Рефракция), движения земной оси в пространстве, вызванного притяжением Солнца и Луны (Прецессия, Нутация), эффекта, обусловленного относительным движением светила и наблюдателя (Аберрация света), изменений широты вследствие движения полюсов Земли (См. Движение полюсов Земли), различных инструментальных ошибок (См. Инструментальные ошибки), личных ошибок (См. Личная ошибка) наблюдателя и пр. Различают абсолютные, или независимые, определения координат, при которых все необходимые данные (азимут инструмента, нульпункт круга, широта, постоянная рефракции и др.) получают из наблюдений, и относительные, или дифференциальные, состоящие в измерениях координат светил относительно опорных звёзд, точные положения которых берут из какого-либо каталога. Измерения координат на рефракторах с позиционным микрометром, а также фотографического определения относятся к дифференциальным.

Результаты определения координат звёзд публикуются в виде звёздных каталогов (См. Звёздные каталоги). Ввиду невозможности полного учёта всех факторов, влияющих на результаты наблюдений, звёздные каталоги отягощены систематическими ошибками, которые обнаруживаются при сравнении каталогов между собой. Каждый абсолютный каталог (полученный из абсолютных наблюдений) задаёт независимую координатную систему. Точность определения координат звёзд характеризуется вероятной ошибкой одного наблюдения, которая в середине 20 в. близка к ±0,3" дуги большого круга. Главная задача фундаментальной А. состоит в построении основной системы небесных координат, осуществляемой в виде фундаментального звёздного каталога с точнейшими положениями и собственными движениями избранных, т. н. фундаментальных звёзд. Эта задача решается путём совместной переработки многих, преимущественно абсолютных, каталогов, составленных на различных обсерваториях. Современные фундаментальные каталоги содержат координаты звёзд, определённые с вероятной ошибкой не более ± 0,1". Видимые и средние места звёзд (См. Среднее место звезды) из фундаментального каталога, рассчитанные для дат каждого года, публикуются в ежегодниках астрономических (См. Ежегодники астрономические).

Определение собственных движений звёзд - одна из сложных проблем А. из-за медленности перемещений звёзд по небу (для большинства звёзд меньше чем 0,01" за год). Обычно их определяют сравнением координат звезд в новых и старых каталогах, приведённых к одной системе; однако на результат большое влияние оказывают ошибки каталогов. Более точные значения собственных движений получаются при определении их фотографическим методом: сравнением фотографий какого-либо участка неба, сделанных одним и тем же инструментом, с интервалом в несколько десятилетий. Для вычисления абсолютных собственных движений учитывают также движения опорных звёзд. В 40-х гг. 20 в. в СССР начались работы по определению абсолютных движений звёзд путём их астрометрической привязки к удалённым галактикам, которые отстоят от нас на миллионы Парсек и практически неподвижны на небе.

Изучение вращения и движения полюсов Земли в А. основано на материалах точных определений географических широт и времени. Ещё в конце 18 в. Л. Эйлер пришёл к заключению, что, если ось вращения Земли не совпадает с одной из осей её эллипсоида инерции, то она должна двигаться в теле Земли по конусу, вызывая периодические изменения географических координат пунктов на земной поверхности. Позже это явление было подтверждено астрономическими наблюдениями, причём была обнаружена также небольшая годовая волна в движении оси вращения Земли, обусловленная изменением моментов инерции Земли вследствие сезонного перемещения масс (в основном воздушных) на её поверхности. Для детального изучения этого явления, зависящего от внутреннего строения Земли, в конце 19 в. была организована Международная служба широты (позже реорганизованная в Международную службу движения полюсов Земли), в которую вошёл ряд станций, в том числе одна - в России (ныне в Китабе). Исследования изменений широты и движения полюса регулярно ведут также и на обсерваториях в Пулкове, Полтаве (СССР), на Гринвичской обсерватории (Англия), в Париже (Франция), Вашингтоне (США) и др.

Около середины 20 в. было окончательно установлено, что период вращения Земли вокруг оси не остаётся строго постоянным. Выявлены 3 рода неравномерности: 1) медленное, вековое замедление вращения, главным образом из-за приливного трения в морях (за столетие длина суток увеличивается приблизительно на 0,001 сек), 2) неправильные, иногда скачкообразные флюктуации, изменяющие длину суток до 0,005 сек, причина их еще не установлена; 3) периодические сезонные вариации длины суток до 0,001 сек, вызываемые в основном атмосферной циркуляцией. Первые два явления были обнаружены при изучении движения Луны на протяжении длительного периода, в частности при анализе отклонений от теоретических моментов солнечных и лунных затмений, наблюдавшихся в древности. Сезонная неравномерность вращения Земли была установлена при сравнении астрономических определений времени с ходом кварцевых, а затем и атомных часов. Так выяснилось, что всемирное время, в основе которого лежит период вращения Земли, не является равномерным. Поскольку для различных научных задач, в том числе для изучения движения небесных светил и для предвычисления их положений (эфемериды), необходима равномерная система счёта времени, в 1950 были введены понятия эфемеридного времени (См. Эфемеридное время), задаваемого движением Земли вокруг Солнца и определяемого из наблюдений Луны, и атомного времени (См. Атомное время), задаваемого молекулярными и атомными стандартами частоты. В связи с этим в А. стали особенно актуальными регулярные наблюдения Луны и точнейшие определения астрономического времени по звёздам. Для определения положений Луны, наряду с классическими меридианными наблюдениями, вошёл в практику фотографический метод. Наиболее точные определения времени по звёздам (с ошибкой, меньшей ±0,01 сек) производят с помощью фотоэлектрических пассажных инструментов, а также фотографическими зенитными трубами и призменными астролябиями. Работы по определению точного времени, ведущиеся в разных странах, объединяются Международным бюро времени (МБВ), функционирующим в Париже. В СССР существует Советская служба времени, возглавляемая Комитетом стандартов, мер и измерительных приборов при Совете Министров СССР.

Результаты астрометрических наблюдений являются материалом для определения систем астрономических постоянных. Уточнение постоянной прецессии, определение направления и скорости движения Солнца среди звёзд и параметров вращения Галактики производят статистической обработкой собственных движений звёзд (а также их лучевых скоростей (См. Лучевая скорость)). Постоянную нутации определяют главным образом из анализа многолетних широтных наблюдений. Параллакс Солнца и связанные с ним астрономическую единицу и постоянную аберрации до середины 20 в. также определяли методами А. Однако с 1960 их стали вычислять с гораздо большей точностью из радиолокационных наблюдений планет (см. Радиолокационная астрономия).

А. - древнейший раздел астрономии. Звёздные каталоги составлялись в Китае ещё в 4 в. до н. э. (Ши Шэнь). Астроном Др. Греции Гиппарх открыл явление прецессии и составил каталог 1022 звёзд, который вошёл в астрономический трактат "Альмагест" К. Птолемея. В 15 в. эти звёзды заново наблюдал Улугбек в обсерватории около Самарканда. Наибольшей точности наблюдений невооружённым глазом достигли в 16 в. Тихо Браге в обсерватории Ураниборг (Дания) и в 17 в. Я. Гевелий в Гданьске (Польша). Наблюдения Тихо Браге послужили материалом, на основе которого немецкий астроном И. Кеплер вывел законы движения планет. Началом современной А. считают работы Гринвичской астрономической обсерватории, где в 1-й половине 18 в. Дж. Брадлей (Англия) открыл аберрацию света и нутацию земной оси и провёл наблюдения 3268 звёзд пассажным инструментом и стенным квадрантом. Каталог, составленный позже из наблюдений Брадлея, сыграл большую роль при определении постоянной прецессии и изучении собственных движений звёзд. Важное значение для развития А. имели работы немецкого астронома Ф. Бесселя, предложившего рациональные методы для обработки наблюдений и исследования инструментов. Новый период в А. начался работами Пулковской обсерватории (ныне Главная астрономическая обсерватория АН СССР), открытой в 1839. Благодаря заботам её основателя В. Я. Струве обсерватория с самого начала была оснащена первоклассными инструментами и в дальнейшем получила широкую известность вследствие высокой точности каталогов звёзд. Большой вклад в А. в 19 и 20 вв. внесли также обсерватории Германии, Франции, США (Вашингтон), Юж. Африки (Кейптаун) и др. С 70-х гг. 19 в. в Германии и США ведутся работы по составлению фундаментальных каталогов. Фундаментальные каталоги Германского астрономического общества (Astronomische Gesellschaft, или AG) считаются наиболее точными. По рекомендации Международного астрономического союза с 1940 для всех астрономических ежегодников был принят третий фундаментальный каталог AG (FK3), а с 1962 - четвёртый (FK4). Большое применение, особенно в звёздной астрономии, имеет каталог американской школы Босса, содержащий 33 342 звезды (GC).

Крупным международным предприятием явилось организованное около 1870 обществом AG составление меридианных зонных каталогов, включающих положения всех звёзд до 9-й звёздной величины. Издано около 40 каталогов, содержащих св. 400 тыс. звёзд. Около 1930 и вновь около 1960 звёзды северного неба из этих каталогов наблюдали в Германии фотографическим методом с помощью широкоугольных астрографов; выведены собственные движения 270000 звёзд. Массовые фотографические каталоги звёзд составлены также в Пулкове (зоны от +70° до Северного полюса), в Йельской обсерватории США (зоны от +30° до -30° и др.), в Кейптауне (от -30° до Южного полюса). Крупнейшим является организованное в 1887 французскими астрономами международное предприятие "Карта неба" (Carte du Ciel) по фотографированию всего неба на т. н. нормальных астрографах (См. Либрация луны) с целью составления каталога координат около 3,5 млн. звёзд до 11-й звёздной величины и карты звёзд до 14-й звёздной величины. Издано большое число каталогов и карт для северного и южного неба. В 1906 голландский астроном Я. Каптейн предложил план "избранных площадей", предусматривающий детальное изучение различных характеристик многих тысяч звёзд в 206 небольших площадках, равномерно распределённых по всему небу. По этому плану советский астроном А. Н. Дейч в 1941 закончил исследование движения 18 тыс. звёзд в площадках Северного полушария неба, начатое одним из основоположников фотографической астрометрии С. К. Костинским (См. Костинский). Аналогичные работы были выполнены в США и Великобритании.

В 30-х гг. 20 в. по наблюдениям пяти советских и некоторых зарубежных обсерваторий составлен Каталог геодезических звёзд, содержащий около 3000 звёзд северного неба до 6-й звёздной величины. Каталог широко применяют в службах времени и в геодезических работах. В 1939 советская А. начала большую работу по созданию фундаментального Каталога слабых звёзд посредством меридианных наблюдений нескольких десятков тыс. звёзд и фотографических наблюдений малых планет и удалённых галактик. В 50-е гг. эта проблема была объединена с международным предприятием по составлению каталога около 40 000 опорных слабых звёзд, расположенных на всём небе. В наблюдениях на Южном полушарии по этой проблеме большое участие приняла чилийская экспедиция Пулковской обсерватории.

Методы фотографической астрометрии (См. Фотографическая астрометрия) применяются также для определения собственных движений звёзд (См. Собственные движения звёзд) и Параллаксов звёзд, для измерения двойных звёзд, для наблюдений больших и малых планет и искусственных спутников Земли. Параллаксы определяют с помощью наиболее длиннофокусных астрографов (фокусные расстояния от 7 до 19 м), эти работы систематически ведут обсерватории США, Юж. Африки и др. Для наблюдений искусственных спутников применяют специальные широкоугольные спутниковые фотокамеры (См. Спутниковая фотокамера) с автоматическими затворами, обеспечивающими регистрацию времени экспозиции с точностью 0,001 сек. С 1961 ведутся синхронные (одновременно из разных мест) астрометрические наблюдения высоких искусственных спутников Земли, позволяющие по-новому решать некоторые задачи геодезии (спутниковой геодезии (См. Спутниковая геодезия)).

Визуальные наблюдения на рефракторе с позиционным микрометром теперь ограничиваются измерениями тесных двойных звёзд с целью изучения их орбитального движения. В этой области в 19 в. большой вклад сделали пулковские астрономы В. Я. и О. В. Струве. Микрометрические привязки к опорным звёздам малых планет и комет, широко распространённые в 19 в., а также измерения на диске Луны с помощью гелиометра почти всюду заменены фотографическими измерениями. Точные измерения двойных звёзд и звёздных диаметров осуществляют с помощью интерферометров; этот метод успешно применяется и в радиоастрономии для определения угловых размеров источников радиоизлучения. Большая работа по изучению фигуры Луны, либрации Луны (См. Либрация луны), а также по измерениям фотографий её поверхности ведётся на Главной астрономической обсерватории АН УССР в Киеве и на Астрономической обсерватории им. В. П. Энгельгардта близ Казани.

Лит.: Идельсон Н. И., Фундаментальные постоянные астрономии И геодезии, в кн.: Астрономический ежегодник СССР на 1942 г., М.-Л., 1941; Зверев М. С., Фундаментальная астрометрия, в кн.: Успехи астрономических наук, т. 5-6, М.-Л., 1950-54; Дейч А. Н., Основы фотографической астрометрии, в кн.: Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 1, М.-Л., 1951; Куликов К. А., Фундаментальные постоянные астрономии, М., 1956; его же, Изменяемость широт и долгот, М., 1962; Астрономия в СССР за сорок лет. 1917-1957. Сб. ст., М., 1960; Подобед В. В. (ред.), Фундаментальные постоянные астрономии, М., 1967; Загреб и н Д. В., Введение в астрометрию, М.-Л., 1966: Развитие астрономии в СССР (Советская наука и техника за 50 лет. 1917-1967), М., 1967; Бакулин П. И., Блинов Н. С., Служба точного времени, М., 1968: Woolard Е. W., Clemence G. М., Spherical astronomy. N. Y.-L., 1966.

М. С. Зверев.

Фотометр, предназначенный для измерений блеска или яркости небесных объектов, или же световых потоков, приходящих от них. Применяют визуальные А. и электрофотометры. Фотометрические задачи решаются также фотографическими методами путём лабораторных измерений (например, на денситометрах или Микрофотометрах) астрономических негативов, надлежащим образом экспонированных и прокалиброванных.

Визуальные А., появившиеся в 30-40-х гг. 19 в., основаны на приравнивании блеска (яркости) исследуемого объекта блеску (яркости) искусственного источника путём измеряемого изменения его с помощью поляризационных устройств, фотометрического клина или ограничением входного зрачка телескопа. Искусственный источник оптически вводят в поле зрения А., и он виден одновременно с исследуемым объектом. Объектом сравнения может служить также какая-либо звезда, проверенная на неизменность блеска во времени (звезда сравнения). Измеримому ослаблению может подвергаться и исследуемый объект, если он ярче звезды сравнения. Наибольшую известность приобрёл поляризационный А. (Цёльнер, 1861), усовершенствованный русским астрономом В. К. Цераским и др. Клиновые А. широко применялись для исследования переменных звёзд. В визуальных А. оценка равенства двух источников света не отличается высокой точностью: при измерениях точечных объектов погрешность может достигать 5-10\% (очень индивидуально!). В 30-х гг. 20 в. электрофотометры, со значительно более высокой точностью, стали вытеснять визуальные А., которые сохранились только в работах по фотометрии планет.

В звёздном электрофотометре измеряется реакция (фототок) фотокатода фотоэлемента или фотоэлектронного умножителя на световой поток, приходящий от исследуемого объекта. Сравнение осуществляется в фотометрической системе, определяемой спектральной чувствительностью фотокатода, т. е. его реакцией на равноэнергетические световые потоки в разных длинах волн. Спектральная чувствительность может иметь различный вид, в частности может совпадать с кривой видимости человеческого глаза. В этом случае электрофотометр заменяет визуальный А., но с несравненно более высокой точностью, т. к. для объектов, не слишком слабых, сравнение фототоков можно делать с точностью до 1\% и менее. Переменная прозрачность атмосферы и её неспокойствие - главный источник погрешностей фотометрических измерений в астрономии. В случае слабых источников удобно применять длительное накопление сигнала и измерения его либо вольтметром, либо счётом фотонов. Этим методом удалось измерить с точностью не менее 10\% блеск звёзд столь слабых, что они не видны в данный телескоп (хотя и обнаруживаются на фотографиях).

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 2.

Д. Я. Мартынов.