раздел астрономии, изучающий небесные тела и их системы, находящиеся за пределами нашей звёздной системы - Галактики. Формированию этого раздела астрономии предшествовал длительный период выяснения того, какие типы небесных светил входят в состав нашей звёздной системы и какие находятся вне её. В конце 1-й четверти 20 в. было окончательно установлено, что наша звёздная система имеет конечные размеры и в то же время не исчерпывает собой всей звёздной Вселенной. Она получила название Галактика (с прописной буквы). Было доказано существование также и других звёздных систем, которые по своей замкнутости и независимому положению в пространстве получили названия галактик (со строчной буквы). Совокупность всех галактик, называемая метагалактикой (См. Метагалактика), представляет собой самую обширную систему из известных науке. Наиболее далёкие из ярчайших галактик, расстояния до которых удалось установить, находятся от нас на расстояниях, составляющих более миллиарда Парсек. Точное значение этого наибольшего расстояния указать невозможно, так как, во-первых, почти ежегодно становятся известными всё более и более удалённые объекты, а во-вторых, потому, что результат вычисления расстояний на основании величин, получаемых непосредственно из наблюдений, зависит от предполагаемых свойств пространства метагалактики, недостаточно хорошо изученных. Тем не менее можно утверждать, что самые далёкие из известных галактик не находятся у границ метагалактики.

Результаты исследований, полученные В. а., являются основным наблюдательным материалом для космологии (См. Космология). Изучая проявления природы в наиболее крупных масштабах, В. а. сталкивается с новыми, ранее неизвестными явлениями и, может быть, даже с новыми законами природы. Результаты В. а. существенно помогают изучению нашей Галактики. Это обусловлено тем, что другие галактики мы наблюдаем извне и в целом, а нашу Галактику мы вынуждены изучать, находясь внутри неё, что в ряде отношений труднее. Солнечная система находится внутри пылевого экваториального слоя Галактики, который сильно сокращает для нас зону видимости, особенно в направлениях вблизи плоскости галактического экватора. Другие же галактики видны целиком и в разных ракурсах в зависимости от их случайного поворота относительно нашего луча зрения. Но из-за дальности расстояния до галактик в них почти не наблюдаются по отдельности звёзды разных типов, из которых они состоят. Наоборот, данные о типах звёзд и об их движениях в нашей Галактике способствуют лучшему пониманию других звёздных систем.

Распределение галактик в пространстве неоднородно. Большинство их сосредоточено в тесных или в разбросанных скоплениях галактик, содержащих от десятков до десятков тысяч членов. Скорости движения галактик в скоплениях, измеренные по спектрограммам на основе эффекта Доплера, беспорядочны по направлениям и достигают 2000 км/сек. В некоторых случаях эти скорости столь велики, что могут оказаться достаточными для того, чтобы галактики покидали скопление. Ещё не решён вопрос, в какой мере распределение скоплений галактик в метагалактике можно считать однородным. С одной стороны, большинство галактик сосредоточено в скоплениях, а последние разбросаны беспорядочно, с другой стороны, резко выраженной асимметрии в распределении скоплений или резкого скучивания их не наблюдается. Вопрос о том, является ли реальная Вселенная однородной или неоднородной, важен для космологии.

Метагалактическое пространство между галактиками не пусто. В нём много мелких звёздных систем, отдельных звёзд, разреженного газа и космической пыли, а также космических лучей, кроме того, в нём отлична от нуля интенсивность полей - гравитационного, магнитного и т.д. Их изучение также входит в задачу В. а.

Английский астроном В. Гершель на рубеже 18 и 19 вв. впервые составил обширные каталоги светлых туманных пятен, видимых на небе. Исследования показали, что некоторые из них при наблюдении в сильный телескоп оказываются состоящими из звёзд. Однако, наряду с этим, было признано существование туманностей, состоящих из сплошной диффузной среды. Окончательно это было доказано во 2-й половине 19 в. при помощи спектрального анализа. Спектр некоторых туманностей оказался состоящим из ярких линий, принадлежащих разреженным газам; у других он оказался подобным спектру звёздных скоплений - непрерывным, с линиями поглощения, причём таких туманностей оказалось подавляющее большинство. Позднее выяснилось, что небольшая доля туманностей с таким спектром является не звёздными системами, а облаками космической пыли, светящейся отражённым светом ярких звёзд. В 20-х гг. 20 в. Э. Хабблу (США) удалось доказать, что и газовые и пылевые туманности встречаются уже среди сравнительно близких к нам объектов. Несколько раньше Х. Шепли (США) удалось определить расстояния до шаровых звёздных скоплений, из которых более далёкие с трудом "разлагаются" на звёзды даже в сильнейшие телескопы.

Природа остальных туманных пятен (а их огромное большинство; в каталогах содержится около 30 тыс. объектов до 15-й видимой звёздной величины) выяснилась к середине 20-х гг. 20 в. Ещё в середине 19 в. английский учёный У. Росс обнаружил спиральную структуру у наиболее крупных из них, но всё многообразие и тонкость структуры туманностей выявились лишь после введения в астрономическую практику фотографии и повышения мощности телескопов. Шведский астроном К. Лундмарк, наблюдая в спиральных туманностях едва заметные вспышки новых звёзд (См. Новые звёзды), имеющих в действительности колоссальную светимость, пришёл к заключению, что спиральные туманности находятся за пределами нашей Галактики. В дальнейшем выяснилось, что звёзды, вспышки которых наблюдались в галактиках, были чаще всего не новыми звёздами, а в сотни раз более яркими сверхновыми звёздами (См. Сверхновые звёзды), вследствие чего оценки расстояний до спиральных туманностей, проведённые Лундмарком, пришлось увеличить. В нашей Галактике со времени изобретения телескопа ни одна сверхновая звезда не наблюдалась. Поэтому изучение этих интересных небесных тел в основном опирается на результаты В. а.

Позднее Э. Хаббл более точно определил расстояния и размеры спиральных галактик М31 (Большая туманность в созвездии Андромеды), М33 (в созвездии Треугольника) и NGC 6822 (в созвездии Стрельца). Он доказал большое сходство этих звёздных систем с нашей Галактикой, установив, что все они содержат звёзды одинаковых типов, одинаковые звёздные скопления и диффузные газовые туманности, новые звёзды. Эти открытия, как и многие последующие в области В. а., были выполнены с помощью крупнейших в мире телескопов, установленных в США.

В 1924-25 на фотографиях ближайших спиральных галактик были обнаружены переменные звёзды, в том числе Цефеиды, светимость которых связана известным образом с периодом изменения их блеска. Таким образом, определив светимость по наблюдаемому изменению блеска и сравнив её с видимой звёздной величиной этих небесных тел, можно оценить расстояния до цефеид, а следовательно, и до галактик, содержащих их. (Размеры галактик малы сравнительно с расстояниями до них.) Метод цефеид для определения расстояний до удалённых звёздных систем наиболее точен, но применим лишь к ближайшим из них. Для более далёких, вплоть до самых удалённых из числа наблюдаемых в настоящее время, наилучшим является метод определения расстояния до галактик по величине смещения линий в спектре галактик, так называемого красного смещения (См. Красное смещение). В 1924 К. Лундмарк и К. Вирц, (Германия) обнаружили, что чем больше расстояние до галактики, тем сильнее линии её спектра смещены к красному концу. Позже величина красного смещения, вызванного удалением от нас (эффект Доплера), была уточнена. При определении расстояний этим методом принимают, что на каждый миллион Парсек расстояния красное смещение возрастает примерно на 100 км/сек (закон Хаббла). На это систематическое смещение, обусловленное расширением метагалактики, накладываются смещения спектральных линий (в сторону красного или синего конца спектра), обусловленные индивидуальными скоростями галактик, которые, однако, обычно не превосходят 1000 км/сек. Из-за этого метод определения расстояний по красному смещению спектральных линий ненадёжен в применении к близким галактикам.

Задачами В. а. являются фотографическое изучение формы и вида галактик, их классификация (основы последней заложил Хаббл), измерение звёздной величины и цвета галактик в целом и отдельных их участков, а также исследование закономерностей строения и состава скоплений галактик. В ближайших галактиках изучают число и распределение различных объектов разной светимости. При помощи спектрального анализа изучаются скорости движения и законы вращения галактик, что даёт материал для определения их масс. Изучается и сравнивается химический состав звёзд, входящих в галактики. При фотографировании галактик применяются электронные усилители яркости, сокращающие время экспонирования и позволяющие фотографировать очень слабые объекты.

Новые возможности получила В. а., применяя методы радиоастрономии (См. Радиоастрономия). С их помощью были открыты принципиально новые объекты и явления в Метагалактике. К числу таких объектов относятся так называемые радиогалактики, для которых характерно необычайно мощное излучение в радиодиапазоне, происходящее, по-видимому, от элементарных частиц колоссальных энергий, движущихся в магнитных полях некоторых галактик, а также Квазары, природа которых изучена ещё недостаточно. Однако уже сейчас из очень больших красных смещений в спектрах большинства наблюдаемых квазаров заключают, что многие из них находятся на расстояниях в несколько миллиардов Парсек. Светимостью и спектром с квазарами сходны так называемые квазизвёздные галактики, звездоподобные объекты, не имеющие сильного, а может быть и умеренного, радиоизлучения. Их число в десятки раз больше, чем число квазаров. В то же время есть много общего между бурными процессами в квазарах и в ядрах некоторых галактик.

В СССР наиболее обширные теоретические и наблюдательные исследования в области В. а. ведутся на Бюраканской астрофизической обсерватории АН Армянской ССР и в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга Московского университета. См. также Галактики.

Лит.: см. при ст. Галактики.

Б. А. Воронцов-Вельяминов.

ориентация летательного аппарата относительно "неподвижных" звёзд с помощью астродатчиков. Применяется, например, при астрофизических исследованиях, выполнении точных манёвров и в других случаях, когда допустимые ошибки ориентации малы и измеряются угловыми минутами или секундами.

раздел астрономии, посвященный изучению структуры, происхождения и эволюции метеорного вещества (См. Метеорное вещество) в межпланетном пространстве. Исследование структуры и движения метеорного вещества ведётся путём оптических и радиолокационных наблюдений метеоров, наблюдений Зодиакального Света (См. Зодиакальный свет), регистрации ударов метеорных тел с помощью датчиков, установленных на искусственных спутниках Земли и космических зондах, изучения движения метеорных потоков методами небесной механики. В СССР работы по М. а. ведутся в Москве, Душанбе, Киеве, Одессе, Харькове, Казани; за рубежом в США (Гарвардская и Смитсоновская обсерватории), в ЧССР, Великобритании, Австралии.

исправление углового положения гиростабилизированной платформы космического летательного аппарата по сигналам астродатчиков, определяющих направление на звёзды или другие небесные ориентиры. Применяется, когда заданное угловое положение платформы, используемой в течение длительного времени, может быть значительно нарушено из-за её ухода (см. Космический летательный аппарат).

раздел практической астрономии (См. Практическая астрономия), удовлетворяющий нужды судовождения. Предметом М. а. является разработка способов определения по небесным светилам и навигационным искусственным спутникам Земли (см. Навигационный спутник) места судна в море и поправки приборов курсоуказания. М. а. входит в состав науки о судовождении (См. Судовождение).

Определение места судна в море, т. е. его географической широты φ и долготы λ, производится с помощью измерения высот светил над видимым морским горизонтом или над плоскостью искусственного горизонта, создаваемого на судне различными способами. Применение угломерных приборов с искусственным горизонтом расширило возможности определения места судна астрономическими способами, а также повысило точность измерения высот и светил.

Каждое значение h истинной высоты светила (см. Небесные координаты.) позволяет получить одно уравнение для определения координат судна, поэтому для определения места судна в море необходимо не менее двух измерений высот светил. Решение сферического треугольника с вершинами в полюсе мира, зените наблюдателя и месте светила, т. е. так называемого параллактического треугольника (См. Параллактический треугольник), приводит к уравнению:

sinh = sinφ ․ sinδ + cosφ ․ cosδ ․ cos(t_гр + λ), (1)

где δ и t_гр - склонение и гринвичский часовой угол светила соответственно. Величины δ и t_гр выбираются из морского астрономического ежегодника на момент наблюдений. Долгота λ отсчитывается к В. от гринвичского меридиана: t_гр + λ = t_м есть местный часовой угол светила. Когда светило находится на меридиане наблюдателя в верхней кульминации (t_м = 0), то уравнение (1) даёт следующее решение: φ = δ ± (90° - Н), где Н - высота светила в верхней кульминации, т. н. меридианальная высота; знак минус берётся в случае кульминации светила к С. от зенита.

Если уравнение (1) решить относительно t_м, то получится следующее выражение:

cos t_м = sinh ․ secφ ․ secδ - tgφ ․ tgδ. (2)

Зная широту φ своего места, можно по формуле (2) получить и долготу λ = t_м - t_гр.

По двум измерениям высот можно определить и широту, и долготу места; при большем числе измерений можно также оценить и точность произведённого определения. Пользуясь т. н. счислимым местом судна, т. е. координатами (φ_е, λ_е) места, найденными графически или аналитически по курсу и пройденному расстоянию, можно каждое из полученных уравнений представить в виде уравнений ошибок или геометрически истолковать его как высотную линию положения. Уравнение линии положения имеет вид:

Δh = Δφ․cosA + ΔW ․ sinA. (3)

Для построения линии положения совмещают счислимое место корабля (φ_е, λ_е) с началом координат (см. рис.) и откладывают по одной оси приращение широты Δφ, а по другой - приращение отшествия ΔW = Δλ․cosφ. Если отложить от счислимого места по направлению, определяемому азимутом А светила, разность Δh = h - h_e между высотой светила, найденной из наблюдений, и его счислимой высотой, вычисленной по счислимым координатам, то найдётся точка К, называемая определяющей точкой. Линия положения проходит через определяющую точку по направлению, перпендикулярному азимуту светила.

Место судна определяется точкой пересечения двух линий положения, постоянных и наблюдаемых двух светил. В случае большего числа наблюдений линии положения, как правило, не пересекаются в одной точке, а образуют фигуру погрешности. Вероятнейшее место судна может быть найдено по этой фигуре или графическими приёмами, или аналитически.

Определение поправки приборов курсоуказания производится сравнением наблюдённого пеленга на светило с азимутом А этого светила, рассчитанным по известному его склонению δ, часовому углу t_м = t_гр + λ и широте места наблюдения. Азимут А может быть вычислен по формуле:

ctgA = cosφ · tgδ · cosect_м - sinφ · ctg t_м. (4)

В тех случаях, когда одновременно с пеленгованием светила измеряется и его высота, азимут может быть рассчитан по одной из формул:

sinA = cosδ · sint_м · sech, (5)

cosA = secφ · sinδ · sech - tgφ · tgh. (6)

Для расчёта азимута светила изданы специальные таблицы.

Высота светила над видимым морским горизонтом измеряется Секстантом (секстаном).

Отсчёт, полученный на лимбе секстанта, для определения высоты светила h над истинным горизонтом исправляется путём введения инструментальной поправки секстанта, поправки индекса и поправок, учитывающих наклонение видимого горизонта, рефракцию, полудиаметр светила и его параллакс.

Историческая справка. Уже в глубокой древности для ориентирования на незнакомой местности и определения направления пути использовались наблюдения небесных светил. Рост промышленности и торговли и связанное с этим расширение мореплавания явились причиной начавшегося в 15 в. развития методов и конструирования приборов для определения места судна в открытом море. Широкое распространение получили астрономические инструменты, приспособленные для наблюдений светил на суднах, - градштоки, отражательные Квадранты, астролябии (См. Астролябия), армиллярные сферы (См. Армиллярная сфера). Были вычислены эфемериды Солнца и планет, необходимые при выполнении наблюдений. В это время из астрономических наблюдений умели определять только широту места. В 16-17 вв. были высказаны идеи определения долготы, основанные на наблюдениях угловых расстояний между Луной и звёздами и затмений спутников Юпитера. Точный метод определения долготы места, в основе которого лежит вычисление разности между местным часовым углом светила и его значением на момент наблюдений для меридиана Гринвича (λ = t_м - t_гр), вошёл в практику М. а. лишь во 2-й половине 18 в., когда был сконструирован хронометр.

С начала 19 в. разрабатывается теория совместного определения широты и долготы места; в 1808 нем. математик К. Гаусс предложил метод, требующий решений 5 уравнений; в 1824 рус. геодезист Ф. Ф. Шуберт опубликовал оригинальный метод совместного определения φ и λ. Однако эти методы оказались неудобными для практического применения. В 1843 американский моряк Т. Сомнер опубликовал способ определения места судна, основанный на том, что изолиния, соответствующая значению измеренной высоты, т. е. круг равных высот, на небольшом протяжении изображается на карте прямой линией (см. Сомнера способ). Высотные линии положения он строил по точкам их пересечения с двумя параллелями, близкими к параллели счислимого места. Русский военный моряк А. А. Акимов предложил (опубликовал в 1849) иной способ построения линии положения - по одной точке её пересечения со счислимой параллелью и по её направлению; при этом впервые было использовано свойство перпендикулярности высотной линии положения к направлению на светило. В 1875 французский моряк М. Сент-Илер предложил способ проведения высотной линии положения через определяющую точку перпендикулярно направлению на светило. Этот способ употребляется и в 20 в. Большое значение в разработке современных методов М. а. и в последовательном применении обобщённого метода линий положения к решению астрономических задач имеют работы советских учёных Н. Н. Матусевича и В. В. Каврайского.

Лит.: Матусевич Н. Н., Мореходная астрономия, П., 1922; Белобров А. П., Мореходная астрономия, Л., 1954; Курс кораблевождения, т. 1-6, Л., 1958-68; Космические маяки и навигации, [М.], 1964; Dutton's. Navigation and piloting, 2 ed., Annapolis, 1958; Kershner R. B., Transit program results, "Asronautics", 1961, v. 6, № 5.

А. Н. Мотрохов.

Рис. к ст. Мореходная астрономия.