Оптическая и ультрафиолетовая астрономия. IUE. Расцвет ультрафиолетовой астрономии, исследующей излучение в диапазоне от 100 до 3000 , начался с запуска 26 января 1978 спутника IUE (International Ultraviolet Explorer), созданного НАСА, Европейским космическим агентством (EКA) и Великобританией. Спутник имел телескоп с диаметром зеркала 45 см и четыре ультрафиолетовых спектрографа и мог изучать объекты до 16-й звездной величины. Близкая к геостационарной орбита IUE обеспечивала сканирование Атлантики; до 1995 управление спутником 16 ч в сутки шло из Годдардского космического центра в Гринбелте (шт. Мэриленд, США), а оставшиеся 8 ч - с радиоастрономической станции EКA под Мадридом (Испания). 1 октября 1995 управление полностью перешло к EКA. Поскольку имелся постоянный контакт со спутником, астрономы могли управлять наблюдениями в реальном времени, выбирать время экспозиции и порядок наблюдения объектов. Такой гибкости обычно не бывает при работе со спутниками на низких орбитах, для которых требуется заранее составлять программу наблюдений.

IUE предназначался для работы в течение шести месяцев, но успешно функционировал более 18 лет, до 30 сентября 1996, когда был отключен из-за финансовых проблем EКA. Спутник провел около 100 тыс. наблюдений 9300 объектов, архив которых доступен по компьютерным сетям всем астрономам мира. Среди важнейших результатов IUE - изучение хромосфер горячих звезд, измерение скорости потери вещества массивными звездами, определение температуры белых карликов, изучение квазаров и скорости звездообразования в галактиках.

"Хаббл". Когда IUE еще только был запущен, НАСА и EКA уже готовили ему значительно более мощного преемника - космический телескоп им. Хаббла. Имея зеркало диаметром 2,4 м, он должен был получать изображения объектов и проводить их спектральные измерения. Запланированный на 1983 запуск был отложен на 7 лет, вначале из-за задержки проекта, а затем из-за катастрофы космического корабля "Челленджер" в 1986. Вскоре после того, как 25 апреля 1990 КК "Дискавери" был выведен на орбиту, астрономы выяснили, что зеркалу телескопа придана неправильная форма, что оно имеет сильную сферическую аберрацию и дает размытые изображения. Были и другие серьезные проблемы. Неверно спроектированные солнечные батареи каждый раз при переходе спутника с теневого участка орбиты на солнечный начинали вибрировать, вызывая дрожания телескопа, которые система его наведения не могла компенсировать.

От большинства запланированных для "Хаббла" программ пришлось отказаться или урезать их. Спектральные измерения требовали времени в несколько раз больше расчетного. Четкость некоторых изображений удавалось доводить до расчетной в 0,1 угловой секунды, но только после сложной компьютерной обработки. Способность "Хаббла" получать изображения слабых звезд в других галактиках была под сомнением. Во время ремонтной экспедиции 2-13 декабря 1993 четверо астронавтов заменили панели солнечных батарей и установили новую камеру и корректирующие линзы. См. также КОСМИЧЕСКИЙ КОРАБЛЬ ШАТТЛ
.

После этого телескоп стал получать данные, недоступные любому другому инструменту. До 1997 на "Хаббле" использовались широкоугольная (планетная) камера и камера слабых объектов (FOC), а также спектрограф слабых объектов и Годдардовский спектрограф высокого разрешения (GHRS). Камера FOC получает ультрафиолетовые изображения, а прибор GHRS - спектры сверхвысокого разрешения. Во время второго полета к телескопу (11-21 февраля 1997) астронавты "Дискавери" взамен спектрографа слабых объектов и GHRS установили инфракрасную камеру с многообъектным спектрометром и полевой спектрограф, работающий в диапазоне от ультрафиолетового до ближнего инфракрасного излучения. Следующий полет к "Хабблу" для установки на нем нового оборудования планируется в районе 2000, чтобы обеспечить ему лидирующее положение и в 21 в.

Другие проекты. Наблюдения с корабля "Аполлон", участвовавшего в программе "Аполлон - Союз" (15-24 июля 1975), и с корабля "Колумбия" (12-18 января 1986) дали противоречивые сведения об ультрафиолетовом фоновом излучении: либо чрезвычайно темное ультрафиолетовое небо со слабым вкладом от далеких галактик, либо на нем есть яркие пятна из-за рассеянного пылинками излучения звезд Галактики.

Запущенный 8 августа 1989 астрометрический спутник EКA "Гиппарх" при отсутствии атмосферного размытия изображений смог чрезвычайно точно измерить положения, движения, расстояния и яркость сотен тысяч звезд. Анализ этих данных дает астрофизике твердый фундамент, ибо наши знания о далеких звездах основаны на сравнении с их близкими аналогами.

Два полета обсерватории ASTRO на борту кораблей "Колумбия" (2-11 декабря 1990) и "Индевор" (2-18 мая 1995) позволили провести ультрафиолетовые наблюдения в более коротковолновом диапазоне, чем на космическом телескопе им. Хаббла, и получить широкоформатные изображения неба в дополнение к маленьким областям, детально изученным с "Хаббла".

Ультрафиолетовые спектрометры межпланетных зондов "Вояджер" работали с высокой чувствительностью на краю Солнечной системы, в отсутствие рассеянного солнечного света. Запущенный 7 июня 1992 спутник EUE провел обзор неба в диапазоне короче 900 , где Галактика непрозрачна и можно видеть только ближайшие источники. Однако в области короче 100 межзвездный газ вновь становится прозрачным и сквозь него можно наблюдать некоторые внегалактические источники. Еще более короткие волны - это мир рентгеновской астрономии.

Рентгеновская астрономия. Рентгеновская астрономия исследует излучение объектов в диапазоне от 0,1 до нескольких сотен кэВ. В мягком рентгеновском диапазоне (0,1-2 кэВ) излучение еще заметно поглощается межзвездным газом, а в более жестком диапазоне (2-200 кэВ) поглощение несущественно.

Первые обзоры. Первые рентгеновские спутники имели пропорциональные счетчики для регистрации жесткого рентгеновского излучения из космоса, но у них не было фокусирующих телескопов. Поэтому астрономы лишь приблизительно могли определять направление на яркие источники. Первые обзоры неба, показавшие, что главными рентгеновскими источниками служат двойные звезды, ядра активных галактик и скопления галактик, провели спутники "Ухуру" (создан НАСА и запущен 12 декабря 1970), "Ариель-5" (Великобритания, 15 октября 1974) и более мощный HEAO-1 (НАСА, 12 августа 1977).

"Эйнштейн". Спутник HEAO-2, известный как обсерватория "Эйнштейн" (НАСА, 13 ноября 1978), имел первый фокусирующий рентгеновский телескоп для исследования объектов вне Солнечной системы. Излучение фокусировалось при косом падении на зеркало, составленное из гиперболоидов и параболоидов. Сфокусированное ими излучение в большинстве наблюдений направлялось на изображающий пропорциональный счетчик (IPC), имевший проволочную сетку. Попавший в счетчик рентгеновский квант рождал облачко электронов, положение и мощность которого определялись по току в сетке. На "Эйнштейне" был и другой детектор изображений, а также спектрометры, но высокая чувствительность IPC сделала его самым полезным прибором. "Эйнштейн" исследовал структуру обнаруженных до него скоплений галактик и остатков сверхновых, а также открыл значительно более слабые рентгеновские источники, например, обычные звезды. Благодаря "Эйнштейну", получившему более 4000 изображений источников, рентгеновская астрономия стала зрелой наукой.

Другие проекты. Вслед за успешно поработавшим "Эйнштейном" летали европейский EXOSAT (запущен 26 мая 1983), японский "Дзинга" (запущен 5 февраля 1987) и описанный выше ROSAT, завершившие обзор неба в мягком рентгеновском диапазоне. Японский аппарат ASCA, запущенный 20 февраля 1993, впервые оснащен рентгеновской ПЗС-камерой, способной определять энергию фотонов, создающих изображение.

Рентгеновский телескоп спутника AXAF, запущенного в конце 1998, имеет разрешение менее одной угловой секунды, что не хуже, чем у большинства наземных оптических телескопов. На спутнике установлены современные фотокамеры и спектрографы. В 1999 ЕКА вывело на орбиту обсерваторию XMM для изучения спектров слабых источников.

Описанные выше рентгеновские спутники наблюдают излучение в диапазоне от 0,1 до 10 кэВ. Для получения изображений в диапазоне от 10 до 1000 кэВ используются телескопы с так называемой кодированной маской. Один из наиболее удачных - французский прибор SIGMA, основной инструмент российской обсерватории "Гранат" (запущена 1 декабря 1989), получивший в жестком рентгеновском и мягком гамма-диапазонах изображения интереснейших источников, включая источник в центре Галактики, излучение которого вызвано аннигиляцией электронов и позитронов.

Гамма-астрономия. Гамма-излучение состоит из фотонов с большей энергией, чем рентгеновское. Детекторами гамма-лучей, как правило, служат либо сцинтилляторы (в которых вещество поглощает гамма-кванты, испуская оптические фотоны), либо искровые камеры (в которых высокое напряжение вызывает искровые пробои в тех местах, где гамма-квант взаимодействует с заполняющим камеру газом).

Гамма-астрономия низких энергий (от 200 кэВ до 10 МэВ) в основном изучает источники гамма-вспышек (продолжительностью несколько секунд). Эти источники были открыты спутниками "Вела" США, запущенными в 1963-1970 для контроля за Договором по ограничению ядерных испытаний (1963) и обнаружения незаконных ядерных взрывов. В 1990-х годах эксперимент BATSE на обсерватории "Комптон" (см. ниже) выявил сотни таких вспышек и показал, что они наблюдаются в произвольных местах по всему небу и, по-видимому, никогда не повторяются. Это очень затрудняет их исследование. См. также ВОЕННО-КОСМИЧЕСКАЯ ДЕЯТЕЛЬНОСТЬ.

Сначала астрономы думали, что причиной этих вспышек служат взрывы на поверхности близких нейтронных звезд, но это предположение не подтвердилось. К 1995 мнения разделились: одни считают, что вспышки связаны с нейтронными звездами неизвестной ранее популяции протяженного галактического гало, простирающегося почти до галактики в Андромеде, а другие полагают, что это катастрофические события во внегалактических объектах на больших красных смещениях.

Гамма-астрономия высоких энергий (выше 10 МэВ) в основном изучает долгоживущие точечные источники и диффузное излучение. Немало таких источников открыл спутник EКA "Cos-B" (запущен 9 августа 1975), а более глубокие исследования в этой области начались после запуска 7 апреля 1991 с помощью КК "Атлантис" обсерватории "Комптон" с четырьмя комплексами приборов: BATSE, OSSE, COMPTEL и EGRET. Приборы OSSE и COMPTEL наблюдают гамма-лучи средней энергии (МэВ). Эксперимент EGRET показал, что в области энергий около 100 МэВ многие источники связаны с радиояркими квазарами, которые выбрасывают двойные струи вещества почти со скоростью света. Особенно мощными источниками жестких гамма-лучей являются квазары, выбрасывающие свои струи почти точно в направлении Земли. Точечными гамма-источниками служат также одиночные нейтронные звезды. См. также ГАММА-АСТРОНОМИЯ.

Инфракрасная астрономия. Инфракрасное излучение испускают холодный газ и космическая пыль при температуре от 1000 К и ниже, вплоть до нескольких градусов над абсолютным нулем. Поэтому отличительной чертой ИК-телескопов является то, что сам телескоп и его детекторы должны быть охлаждены до очень низкой температуры, часто лишь на несколько градусов выше абсолютного нуля. Это достигается применением пассивного охлаждения в дюарах с жидким гелием. Продолжительность работы астрономического ИК-спутника сейчас достигает года, максимум - двух лет, поскольку жидкий гелий испаряется.

Первый полный обзор инфракрасного неба провел астрономический ИК-спутник IRAS (запущен NASA 26 января 1983), получивший изображения неба, по которым был составлен каталог нескольких сотен тысяч инфракрасных источников. Яркость этих источников была измерена на волнах 12, 25, 60 и 100 мкм. Хотя IRAS работал недолго, его влияние на астрономию оказалось огромным, а архив его наблюдений до сих пор служит важнейшим источником данных. До IRAS инфракрасные наблюдения в основном проводили с высотных ракет, запускавшихся Геофизической лабораторией ВВС США на полигоне Уайт-Сэндс. С помощью этих наблюдений были обнаружены области звездообразования и яркие звезды нашей Галактики. Каталог точечных источников IRAS включает десятки тысяч нормальных звезд и тысячи близких спиральных галактик.

Преемником IRAS стала "Инфракрасная космическая обсерватория" (ISO), запущенная ESA 17 ноября 1995 и проработавшая до апреля 1998, когда полностью исчерпался запас жидкого гелия. Этот спутник изучал отдельные источники в диапазоне от 3 до 200 мкм с более высокими чувствительностью и угловым разрешением, чем IRAS.

Охлаждаемый жидким гелием спутник для исследования космического фона COBE (запущен 18 ноября 1989) изучал все небо с низким угловым разрешением, но очень высокой чувствительностью и точностью. Он измерил уровень фонового излучения во всех направлениях в диапазоне волн от 2 мкм до нескольких миллиметров. COBE определил температуру микроволнового фонового излучения и подтвердил его чернотельный спектр, предсказанный космологической теорией Большого взрыва (см. ниже Результаты наблюдений).

Космическая радиоинтерферометрия. Быстрый прогресс радиоастрономии начался после Второй мировой войны, когда радары были обращены к небу. Но для получения изображений длинноволновых радиоисточников с высоким угловым разрешением требовались гигантские радиотелескопы. Астрономы Кембриджского университета в 1950-х и 1960-х годах разработали метод апертурного синтеза, позволяющий объединить сигналы от нескольких удаленных друг от друга радиотелескопов и получить разрешающую силу как у одного огромного инструмента. К 1980-м годам телескопы разных частей света объединились в единую систему размером с Землю, работая по принципу интерферометра с очень большой базой (VLBI). Разрешение можно еще повысить, добавив к этой системе телескопы на высоких околоземных орбитах или на орбите вокруг Солнца. Первые эксперименты по космической радиоинтерферометрии VLBI проводились в 1980-х годах на советской орбитальной станции "Салют-6" и с помощью американского спутника связи TDRS-1. Первым полноценным телескопом для космической радиоинтерферометрии стал японский "Харука" (HALCA) диаметром 8 м. Он выведен на орбиту 12 февраля 1997 и используется для проведения интерферометрических наблюдений, база которых превышает диаметр Земли в 2,5 раза.

Спутники используются также для изучения очень длинных радиоволн, излучаемых Солнцем, магнитосферами планет-гигантов и межзвездной средой. Поверхности Земли эти волны не достигают, поскольку отражаются от ионосферы. Поэтому "Эксплорер-49" с аппаратурой для регистрации сверхдлинных волн был запущен 10 июня 1973 на орбиту вокруг Луны. Чтобы укрыться от помех, возможно, вскоре вся радиоастрономия переместится на обратную сторону Луны и будет использовать наш естественный спутник как экран от земных радиопередатчиков. См. также РАДИОАСТРОНОМИЯ
.

Наблюдения Солнца. Солнце настолько ярче любого другого астрономического объекта, что от него ослепнет любой детектор у описанных выше спутников. Поэтому солнечные обсерватории используют телескопы меньшего диаметра и сильнее расщепляют свет для получения более высокого спектрального разрешения. Внеатмосферные наблюдения ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца позволяют изучать структуру его верхней атмосферы и энергетическую активность короны.

Часто на метеорологических спутниках устанавливают небольшие рентгеновские детекторы для регистрации солнечных вспышек, которые могут выбрасывать плазму в потоки солнечного ветра и влиять на земную ионосферу. См. также МЕТЕОРОЛОГИЯ И КЛИМАТОЛОГИЯ.

Первые внеатмосферные эксперименты НАСА по научному изучению Солнца, а не просто для регистрации его вспышек, проводились на восьми Солнечных орбитальных обсерваториях OSO. Орбитальная станция "Скайлэб" имела несколько солнечных телескопов, среди которых были первые инструменты для получения рентгеновских изображений. OSO-7 и "Скайлэб" обнаружили выбросы вещества из короны, часто связанные с солнечными вспышками, когда десятки миллиардов тонн солнечной плазмы впрыскиваются в межпланетную плазму.

Спутник ВМС США P78-1 наблюдал солнечную корону, пока не был уничтожен Военно-воздушными силами США в 1985 при испытании противоспутникового оружия. Спутник НАСА SMM изучал Солнце в период его максимальной активности, но испортился всего через год после запуска. Экспедиция на КК "Челленджер" починила его, и он исправно работал до следующего солнечного максимума. Эстафету от SMM принял японский "Йоко" ("солнечный луч"), который ежедневно передавал четкие рентгеновские изображения, показывающие вспышки и горячие пятна в короне. См. также КОСМИЧЕСКИЙ КОРАБЛЬ ШАТТЛ
.

Наблюдения ультрафиолетового излучения высокоширотных областей солнечной короны проводились маленьким спутником "Спартан-201" в те дни, когда межпланетный зонд EКA "Улисс" пролетал над южным и северным полюсами Солнца. См. также КОСМИЧЕСКИЙ ЗОНД
.

Объединенными усилиями EКA и НАСА создана самая мощная из космических солнечных обсерваторий - автоматическая станция SOHO (запущена 2 декабря 1995). Она работает в районе точки Лагранжа L1 системы Солнце - Земля, т.е. в том месте прямой, соединяющей Солнцу и Землю, где под действием их противоположно направленных притяжений станция оборачивается вокруг Солнца синхронно с Землей. Она ежедневно передает на Землю десятки высококачественных изображений Солнца в широком диапазоне спектра.

жен., ·*греч. звездознание, звездоведение, звездочетство; часть астрономии, знание созвездий и распределения по ним звезд. Астрология жен. суеверное звездословие, звездогадание; мнимое искусство предсказания земных событий по взаимному положению небесных тел. Астрологическое, астрологичное гадание. Астролог, звездогадатель. Астрологовы снаряды, его лично. Астрометр муж. гелиометр, солнцемер; устройство в телескопе, для измерения видимого поперечника светил. Астролябия жен. угломер; встарь, весьма простой снаряд, для измерения высоты светил; ныне: землемерный снаряд, для измерения углов (дуг) между земными предметами. Астрономия жен. наука о небесных телах, о взаимных отношениях их и о небесных явлениях вообще; учение о вселенной; звездословие. Астрономичные наблюдения. Астрономические часы, либо хронометр, ·т.е. верные секундные, либо часы, показывающие различные небесные явления, как виды луны и пр. Астроном (переделано народом в остроум) звездослов, ученый, сведущий в науке этой; астрономка, такая же ученая женщина (напр. сестра Гершеля), астрономша, жена астронома. Астрономов, лично ему принадлежащий. Астральный, звездный. Астральные миры, планеты, для которых звезды служат солнцами.

АСТРОН'ОМИЯ, астрономии, мн. нет, ·жен. (от ·греч. astron - звезда и nomos - закон). Наука о небесных телах.

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.

наука о строении и развитии космических тел, их систем и Вселенной в целом.

Задачи и разделы астрономии. А. исследует тела Солнечной системы, звёзды, галактические туманности, межзвёздное вещество, нашу Галактику (систему Млечного Пути), другие галактики, их распределение в пространстве, движение, физическую природу, взаимодействие, происхождение и развитие. А. изучает и разрабатывает способы использования наблюдений небесных тел для практических нужд человечества. Таковы служба времени, определение географических координат и азимутов на земной поверхности, изучение фигуры Земли по наблюдениям искусственных спутников Земли, ориентация искусственных спутников и космических зондов по звёздам и т. п. А. способствует выработке правильных материалистических представлений о мироздании. А. тесно связана с другими точными науками, прежде всего - с математикой, физикой и некоторыми разделами механики, используя достижения этих наук и, в свою очередь, оказывая влияние на их развитие. В зависимости от предмета и методов исследований А. разделяется на ряд дисциплин (разделов). Астрометрия занимается построением основной инерциальной системы координат для астрономических измерений, определением положений и движений небесных объектов, изучением закономерностей вращения Земли и исчислением времени, определением значений фундаментальных астрономических постоянных; к ней относятся также Сферическая астрономия, включающая математические методы определения видимых положений и движений небесных объектов, и Практическая астрономия, посвященная теории угломерных инструментов и применению их для определения времени, географических координат (широты и долготы) и азимутов направлений. Небесная механика (теоретическая А.) изучает движения небесных тел, в том числе и искусственных (Астродинамика) под влиянием всемирного тяготения, а также фигуры равновесия небесных тел. Звёздная астрономия рассматривает систему звёзд, образующую нашу Галактику (Млечный Путь), а Внегалактическая астрономия - другие галактики и их системы. Астрофизика, включающая астрофотометрию, астроспектроскопию и другие разделы, исследует физические явления, происходящие в небесных телах, их системах и в космическом пространстве, а также химические процессы в них. Радиоастрономия изучает свойства и распределение в пространстве космических источников излучения радиоволн. Создание искусственных спутников Земли и космических зондов привело к возникновению имеющей большое будущее внеатмосферной астрономии (См. Внеатмосферная астрономия). Космогония занимается вопросами происхождения как отдельных небесных тел, так и их систем, в частности Солнечной системы, а Космология - закономерностями и строением Вселенной в целом.

Астрономия в древности. А. возникла в глубокой древности в результате потребности людей определять время и ориентироваться при путешествиях. Уже простейшие наблюдения небесных светил невооружённым глазом позволяют определять направления как на суше, так и на море, а изучение периодических небесных явлений легло в основу измерения времени и установления системы календаря (См. Календарь), позволяющего предвидеть сезонные явления, что было важно для практической деятельности людей.

Астрономические знания Др. Китая дошли до нас в очень неполном и часто искажённом виде. Они состояли в определении времени и положения среди звёзд точек равноденствий и солнцестояний и наклонения эклиптики к экватору. В 1 в. до н. э. уже были известны точные синодические периоды движения планет. В Индии была составлена система летосчисления, в которой большую роль играло движение Юпитера. В Др. Египте по наблюдениям звёзд определяли периоды весенних разливов Нила, обусловливавших сроки земледельческих работ; в Аравии, где из-за дневной жары многие работы совершались по ночам, существенную роль играли наблюдения фаз Луны; в Др. Греции, где было развито мореплавание и вопросы ориентирования были крайне актуальными, в особенности до изобретения компаса, получили развитие способы ориентирования по звёздам. У многих народов, в частности в странах ислама, с периодичностью небесных явлений, главным образом фазами Луны, был связан религиозный культ.

Довольно точные астрономические наблюдения производились и передавались последующим поколениям уже в самой глубокой древности. Благодаря этому египтяне за 28 в. до н. э. определили продолжительность года в 365¹/₄ сут. Период чередования лунных фаз (синодический месяц) был известен с точностью до нескольких мин, о чём свидетельствует найденный в 5 в. до нашей эры Метонов цикл, в котором по истечении 19 лет фазы Луны падают на те же даты года. Период повторяемости солнечных затмений, составляющий 18 лет 10 дней и названный Саросом, был известен уже в 6 в. до нашей эры. Все эти сведения были получены на основе многовековых наблюдений небесных явлений древними народами Китая, Египта, Индии и Греции.

Звёзды, как бы прикрепленные к небесному своду и вместе с ним совершающие суточное вращение, практически не меняя взаимного расположения, были названы неподвижными. В их неправильных группах пытались найти сходство с животными, мифологическими персонажами, предметами домашнего обихода. Так появилось деление звёздного неба на созвездия, различные у разных народов. Но, кроме таких неподвижных звёзд, уже в незапамятные времена стали известны 7 подвижных светил: Солнце, Луна и 5 планет, которым были присвоены имена римских божеств, - Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. В честь Солнца, Луны и 5 планет были установлены 7 дней недели, названия которых в ряде языков до сих пор отражают это. Проследить движение по звёздному пути Луны и планет было нетрудно, т. к. они видны ночью на фоне окружающих звёзд. Установить такое движение Солнца помогли наблюдения ярких звёзд, которые появлялись перед восходом Солнца на фоне утренней зари (т. н. гелиакические восходы). Эти наблюдения в сочетании с измерением полуденной высоты Солнца над горизонтом с помощью простейших приспособлений позволили довольно точно определить путь Солнца среди звёзд и проследить его движение, совершающееся с годичным периодом по наклонному к экватору большому кругу небесной сферы, названному эклиптикой. Расположенные вдоль него созвездия получили название зодиакальных (от греч. zoon - животное), т. к. многие из них имеют имена живых существ (Овен, Телец, Рак, Лев и др.). В Др. Китае звёздное небо было подробно изучено и разделено на 122 созвездия, из них 28 зодиакальных. Составленный там список 807 звёзд на несколько столетий опередил звёздный каталог греческого учёного Гиппарха. Но у большинства народов было 12 зодиакальных созвездий, и Солнце в течение года проходило каждое созвездие примерно в течение месяца. Луна и планеты также движутся по зодиакальным созвездиям (хотя и могут отходить от эклиптики на несколько угловых градусов в обе стороны).

В то время как движение Солнца и Луны всегда происходит в одном направлении - с запада на восток (прямое движение), движение планет гораздо сложнее и временами совершается в обратном направлении (попятное движение). Причудливое движение планет, не укладывавшееся в простую схему и не подчинявшееся элементарным правилам, казалось, говорило о существовании у них личной воли и способствовало их обожествлению древними. Это, а также такие "устрашающие" явления, как лунные и особенно солнечные затмения, появление ярких комет, вспышки новых звёзд, породили лженауку - астрологию, в которой расположения планет в созвездиях и упомянутые явления связывались с происшествиями на Земле и служили для предсказания судьбы народов или отдельных личностей. Не имея ни малейшей научной основы, астрология, используя суеверия и невежество людей, тем не менее получила распространение и надолго удержалась у многих народов. Так, многие правители, военачальники и знатные люди держали специальных астрологов, с которыми советовались при принятии важных решений. Для того чтобы по правилам астрологии составлять гороскопы, по которым производилось мнимое предсказание будущего, нужно было знать расположение зодиака относительно горизонта в данный момент, а также положения планет, что повело к усилению астрономических наблюдений, уточнению периодов движения светил и созданию первых, хотя и очень несовершенных теорий движения планет. Т. о., астрология, несмотря на всю свою абсурдность, способствовала на определённом этапе развитию науки А.

Геоцентрическая система мира. Для усовершенствования теорий движений планет потребовалось основательное знание геометрии, разработанной в Греции (не раньше 4 в. до н. э.). В это время Евдокс Книдский, предшественник Аристотеля, создал теорию гомоцентрических сфер (дошедшую до нас лишь в пересказе Аристотеля), согласно которой планета прикреплена к поверхности полой сферы, равномерно вращающейся внутри другой сферы, тоже вращающейся вокруг оси, не совпадающей с осью вращения первой сферы. В центре этих сфер находится Земля. Для представления сложного движения некоторых планет потребовалось несколько таких концентрических сфер, общее число которых доведено учеником Евдокса Калиппом до 55. Позже, в 3 в. до н. э., греческий геометр Аполлоний Пергский упростил эту теорию, заменив вращающиеся сферы кругами, и этим положил основу теории эпициклов, получившую своё завершение в сочинении древнегреческого астронома Птолемея (2 в. н. э.), известном под названием "Альмагест". Принималось, что все небесные светила движутся по окружностям и притом равномерно. Неравномерные движения планет, изменения направления их движения объясняли, предполагая, что они одновременно участвуют в нескольких круговых равномерных движениях, происходящих в разных плоскостях и с разными скоростями. Земля, о шарообразности которой учила уже Пифагорейская школа в 6 в. до н. э., считалась покоящейся в центре Вселенной, что соответствовало непосредственному впечатлению, создаваемому видом звёздного неба; окружность земного шара измерил в 3 в. до н. э. Эратосфен в Александрии.

Для практического применения теория эпициклов нуждалась в значениях величин, определяющих периоды обращения планет, взаимные наклоны их орбит, длины дуг попятных движений и т. п., которые можно было получить только из наблюдений, измеряя соответствующие промежутки времени и углы. Для этого были созданы различные приспособления и инструменты, сначала простейшие, такие как Гномон, а затем и более сложные - Трикветрумы и армиллярные сферы (См. Армиллярная сфера). Последние позволяли определять эклиптические координаты "неподвижных" звёзд. Их списки (каталоги) были составлены в древности Ши Шэнем (Китай, 4 в. до н. э.), Тимохарисом (Греция, 3 в. до н. э.) и Гиппархом на полтораста лет позже (Греция, 2 в. до н. э.). Каталог Гиппарха содержит 1022 звезды с указанием их эклиптические широты и долготы и оценкой блеска в условной шкале звёздных величин, применяемой и поныне. При сравнении своего каталога с каталогом Тимохариса он обнаружил увеличение долгот всех звёзд и объяснил его движением точки весеннего равноденствия, от которой долготы отсчитываются. Так было открыто явление прецессии (См. Прецессия).

Астрономия в средние века. "Альмагест" Птолемея, в котором были подытожены астрономические знания того времени, оставался в течение многих веков фундаментом геоцентрической системы мира. Возникновение христианства с его догматизмом, нашествия варваров привели к упадку естествознания и, в частности, А. в средние века. В течение целого тысячелетия в Европе было мало прибавлено, но много позабыто из того, что было известно о строении Вселенной благодаря трудам учёных античного мира. Священное писание явилось каноном, из которого черпались ответы на все вопросы, в том числе и из области А.

Лишь арабы и соприкасавшиеся с ними народы сделали попытку если не реформировать А., то по крайней мере уточнить новыми наблюдениями старые теории. Багдадский халиф аль-Мамун распорядился в 827 перевести сочинение Птолемея с греческого на арабский язык. Арабский учёный аль-Баттаии в конце 9 - начале 10 вв. произвёл многочисленные наблюдения, уточнив значения годичной прецессии, наклона эклиптики к экватору, эксцентриситета и долготы перигея орбиты Солнца. В том же 10 в. арабский астроном Абу-ль-Вефа открыл одно из неравенств (неправильностей) в движении Луны. Большие заслуги в развитии А. принадлежат Абу Рейхану Вируни (Хорезм, конец 10 - 11 вв.), автору разнообразных астрономических исследований. А. процветала у арабских народов и в Ср. Азии вплоть до 15 в. Многие крупнейшие учёные наряду с другими науками занимались уточнением астрономических постоянных геоцентрической теории. Особенно известны астрономические таблицы, составленные в 1252 еврейскими и мавританскими учёными по распоряжению Кастильского правителя Альфонса Х и поэтому называвшиеся альфонсовыми. Наблюдательная А. получила развитие в Азербайджане, где Насирэддин Туси соорудил большую обсерваторию в Мараге. По размерам, количеству и качеству инструментов выдающееся место заняла обсерватория Улугбека в Самарканде, где в 1420-37 был составлен новый большой каталог звёзд. Арабы сохранили от забвения классическую А. греков, обновили планетные таблицы, развили теорию, но, следуя Птолемею, не внесли в А. коренных реформ. В эту эпоху астрономические наблюдения производились также в Китае и Индии.

В 12-13 вв. некоторое оживление естествознания стало замечаться также и в Европе. Постепенно, не без влияния арабов, наиболее просвещённые люди знакомились с наукой и философией древних греков, сочинения которых переводили (часто с арабского) на латинский язык. Учение Аристотеля было признано согласным с церковной догмой: геоцентрическая система мира не противоречила священному писанию. В Италии, а затем и в других странах Зап. Европы учреждались университеты, которые, хотя и находились под сильным влиянием церковной схоластики, всё же содействовали развитию естествознания.

Гелиоцентрическая система мира. В связи с развивающимися мореплаванием и географическими исследованиями, требовавшими уточнения знаний положений звёзд и планет, несколько выдающихся астрономов, главным образом в Германии, возобновили наблюдения для усовершенствования планетных таблиц. В передовых университетах преподавалась геометрия, необходимая для усвоения теории эпициклов, и изучался "Альмагест", несколько переводов которого на латинский язык было напечатано в Венеции (1496, 1515 и 1528) и в Базеле (1538). Всё это благоприятствовало тому, что польский астроном Н. Коперник, познакомившийся в Краковском университете и затем в Италии со всеми подробностями теории эпициклов, по возвращении в Польшу произвёл полный переворот в А., вскрыв истинное строение планетной системы с Солнцем в центре и движущимися вокруг него планетами, в том числе и Землёй вместе с её спутником Луной. Уже древнегреческий астроном Аристарх Самосский в 3 в. до н. э. высказывал мысль, что Земля движется вокруг Солнца, а Гераклит ещё раньше предполагал, что Земля вращается вокруг оси. Но только Коперник во всех деталях разработал и обосновал гелиоцентрическую систему мира и последовательно изложил её в сочинении "Об обращениях небесных сфер", напечатанном в Нюрнбергов 1543. Этот труд дал ключ к познанию Вселенной в её действительном строении, а не в виде математической абстракции, описывающей лишь видимую сторону явлений. Однако веками укоренившееся мнение о неподвижной Земле как центре Вселенной, разделяемое церковью, долго не уступало места новому учению, которое не могли понять даже многие выдающиеся люди того времени. Считалось, что система Коперника лишь гипотеза, предназначенная для вычисления планетных движений, чему способствовало предисловие издателя книги Коперника, напечатанное без ведома автора. Даже крупнейший наблюдатель датский астроном Тихо Браге (16 в.) отказывался принять и даже понять гелиоцентрическую систему. Окончательно утвердил теорию Коперника, получив непреложные доказательства её истинности, итальянский физик, механик и астроном Г. Галилей (2-я половина 16 - 1-я половина 17 вв.). Другой пламенный проповедник множественности обитаемых миров - Дж. Бруно (16 в.) за это, с точки зрения церкви, еретическое учение после семилетнего заключения был сожжён в Риме на костре. Астрономические открытия Галилея были сделаны с помощью телескопа, незадолго перед тем изобретённого в Голландии. Галилей, узнав об этом изобретении, летом 1609 в Венеции сделал собственную зрительную трубу и уже в начале следующего года оповестил весь мир о своих удивительных открытиях. На Луне он увидел горы, обнаружил диски у планет, Млечный Путь оказался состоящим из бесчисленных звёзд, невидимых невооружённым глазом, в скоплении Плеяд он насчитал св. 40 звёзд. Затем он открыл 4 спутника Юпитера, которые, обращаясь вокруг центральной планеты, представляли уменьшенную копию планетной системы. Обнаруженная им смена фаз Венеры свидетельствовала о том, что эта планета обращается вокруг Солнца, а не Земли. На самом Солнце Галилей увидел пятна, разделив честь этого открытия с немецкими астрономами К. Шейнером и И. Фабрициусом. И только тогда, когда гелиоцентрическая система мира получила столь блестящие подтверждения, католическая церковь приняла меры к её запрету, считая, что она подрывает авторитет Священного писания. Перед судом инквизиции Галилей был вынужден отречься от учения Коперника (1633). Само же сочинение Коперника было внесено в список (индекс) запрещенных книг (этот запрет официально был снят лишь 200 лет спустя).

Развитие небесной механики. Современник Галилея И. Кеплер, будучи в Праге ассистентом Тихо Браге, после смерти последнего получил непревзойдённые по точности результаты наблюдений планет, проводившихся в течение более чем 20 лет. Особое внимание Кеплера привлёк Марс, в движении которого он обнаружил значительные отступления от всех прежних теорий. Ценой огромного труда и длительных вычислений ему удалось найти 3 закона движения планет, сыгравших важную роль в развитии небесной механики (т. н. Кеплера законы), 1-й закон, гласящий, что планеты движутся по эллипсам, в фокусе которых находится Солнце, разрушил тысячелетнее представление о том, что орбиты планет обязательно должны быть окружностями. 2-й закон определил переменную скорость движения планеты по орбите, 3-й закон установил математическую связь между размерами эллиптических орбит и периодами обращения планет вокруг Солнца. Таблицы движения планет, составленные Кеплером на основании этих законов, намного превзошли по точности все прежние и оставались в употреблении в течение всего 17 в.

Дальнейший прогресс А. тесно связан с развитием математики и аналитической механики, с одной стороны, и с успехами оптики и астрономического приборостроения - с другой, фундаментом небесной механики явился закон всемирного тяготения, открытый И. Ньютоном в 1685 (Ньютона закон тяготения). Следствием этого закона оказались и законы Кеплера, но лишь для того частного случая, когда планета движется под влиянием притяжения одного лишь центрального тела - Солнца. Выяснилось, что в реальном случае, при наличии взаимного притяжения между всеми телами Солнечной системы, движение планет сложнее, чем описываемое законами Кеплера, и если они всё же соблюдаются с хорошим приближением, то это результат сильного преобладания притяжения массивного Солнца над притяжением всех остальных планет. Гравитационная сила, выражающаяся простой формулой в случае притяжения между двумя материальными точками, приводит к очень сложным математическим построениям в случае нескольких точек или притяжения между телами, состоящими из многих материальных точек. Именно такими являются все тела Солнечной системы, да и все космические тела вообще. Лишь благодаря трудам многих математиков, прежде всего Ньютона, затем Ж. Лагранжа, Л. Эйлера, П. Лапласа, К. Гаусса и ряда др., сложнейшая задача о движении, фигурах и вращении планет с их спутниками была решена с высокой точностью. Блестяще подтвердившееся предсказание английского астрономом Э. Галлеем следующего появления кометы, носящей теперь его имя, и вычисление французским учёным А. Клеро момента прохождения кометы через перигелий в 1759, открытие в 1846 Нептуна по вычислениям французского астронома У. Леверье, обнаружение на основе вычислений невидимых спутников у некоторых звёзд (у Сириуса и Проциона немецкого астрономом Ф. Бесселем в 1844), впоследствии увиденных в большие телескопы, явились блестящими подтверждениями того, что движение небесных тел происходит в основном под действием гравитационных сил. Наиболее сложным является движение Луны вокруг Земли, но и его удалось представить с почти исчерпывающей точностью. Остававшиеся в движении Луны небольшие отклонения от теории, которые раньше приписывались какому-то негравитационному влиянию, в 20 в. объяснились ошибками в измерениях времени вследствие неравномерности вращения Земли. Т. о., небесная механика, пользуясь данными, доставляемыми астрометрией, оказалась в состоянии объяснить и пред вычислить с очень высокой точностью почти все движения, наблюдаемые как в Солнечной системе, так и в Галактике, и подготовить почву для труднейших экспериментов - запусков искусств, спутников Земли и космических зондов.

Телескопические наблюдения. Усовершенствование телескопа шло сначала довольно медленно. По сравнению с трубой Галилея некоторым улучшением было предложение Кеплера заменить рассеивающую окулярную линзу собирающей, что расширило поле зрения и позволило применять более сильные увеличения. Этот простой окуляр был затем усовершенствован Х. Гюйгенсом и применяется поныне. Однако вследствие хроматической и отчасти сферической аберрации изображения продолжали оставаться расплывчатыми, с радужными каёмками, что заставляло для уменьшения их влияния увеличивать фокусные расстояния объективов (до 45 м), сохраняя сравнительно малые их диаметры, т. к. в то время не умели выплавлять большие блоки оптического стекла. Но и с такими несовершенными инструментами был сделан ряд важных открытий. Так, Гюйгенс в 1655 разглядел кольца Сатурна (Галилею диск Сатурна казался удлинённым или "тройным"). Гюйгенс открыл наиболее яркий спутник Сатурна, Дж. Кассини обнаружил ещё 4 других, более слабых спутника. Он же в 1675 заметил, что кольцо состоит из двух концентрических частей, разделённых тёмной полоской - "щелью Кассини". В 1675 О. Рёмер по наблюдениям затмений спутников Юпитера открыл конечность скорости света и измерил её.

Дальнейшее усовершенствование оптических инструментов пошло по другому пути. Ошибочно считая, что дисперсия света пропорциональна преломлению. Ньютон пришёл к заключению, что невозможно сделать объектив ахроматическим. Это явилось толчком к созданию рефлекторов, в которых изображение строится вогнутым зеркалом, принципиально лишённым хроматизма. Постепенное совершенствование искусства шлифовки зеркал, сделанных из сплава олова с медью, позволило делать рефлекторы всё больших размеров, допускающих очень сильные увеличения. Так, в 1789 В. Гершель (Англия) довёл диаметр зеркала до 122 см. Однако начиная с середины 18 в. рефракторы также получили существенное усовершенствование. В это время были созданы стекла с большой дисперсией (флинтглас), и объективы стали делать двойными, сочетая 2 сорта стекла. Наряду со значит. уменьшением хроматизма такие объективы были свободны и от сферической аберрации, что позволило во много раз сократить длину трубы, повысить проницающую силу инструментов и получать чёткое изображение без радужных каёмок.

При помощи новых инструментов искусные наблюдатели сделали много открытий, причём относящихся не только к телам Солнечной системы (таких, как открытие М. В. Ломоносовым в 1761 атмосферы у Венеры и исследование комет), но и к миру слабых и далёких звёзд. Так, были обнаружены многочисленные звёздные скопления и туманности (считавшиеся в то время также скоплениями, в которых из-за их удалённости не видны отдельные звёзды). Первые каталоги таких объектов были составлены во Франции Ш. Мессье (в 1771 и 1781); введённые им обозначения употребляют и поныне. В результате обширных систематических наблюдений В. Гершель обосновал ограниченность звёздной системы в пространстве и укрепил т. о. предположения И. Ламберта (1761) о существовании многих звёздных систем, из которых та, где находится Солнце, ограничивается Млечным Путём. Лишь в 20 в. эта теория "островной Вселенной" получила подтверждение и дальнейшую разработку.

Роль телескопа в А. далеко не исчерпывается такими открытиями. Может быть ещё важнее применение телескопа к точным угловым измерениям. У. Гаскойн в Англии (1640) поместил в фокусе телескопа нити, которые видны на фоне наблюдаемого объекта, и этим повысил точность визирования во много десятков раз. Им же был изобретён первый окулярный микрометр для измерений малых угловых расстояний между деталями изображения, одновременно видимыми в поле зрения телескопа. Ж. Пикар во Франции (1667) снабдил телескоп разделёнными кругами, по которым отсчитывались углы с точностью до секунды дуги; это определило и соответствующую точность измерений сферических координат звёзд, без чего не был бы возможен дальнейший прогресс в области астрометрии и звёздной А. Применив такой инструмент в работах по триангуляции во Франции, Пикар получил новые, более точные размеры земного шара, используя которые Ньютон открыл закон всемирного тяготения. Измеряя взаимные положения компонентов двойных звёзд с помощью окулярного микрометра, В. Гершель (1803) установил, что многие из них представляют собой физически связанные взаимным тяготением системы, состоящие из двух (а иногда и больше) звёзд, обращающихся вокруг общего центра масс по законам Кеплера. Этим была доказана действительная универсальность тяготения, действующего во всех местах Вселенной. Сравнивая свои телескопические определения координат звёзд со старыми греческими (Гиппарх, Тимохарис), Галлей обнаружил в 1718, что 3 яркие звезды - Альдебаран, Сириус и Арктур - изменили своё положение настолько, что это нельзя было объяснить ошибками старых наблюдений. Так были открыты Собственные движения звёзд. К 1783 число звёзд с известным собственным движением возросло до 12; исследуя их, В. Гершель пришёл к заключению, что часть собственного движения каждой звезды является отражением движения Солнечной системы в пространстве и определил направление этого движения (в сторону созвездия Геркулеса). Всё это помогло начать изучение распределения и движения звёзд в системе Млечного Пути, получившей впоследствии название Галактики (См. Галактика). Телескопические же наблюдения привели английского астронома Дж. Брадлея в 1725 к открытию явления аберрации света (См. Аберрация света), которое он правильно объяснил конечной скоростью света, а в 1748 - к открытию нутации (См. Нутация) земной оси.

Одной из фундаментальных и трудных задач А. во все времена было определение астрономической единицы (См. Астрономическая единица) - среднего расстояния Земли от Солнца, которое является основной единицей измерений всех расстояний во Вселенной. Были проведены многие попытки решить проблему, но все они, по мере совершенствования методики и техники наблюдений, приводили всё к большим и большим значениям этой единицы. Первые близкие к истине результаты были получены методом, предложенным Галлеем, - наблюдением из разных точек Земли прохождений Венеры по диску Солнца в 1761, 1769, 1874 и 1882 и определением таким путём параллакса Солнца (последний, при известных размерах Земли, даёт возможность вычислить астрономическую единицу). Для наблюдений этих прохождений снаряжались многочисленные экспедиции. Первое из них было видимо на С. Европы и в Сибири. От Петербургской АН его наблюдал С. Я. Румовский в Селенгинске за Байкалом. Обработка всех наблюдений привела к значениям параллакса Солнца от 8,5" до 10,5". Прохождение в 1769 Румовский наблюдал в Коле, а И. И. Исленьев в Якутске. Однако возлагавшиеся надежды на точность определения параллакса Солнца не сбылись, и после открытия в 1801 малых планет, среди которых имеются весьма близко подходящие к Земле, появилась другая возможность определения этой важной астрономической постоянной. В итоге всех определений, выполненных в 19 в., для параллакса Солнца было принято значение 8,80", что соответствует значению астрономической единицы 149 500 000 км. В 60-х гг. 20 в., на основании радиолокационных измерений, для астрономической единицы принято значение 149,600 млн. км.

Фундаментальное значение имели первые определения расстояний до звёзд измерением годичных параллаксов (См. Параллакс Солнца). По мере совершенствования телескопических наблюдений становилось ясным, что параллаксы, представляющие собой перспективные смещения звёзд, вызванные годовым движением Земли вокруг Солнца, чрезвычайно малы. Попытки обнаружить эти смещения, начатые вскоре после гениального открытия Коперника и приведшие к ряду неожиданных открытий - аберрации света, физических двойных звёзд, невидимых спутников звёзд, - долгое время оставались безуспешными. Ко времени В. Гершеля выяснилось, что параллаксы даже наиболее близких звёзд не превышают 1", а такие углы и не могли быть измерены инструментами того времени. Лишь В. Я. Струве в 1837 в Дерпте и Ф. Бесселю в 1838 в Кенигсберге удалось впервые уверенно измерить параллаксы соответственно звезды Веги и 61 Лебедя. Т. о., был впервые определён правильный масштаб расстояний во Вселенной. Работы Струве и Бесселя были основаны на визуальных телескопических наблюдениях. С начала 20 в. измерения звёздных параллаксов стали производить исключительно астрофотографическими методами. Найденная впоследствии самая близкая к нам звезда имеет параллакс 0,76", что соответствует расстоянию в 1,3 Парсека (4,3 световых: года).

Важным направлением А. явилось составление звёздных каталогов (См. Звёздные каталоги), содержащих точнейшие координаты звёзд. Их значение настолько велико, что они были названы фундаментом А. Они нужны как для научных целей, в частности для определения астрономических постоянных и исследования движений во Вселенной, так и для прикладных целей - геодезии, картографии, географических исследований, мореплавания, космонавтики. В этой области особенно большие заслуги имеют обсерватории: Гринвичская (основана в 1675), Пулковская (1839), Вашингтонская (1842) и обсерватория в Кейптауне в Юж. Африке (1820).

В конце 18 в. сведения о Солнечной; системе пополнились благодаря открытию в 1781 планеты Уран. Изучение закономерностей его движения привело в 1846 к открытию Нептуна, а в 1930 была открыта самая удалённая от Солнца планета Плутон. В 1801 была обнаружена первая малая планета (См. Малые планеты), в настоящее время (конец 60-х гг. 20 в.) известно уже более 1700 тел этого типа. Некоторые из них представляют большой интерес характером своего движения (например, т. н. Троянцы), другие - малостью расстояния, на которое они могут приближаться к Земле.

Развитие астрофизики. До середины 18 в. из разделов А., составляющих современную астрофизику, лишь фотометрия, первоначально ограничивавшаяся глазомерными оценками блеска звёзд, получила экспериментальную разработку в трудах французского учёного П. Бугера (1729) и теоретическое обоснование в исследованиях немецкого учёного И. Ламберта (1760). Тогда же было окончательно доказано, что Солнце есть звезда, отличающаяся от других звёзд лишь близостью к нам, а что если его удалить на расстояния звёзд, то оно ничем не будет от них отличаться. Изучение количества звёзд: разных звёздных величин позволило В. Я. Струве в 1847 обосновать существование поглощения света в межзвёздном пространстве - явления, окончательно подтвержденного в 1930 американским астрономом Р. Трамплером.

Огромные и всё увеличивающиеся возможности исследования физической природы и химического состава звёзд были получены благодаря изобретению спектрального анализа (Р. Бунзен и Г. Кирхгоф, 1859). Пионерами применения этого метода к Солнцу, звёздам и туманностям были У. Хёггинс и Дж. Локьер в Англии, А. Секки в Италии, Ж. Жансен во Франции. Чешский физик К. Доплер сформулировал в 1842 свой знаменитый принцип (Доплера эффект), уточнённый А. Физо в 1848 и экспериментально проверенный А. А. Белопольским на лабораторной установке в 1900. Принцип Доплера получил многочисленные применения в А. для измерений движения по лучу зрения и вращения звёзд, турбулентных движений в солнечной фотосфере и пр., а затем и в самых разнообразных областях физики. Спектральный анализ позволил углубить исследования переменных звёзд, изучение которых началось ещё в конце 18 в., а также обнаружить множество спектрально-двойных звёзд, компоненты которых столь близки между собой, что их невозможно раздельно наблюдать даже в самые сильные телескопы.

Изобретённая в 1839 фотография получила широкое применение в А., когда стали изготовлять сухие фотопластинки. Особенную пользу принесла фотография в сочетании с фотометрией, спектроскопией и астрометрией, позволив глубоко и детально исследовать строение, химический состав и движение различных небесных объектов. Фотоэмульсия как приёмник излучения с большим успехом заменила глаз при многих астрономических наблюдениях, повысив их точность, объективность и документальность, а также позволила фиксировать неуловимые глазом быстротекущие явления и слабые небесные светила. Когда выяснились преимущества и возможности фотографии, в 1888 был принят международный план составления фотографического каталога звёзд всего неба до 11-й звёздной величины общим числом около 3,5 млн. и карт, содержащих около 30 млн. звёзд до 14-й звёздной величины (около 22 000 листов). В выполнении этой работы приняли участие 18 обсерваторий мира. С тех пор Астрофотография заняла прочное место в практике астрономических наблюдений.

Астрономия в 20 в. А. в 20 в. характеризуется огромным развитием техники наблюдений. Строят большие рефлекторы, в которых быстро темнеющие металлические зеркала заменены стеклянными, посеребрёнными химическим путём либо покрытыми слоем алюминия катодным распыливанием в высоком вакууме. В США в 1908 сооружен рефлектор с зеркалом диаметром 152 см, 254 см в 1917, 508 см в 1948, 305 см в 1959. В СССР в 1960 вступил в строй рефлектор с зеркалом в 260 см, монтируется рефлектор с зеркалом диаметром 600 см. Таким инструментам с современными светоприёмниками становятся доступными звёзды до 25-й звёздной величины, которые в 10¹⁰ раз слабее наиболее ярких (см. Астрономические инструменты и приборы).

Большие успехи достигнуты в создании новых типов приёмников излучения (См. Приёмники излучения). Во много раз повышена чувствительность фотоэмульсий и расширена их спектральная область. Фотоэлектронные умножители (См. Фотоэлектронный умножитель), электронно-оптические преобразователи (См. Электроннооптический преобразователь), методы электронной фотографии (См. Электронная фотография) и телевидения (телевизионные телескопы (См. Телевизионный телескоп)) значительно повысили точность и чувствительность фотометрических наблюдений и ещё более расширили спектральный диапазон регистрируемых излучений. Совершенствование спектральной аппаратуры позволило, с одной стороны, получать спектрограммы с очень высокими дисперсиями, а с другой - регистрировать спектры очень слабых светил. Стал доступным наблюдению мир далёких галактик, находящихся на расстояниях млрд. световых лет (см. Галактики, Вселенная).

В 30-х гг. 20 в. возник новый, быстро развивающийся раздел А. - радиоастрономия: было обнаружено, что из многих точек небесной сферы к нам приходят электромагнитные излучения в диапазоне от миллиметровых до метровых волн. Многие из этих источников излучения были отождествлены с галактиками. Но в 60-х гг. были найдены практически точечные мощные источники, которыми оказались слабые объекты с необычными оптическими спектрами без тёмных линий поглощения и лишь немногими светлыми эмиссионными линиями. Последние удалось отождествить с линиями водорода и некоторых других элементов, очень сильно смещенными в сторону длинных волн; Красное смещение, будучи истолковано как эффект Доплера, свидетельствует об их огромной, составляющей миллиарды световых лет удалённости. Эти загадочные объекты, излучение которых, по-видимому, имеет синхротронную природу, получили название квазаров. Ещё более загадочны источники радиоизлучения переменной мощности с периодами порядка секунды, названные пульсарами. С помощью радиоастрономических наблюдений изучено распределение межзвёздного водорода в Галактике и подтверждено её спиральное строение (см. Галактика, Межзвёздная среда).

Энергия звёзд, в частности Солнца, генерируется в их недрах ядерными процессами при температурах, достигающих десятков млн. градусов, что сопровождается выделением особых частиц огромной проницающей способности, т. н. нейтрино. Их исследование привело к возникновению ещё одной отрасли - нейтринной астрономии (См. Нейтринная астрономия).

Новейшая вычислительная техника нашла широкое применение в обработке наблюдений и открыла новые возможности в небесной механике и астрофизике, в частности при вычислении движения искусственных спутников и межпланетных ракет.

Значительных успехов достигли исследования Солнца (См. Солнце). Использование специальных фильтров, пропускающих очень узкую полосу спектра, позволило изучить распределение и движение отдельных элементов - водорода, гелия, кальция в солнечной хромосфере. Благодаря разработке специальной методики и аппаратуры стало возможным наблюдать солнечную корону (См. Солнечная корона) вне затмений - в ясный день, а Зеемана явление дало возможность изучать магнитные поля на Солнце, определяющие ряд явлений как на Солнце, так и на Земле.

Получено много новых сведений о движениях звёзд и расстояниях до них. Однако прямой тригонометрический метод определения Параллаксов даже при современной точности измерений ограничен расстояниями, примерно до 100 Парсек. Разработанные методы определения светимости звёзд по характеру их спектра позволили фотометрическим путём определять расстояния до значительно более удалённых звёзд. Наконец, пульсирующие переменные звёзды - Цефеиды, период изменения блеска которых тесно связан со светимостью, также явились объектами, позволяющими определять расстояния до удалённых звёздных скоплений, галактик, где эти звёзды наблюдаются. Особенно широко развилось исследование переменных звёзд (См. Переменные звёзды), в значительной мере благодаря работам русских и советских учёных. Международный центр, систематизирующий эти исследования, теперь находится в Москве.

Большой интерес представляет явление, теоретически предвиденное советским учёным А. А. Фридманом в 1922 и исследованное американским астрономом Э. Хабблом в 1929, которое состоит в том, что линии спектра далёких галактик смещены в красную сторону (т. н. красное смещение). Если это смещение трактовать как эффект Доплера, то оно свидетельствует об удалении галактик со скоростями, пропорциональными их расстоянию, т. е. об общем расширении наблюдаемой части Вселенной. Что касается нашей Галактики, то удалось определить её размеры, общую массу и выяснить, что Солнце расположено в ней далеко от центра. Вращение Галактики было обнаружено на основе статистического анализа русским астрономом М. А. Ковальским в 1859 и детально исследовано голландским астрономом Я. Оортом в 1927.

Огромное значение для исследования звёздной системы и эволюции звёзд имеет зависимость светимости звёзд от спектрального класса, выражающаяся Герцшпрунга - Ресселла диаграммой (См. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) и позволяющая составить более полные представления о путях развития звёзд (См. Звёзды). Успехи современной физики помогли найти и изучить источники звёздной энергии и разработать теорию эволюции звёзд на основе ядерных процессов, совершающихся в их недрах. В свою очередь, результаты астрофизических исследований значительно способствовали успехам ядерной физики. Эволюционные идеи в А. появились намного раньше, чем в других естественных науках. Сформулированная ещё в 1755 И. Кантом космогоническая гипотеза ясно отражала эту мысль. Постепенно формировалось сознание того, что мир произошёл не в результате единовременного акта творения, а что образование звёзд, планетных систем и других небесных объектов есть постоянный процесс, совершающийся и в настоящее время. Подтверждением этого явились закономерности звёздных ассоциаций (См. Звёздные ассоциации), изучение которых начато В. А. Амбарцумяном в 1946. Эти объекты состоят из широко рассеянных групп сравнительно молодых звёзд совместного происхождения, возраст которых оценивается в несколько миллионов лет, тогда как возраст Солнца исчисляется миллиардами лет.

Начато изучение ещё одного важного космогонического фактора, играющего большую роль в процессах, совершающихся в межзвёздной среде. Это - межзвёздные магнитные поля (См. Межзвёздное магнитное поле). В то время как раньше космогонические теории строились с учётом лишь инерциальных сил и сил всемирного тяготения, теперь принимаются во внимание также и другие воздействия - световое давление и магнитные силы.

Научная работа в области А. производится в астрономических обсерваториях и научно-исследовательских институтах. Среди них наиболее значительными являются: старейшая Гринвичская астрономическая обсерватория (основана в 1675), ныне из предместья Лондона вынесенная на юг Англии в замок Хёрстмонсо, Главная Астрономическая обсерватория Пулковская АН СССР (1839) близ Ленинграда, Государственный Астрономический институт имени П. К. Штернберга, включивший в свой состав Московскую астрономическую обсерваторию (1830), Вашингтонская морская обсерватория (США; 1842), Капская астрономическая обсерватория (Юж. Африка; 1820), Ликская астрономическая обсерватория (США; 1888), Йерксская астрономическая обсерватория (США; 1897), Крымская астрофизическая обсерватория АН СССР, созданная на базе Симеизской обсерватории, основанной в 1908, Бюраканская астрофизическая обсерватория АН Армянской ССР (1946) и др. (см. Астрономические обсерватории и институты).

В связи с множеством астрономических объектов, изучаемых А., уже давно встал вопрос о координации и объединении усилий учёных разных стран путём организации международных астрономических обществ и издания соответствующих журналов. В 1821 в Германии начал издаваться журнал "Астрономише нахрихтен" ("Astronomische Nachrichten"), который имел международное значение вплоть до 1-й мировой войны. В других странах, где развиты исследования в области А., издаются также научные астрономические журналы, в том числе в СССР с 1924 регулярно выходит "Астрономический журнал", издаваемый АН СССР (см. также Астрономические журналы).

В 1863 в Германии было образовано Астрономическое общество (Astronomische Gesellschaft), организовавшее составление на 13 обсерваториях разных стран большого каталога с точными координатами звёзд Северного полушария неба. Роль международного, в известной мере, играло также Английское королевское астрономическое общество. После 1-й мировой войны функции координатора научных работ перешли к учрежденному в 1919 Международному астрономическому союзу, который проводит каждые 3 года большие съезды для подведения итогов и обсуждения планов дальнейшего развития А. В России до революции было несколько небольших научных или любительских обществ, на базе которых в 1932 образовалось Всесоюзное астрономо-геодезическое общество (см. также Астрономические общества).

В 1957 в СССР был запущен 1-й искусственный спутник Земли. Впервые научная аппаратура была вынесена за пределы земной атмосферы, которая своей малой прозрачностью, неспокойствием и неоднородностью мешает астрономическим наблюдениям и сильно ограничивает их. Началась разработка внеатмосферной А., которой принадлежит огромное будущее. Сама А., которая до сих пор могла лишь наблюдать явления, совершающиеся в космосе, никак не влияя на их течение, теперь становится наукой экспериментальной, способной исследовать космическое пространство и изучать небесные тела, прежде всего Луну и ближайшие планеты опытным путём, производя исследования на них самих. Недалеко время, когда астрономические обсерватории будут сооружены на Луне. Но лишь сочетание внеатмосферных наблюдений с наземными даст наиболее полные и ценные результаты в познании Вселенной.

Лит.: Воронцов-Вельяминов Б. А., Мир звезд, М., 1952; его же, Очерки истории астрономии в СССР, М., 1960; его же, Очерки о Вселенной, 5 изд., М., 1964; Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1966; Кларк А., Общедоступная история астрономии в 19 столетии, пер. с англ., Одесса, 1913; Стремгрен Э., Стремгрен Б., Астрономия, пер. с нем., М.-Л., 1941; Фламмарион К., Популярная астрономия, пер. с франц., М.-Л., 1941; Берри А., Краткая история астрономии, пер. с англ., 2 изд., М.-Л., 1946: Паннекук А., История астрономии, пер. с англ., М., 1966; Струве О., Линде Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия, пер. с англ., 2 изд., М., 1967; Струве О., Зебергс В., Астрономия 20 в., пер. с англ., М., 1968; Методы астрономии, пер. с англ., М., 1967; Лаврова Н. Б., Библиография русской астрономической литературы. 1800-1900, М., 1968; Bigourdan G., L'astronomie, P., 1916; [Shapley Н., Howarth H.], A source book in astronomy, N. Y.-L., 1929; Waterfield R., A hundred years of astronomy, L. , 1938; Newcomb E., Engelmann R., Populare Astronomie, 8 Aufl., Lpz., 1948; Source book in astronomy. 1900 - 1950, ed. by H. Shapley, Camb. (Mass.), 1960.

А. А. Михайлов.

реферативный журнал Всесоюзного института научной и технической информации АН СССР. Издается в Москве с 1963 (в 1953-62 издавался реферативный журнал "Астрономия и геодезия"); 12 выпусков в год. Публикует рефераты, аннотации или библиографические описания статей и книг по астрономии, печатающихся в СССР и за рубежом. Каждый номер содержит около 650 публикаций и авторский указатель. Ежегодно отдельными номерами публикуются авторский и предметный указатели.