| ым И. Виларсо (1871). Астрономич. нивелирование требует такого сгущения астрономических пунктов, чтобы была возможна линейная интерполяция отклонений отвеса между ними.
Лит.: Молоденский М.С., Еремеев В. Ф., Юркина М.И.. Методы изучения внешнего гравитационного поля и фигуры Земли, "Тр. Центрального науч-но-исследовательского института геодезии, аэросъёмки и картографии", 1960, в. 131; Закатов П.С., Курс высшей геодезии, 3 изд., М.. 1964. М. И. Юркина.
АСТРООРИЕНТАЦИЯ (от астро... и франц. orientation, букв.- направление на восток), ориентация летат. аппарата относительно "неподвижных" звёзд с помощью астродатчиков. Применяется, напр., при астрофизич. исследованиях, выполнении точных манёвров и в др. случаях, когда допустимые ошибки ориентации малы и измеряются угловыми минутами или секундами.
АСТРОПОЛЯРИМЕТРИЯ, раздел практической астрофизики, занимающийся применением поляриметрии к излучению,приходящему от небесных объектов. Поляризационные измерения осуществляют визуальными, фотографич. и элект-рофотометрич. средствами после того,как исследуемое излучение проходит через анализатор - двоякопреломляю-щий кристалл или поляроид. Визуальный способ, благодаря высокой разрешающей способности, успешно применяется для изучения поляризации в разных участках изображения планет или комет с помощью поляриметров Савара, Лио и др.; фотографический - для измерений поляризации в отдельных точках солнечной короны, галактич. туманностей и галактик, у к-рых световой поток слишком слаб; электрофотометрический- гл. обр. для измерений поляризации света звёзд. При фотографическом методе получают изображения объекта при трёх углах положения анализатора с последующим измерением плотности фотографич. изображения. В электрофотометрич. способе измеряют изменения светового потока при быстром вращении анализатора. Точность измерений поляризации света ярких объектов достигает сотых, а у слабых - десятых долей процента.
За исключением света солнечной короны и нек-рых туманностей, поляризация света небесных объектов невелика и достигает немногих % или долей %. По-ляризация света у газовых туманностей свидетельствует о нетепловой природе излучения (напр., у Крабовидной туманности - это тормозное излучение релятивистских электронов), а у пылевых туманностей - о рассеянии света пылевыми частицами. У планет и Луны поляризация света отдельных образований позволяет делать заключения о природе поверхности и наличии в атмосфере планеты рассеивающих частиц. Поляризация света солнечной короны вызвана в осн. рассеянием света Солнца на свободных электронах. Поляризация света звёзд возникает на пути распространения световых волн от звезды к наблюдателю как результат рассеяния света на несферич. пылевых частицах, ориентированных межзвёздными магнитными полями Галактики, однородными в достаточно крупных масштабах. Магнитные поля на Солнце и звёздах также обнаруживают и измеряют поляриметрич. анализом спектральных линий на теоретич. основе эффекта Зеемана. Поляризация света звёзд может возникать также в их обширных атмосферах и может быть переменна во времени.
Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965; его же, Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.
Д. Я. Мартынов.
АСТРОСПЕКТРОГРАФ, спектральный прибор для фотографирования спектров небесных светил. Устанавливается в фокусе телескопа так, чтобы действительное изображение звезды, планеты, туманности и т. п. попадало в его щель. Для получения спектра слабого астроно-мич. источника требуются весьма длинные экспозиции (десятки минут и часы), в течение к-рых спектрографируемый объект меняет своё положение относительно горизонта; одновременно меняет своё положение и телескоп, направленный на этот источник. Во избежание смещения изображения со щели А. конструкция системы телескоп - А. должна быть предельно жёсткой. Кроме того, сам А. термостатируется, т. к. даже изменение темп-ры на 0,1°С может вызвать смещение спектральной линии, к-рое приводит к ошибке в лучевых скоростях до 5 км/сек.
Дисперсия в звёздных А. обычно составляет от 100 до 10 А/мм и ограничивается конструктивными особенностями А., укрепляемых на телескопе. Большая дисперсия достигается в стационарном фокусе куде (см. Куде фокус): до 1 А/мм при наблюдениях ярких звёзд с помощью 3-5-метрового рефлектора. Для слабых объектов применяют дисперсии от 500 до 2000 А/мм, а в спец. случаях до 10 000 А/мм. Для таких объектов пользуются сверхсветосильными камерами с очень коротким фокусным расстоянием, чаще всего Шмидта телескопами. Для спектрографирования предельно слабых объектов А. устанавливают в первичном фокусе телескопа и даже отказываются от щели, на ограничивающих щёчках к-рой происходят потери света.
Разновидностями А. являются бесщелевые и небулярные спектрографы и призменные камеры. В бесщелевых спектрографах спектрально-разложенные изображения получаются не только от объекта, находящегося на оптич. оси, но и от др. объектов. Сходным образом работает призменная камера: камеру, перед объективом к-рой установлена призма без питающей оптики, направляют на исследуемую область неба. В небулярном спектро-графе отсутствует коллимационная линза: щель, поставленная далеко от призмы (дифракционной решётки), позволяет выделить свет от сравнительно малой области неба. В случае спектральных наблюдений Солнца, дающего огромные световые потоки, применяют стационарные длиннофокусные спектрографы с дисперсией от 0,1 А/мм. С успехом употребляют также эшелле, позволяющие при очень высоких порядках спектра и зеркальной оптике фотографировать большие области спектра с высокой дисперсией.
Длины волн спектральных линий в А. определяются приспособлениями, позволяющими вводить в А. свет от лабораторного источника, спектральное разложение которого даёт спектр сравнения.
Лит.: Мартынов Д.Я., Курс прак-тической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 1, § 8. Д. Я. Мартынов.
АСТРОСПЕКТРОСКОПИЯ, область астрофизики, включающая изучение спектров небесных тел с целью познания физ. природы Солнца, звёзд, планет, туманностей, межзвёздного вещества и т. п., а также их движения в пространстве. В узком смысле слова А.- раздел прак-тич. астрофизики, занимающийся только исследованием движения небесных тел или отдельных их частей по лучу зрения на основании измерений смещения спектральных линий, обусловленных эффектом Доплера. В задачи А. входит получение спектров с помощью астроспектрогра-фов, измерения точных значений длин волн спектральных линий, а также оценка и измерения интенсивности разных образований в спектре. Распределение энергии в спектрах составляет предмет астроспектрофатометрии. По результатам анализа особенностей спектров небесных тел можно судить о разнообразных физ. явлениях, происходящих на них. Внутр. движение газовых масс, а также осевое вращение Солнца, планет, туманностей, галактик обусловливают различия лучевых скоростей в разных частях видимого их изображения. Применительно к звёздам, дающим точечное изображение, осевое вращение проявляется в расширении спектральных линий, к-рые при этом становятся фотометрически неглубокими. Сильная турбулентность в атмосфере звезды приводит к расширению спектральных линий без существенного ослабления их интенсивности. Периодич. колебания спектральных линий около своего среднего положения в спектре звезды указывают на то, что эта звезда является тесной двойной системой (см. Двойные звёзды).
Анализ интенсивности и фотометрич. профиля спектральных линий позволяет судить об ионизационном состоянии хим. элементов в звёздных атмосферах, о хим. составе, темп-ре в атмосферах звёзд, о давлении, в частности - электронном, в них. Различное поведение линий разных элементов на разных ступенях ионизации позволяет углубить спектральную классификацию учётом газового давления в атмосферах звёзд, что неразрывно связано с их размерами и светимостями, т. е. приводит к двумерной спектральной классификации звёзд. Приложение поляризационных приборов к спектральному анализу Солнца и звёзд даёт возможность изучать магнитные поля звёзд, обычно переменные.
С помощью А. определяют также хим. состав (в т. ч. изотопный) атмосфер планет. Анализ молекулярных полос поглощения позволяет определять темп-ру и давление в атмосферах планет. См. также Спектроскопия.
Лит.: Мартынов Д.Я., Курс общей астрофизики, М., 1965; Теория звездных спектров, М., 1966. Д. Я. Мартынов.
АСТРОСПЕКТРОФОТОМЕТРИЯ, раздел практической астрофизики, занимающийся изучением распределения энергии в спектрах небесных тел, т. е. измерением удельной освещённости от исследуемого объекта ЕЛ эрг/(сек* см2) на единичном интервале спектра 1 А; 1 мкм; 1 см (абсолютная А.) или опре-делением тех же величин в относительных единицах, напр. в долях освещённости ЕЛ, определённой в к.-л. избранной длине волны (относительная А.). К задачам А. относится также фотометрирова-ние отдельных спектральных линий или полос относительно соседнего участка непрерывного спектра с целью определения профиля спектральной линии или её эквивалентной ширины. Задачи абсолютной А. для ярких объектов решаются с помощью неселективного приёмника - болометра или термоэлемента. В ограниченной области спектра те же задачи решаются также и с помощью селективных приёмников - глаза, фото-графич. эмульсии, фотокатода фотоэлектронного умножителя - путём сравнения количества энергии в одних и тех же узких спектральных участках у исследуемого объекта и объекта сравнения (спектрофотометрич. стандарта). При этом должна быть известна функция спектральной чувствительности приёмника излучения в комбинации с применяемой оптикой. В качестве стандарта применяют либо лабораторный источник (ленточная лампа накаливания, вольтова дуга, разряд в водородной лампе, лабораторная модель абсолютно чёрного тела), либо одну из немногих стандартных звёзд с особенно хорошо изученной функцией Ел (напр., Вега). Наиболее удобен фо-тографич. метод сравнения, при к-ром спектр сравнения фотографируется рядом со спектром исследуемой звезды. Однако точность фотографич. А. невысока - порядка 10%. Более точные результаты обеспечивает фотоэлектрич. А. (1-2% ). Главный источник погрешностей в А.-земная атмосфера.
Осн. применение А.- определение темп-р небесных тел, прежде всего Солнца и звёзд. Результаты позволяют уточнить теоретич. модели звёздных атмосфер. А. спектр. линий даёт важные количественные сведения о хим. составе, темп-ре и плотности звёздных атмосфер и газовых туманностей.
Лит.: Мартынов Д.Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967. Д. Я. Мартынов.
АСТРОСФЕРА (от астро... и сфера), часть центросферы, лучистая зона цито-плазмы вокруг клеточного центра, образующаяся во время митотического деления клетки (см. Митоз).
АСТРОФИЗИКА, раздел астрономии, изучающий физ. явления, происходящие в небесных телах, их системах и в космич. пространстве, а также хим. процессы в них. А. включает разработку методов получения информации о физ. явлениях во Вселенной, сбор этой информации (гл. образом путём астрономич. наблюдений), её науч. обработку и теоретич. обобщение. Теоретическая А., занимаясь обобщением и объяснением фактич. данных, полученных наблюдательной А., пользуется законами и методами теоретич. физики. Совокупность методов наблюдательной А. часто называют практической А.
В отличие от физики, в основе к-рой лежит эксперимент, связанный с произвольным изменением условий протекания явления, А. основывается гл. обр. на наблюдениях, когда исследователь не имеет возможности влиять на ход физ. процесса. Однако при изучении того или иного явления обычно представляется возможность наблюдать его на многих небесных объектах при различных условиях, так что в конечном счёте А. оказывается в не менее благоприятном положении, чем экспериментальная физика. Во многих случаях условия, в к-рых находится вещество в небесных телах и системах, намного отличаются от доступных современным физ. лабораториям (сверхвысокие и сверхнизкие плотности, высокие темп-ры и т. п.). Благодаря этому астрофиз. исследования нередко приводят к открытию новых физ. закономерностей.
Исторически сложилось разделение наблюдательной А. на отдельные дисциплины по двум признакам: по методам наблюдения и по объектам наблюдения. Различным методам посвящены такие дисциплины, как астрофотометрия, астроспектроскопия, астроспектрофо-тометрия, астрополяриметрия, астро-колориметрия, рентгеновская астроно-мия, гамма-астрономия и др. Примером дисциплин, выделенных по объекту исследования, могут служить: физика Со-лнца, физика планет, физика туманностей галактических, физика звёзд и др.
По мере развития техники космич. полётов в астрофизич. исследованиях всё большую роль играет внеатмосферная астрономия, основанная на наблюдениях с помощью инструментов, размещённых на искусств. спутниках Земли и космических зондах. С развитием космонавтики появилась возможность устанавливать такие инструменты также и на других небесных телах (прежде всего на Луне). На этой же основе предполагается развитие экспериментальной астрономии. На грани наблюдательной и экспериментальной астрономии находятся радиоло-кационная астрономия (радиолокация метеоров, Луны, ближайших к Земле планет), а также лазерная астрономия, получающие информацию о небесных гелах, используемую в А., путём их искусств. освещения пучками электромагнитных волн.
Астрофизич. открытия, вскрывающие в природе новые формы существования материи и новые формы её естеств. организации, являются блестящим подтверждением фундаментального тезиса диалек-тич. материализма о качественной неисчерпаемости материи.
Ведущими центрами астрофизич. исследований в СССР являются: Крымская астрофизическая обсерватория АН СССР, Астрономическая обсерватория Пулковская АН СССР Главная, Абасту-манская астрофизическая обсерватория АН Груз. ССР и Бюраканская астрофизическая обсерватория АН Арм. ССР. Важные работы в области А. ведутся также в Московском и Ленинградском ун-тах. Быстро развиваются астрофизич. исследования в астрономич. учреждениях в Алма-Ате, Душанбе, Шемахе, Риге. Возродившаяся в последние десятилетия одна из старейших обсерваторий нашей страны в Тарту (ныне в Тыравере) в основном также занимается астрофизич. исследованиями. Работы по А. ведутся также на Серпуховской радиоастрономической обсерватории и на Зименков-ской радиоастрономической обсерватории. Среди иностранных научных учреждений, ведущих астрофизические исследования, видное место занимают: Ма-унт-Паломарская астрономическая обсерватория и Ликская астрономическая обсерватория в США, обсерватория Сен-Мишель и Парижский астрофизический институт во Франции, Ондржейовский астрономический институт в Чехословакии, астрономическая обсерватория Конколи в Венгрии, радиоастрономические обсерватории в Кембридже и Джо-дрелл-Банке в Великобритании и в Парксе в Австралии и др.
Историческая справка. Уже во 2 в. до н. э. звёзды, видимые невооруж. глазом, были в зависимости от их блеска разделены на 6 классов (звёздные величины). По существу это разделение, позже уточнённое и распространённое на более слабые звёзды и на невизуальные способы приёма излучений, легло в основу совр. астрофотометрии. Ещё до изобретения телескопа были описаны солнечные протуберанцы в рус. летопис |
