| х спиральных галактик наблюдаются большие неоднородности, О-ас-социации, представляющие собой системы, состоящие из молодых звёзд и туманностей. Их возникновение связано, по-видимому, с глубокими физ. процессами, при к-рых большие массы до-звёздного вещества превращаются в обычные звёзды. Изучение этих процессов является одной из труднейших нерешённых проблем А.
Начиная с сер. 20 в. стала выявляться большая роль ядер галактик в их эволюции. Установлено существование различных форм активности ядер, в частности гигантские взрывы, при к-рых выбрасываются огромные облака релятивистских электронов. В результате таких взрывов обычные галактики превращаются в радиогалактики. Происходит также выбрасывание облаков и струй обычного газа. Все эти явления свидетельствуют о том, что в ядрах галактик происходят весьма глубокие процессы превращений вещества и энергии.
Открытие квазизвёздных источников радиоизлучения (квазаров), так же как квазизвёздных чисто оптич. объектов, привело к обнаружению ещё более глубоких процессов. Прежде всего оказалось, что среди квазаров имеются объекты, к-рые испускают в 1013 раз более мощное излучение, чем Солнце, и в сотни раз более яркое, чем сверхгигантские галактики. Квазары испытывают относительно быстрые изменения блеска, что говорит об их небольших диаметрах (непрерывный спектр излучается из объёма диаметром не более 0,2 парсек). Во многих отношениях квазары схожи с наиболее активными ядрами галактик, только масштабы явлений в них больше. Массы квазаров неизвестны. Однако, рассматривая их как очень большие, изолированные ядра, можно принять, что они составляют 1011 масс Солнца и больше.
Теоретическая астрофизика. Цель теоретич. А.- объяснение изучаемых А. явлений на основе общих законов физики. При этом она пользуется как методами, уже разработанными в теоретич. физике, так и специальными методами, разработанными для изучения явлений в небесных телах и связанными со специфич. свойствами этих тел. Поскольку вся информация об астрофизич. процессах получается на основе регистрации достигающего нас излучения, то первая задача теоретич. А.- прямое истолкование результатов наблюдений и составление на первом этапе внешней картины развёртывающегося процесса (напр., наблюдения блеска и спектров новых звёзд удалось истолковать на основе представления о выбросе наружных слоев звезды в окружающее пространство). Однако конечная её цель - выяснение механизма и причин явления (в приведённом примере - причины взрыва, к-рый приводит к выбрасыванию оболочки). Основным отличием процессов, изучаемых А., в большинстве случаев является существенная роль взаимодействия вещества с излучением. Поэтому теоретич. А., наряду с решением конкретных задач, разрабатывает также общие методы исследования этого взаимодействия. В то время, как теоретич. физика интересуется элементарными процессами этого типа, А. изучает результаты многократного и сложного взаимодействия в больших системах; так, теория переноса излучения в материальной среде, которая применяется и в др. разделах физики, достигла большого совершенства именно в А. Успешное развитие в трудах сов. астрономов В. В. Соболева и др. теории переноса излучения в спектр. линиях позволило установить точные закономерности образования в звёздных атмосферах линий поглощения и линий излучения. Таким образом стала возможной количественная интерпретация звёздных спектров. Разработаны также общие методы вычисления состояний равновесия звёздных масс. Большие работы по конфигурациям равновесия газовых звёзд выполнены М. Шварцшильдом (США) и А. Г. Масевич (СССР). Теория вырожденных конфигураций, в к-рой учитывается вырождение электронного газа, была разработана во 2-й четверти 20 в. Э. Милном (Великобритания) и С. Чанд-расекаром (Индия). В случае сверхплотных конфигураций (в к-рых вырожден уже барионный газ) расчёты следует вести на основе общей теории относительности. Эти вопросы так же, как и теоретич. исследования, касающиеся процесса расширения Вселенной в целом, составляют новую отрасль теоретич. А., получившую название релятивистской астрофизики. Результаты астрофизич. исследований публикуются гл. обр. в трудах обсерваторий, а также в спец. журналах, среди к-рых основные: "Астрономический журнал" (М., с 1924), "Астрофизика." (Ер., с 1965), "Astrophysical Journal" (Chi., с 1895), "Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society" (L., с 1827), "Annales d'astrophysique" (P., с 1938-68), "Zeitschrift fur Astrophysik" (В., с 1930-44) и др.
Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 1 - 3, М .- Л., 1951-64; С о-болев В.В., Курс теоретической астро-физики, М., 1967; Амбарцумян В. А., Проблемы эволюции Вселенной, Ер., 1968; Развитие астрономии в СССР, М., 1967; Струве О.В., Зебергс В., Астроно-мия 20 в., пер. с англ., М., 1968; Зельдович Я. Б. и Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1968.
В. А. Амбарцумян.
"АСТРОФИЗИКА", научный журнал Академии наук Арм. ССР. Изд. в Ереване. Осн. в 1965, выходит 4 раза в год. Публикует статьи по физике звёзд, туманностей и межзвёздной среды, по звёздной и внегалактич. астрономии и по смежным с астрофизикой вопросам.
АСТРОФИЗИКИ ИНСТИТУТ АКАДЕМИИ НАУК ТАДЖИКСКОЙ ССР, научно-исследовательское учреждение в Душанбе. Институт создан в 1958 на базе Сталинабадской астрономич. об-серватории, осн. в 1932. Ведёт исследования в области изучения метеоров., комет, переменных звёзд и звёздной астрономии. В составе ин-та - Гиссар-ская обсерватория (построена в 1963-68), где проводятся все наблюдательные работы. Осн. инструменты: 70-см рефлектор, 40-см астрограф F = 2м), фотографич. метеорные патрули с 10-см камерами (24 шт.) и 75-см камерами (16 шт.), ра-диолокац. метеорный патруль и ионо-сферная станция. Ин-т издаёт "Бюллетень" (с 1951) и журнал " Кометы и метеоры" (с 1957). П. Б. Бабаджанов.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ АКАДЕМИИ НАУК КАЗАХСКОЙ ССР, научно-исследоватепьское учреждение в Алма-Ате. Осн. в 1942 (до 1950 в составе Ин-та астрономии и физики Казахстанского филиала АН СССР). На горной обсерватории Института (выс. ок. 1500 м над ур. м.) установлены 50-см телескоп Максутова, 70-см рефлектор и ряд др. инструментов. Высокогорная наблюдательная база (св. 3000 м над ур. м.) включает корональную станцию. Осн. направления работы Института: атмосферная оптика, физика Солнца и тел Солнечной системы, взаимосвязь звёзд и межзвёздной среды, динамика звёздных систем, космогония и космология. Издания Института: "Известия". (1955-62) и тематические<<Труды"(с 1961). Лит.: Идлис Г. М., Рожков-ский Д. А. и фесенков В. Г., Результаты астрофизических исследований, в кн.: Октябрь и наука Казахстана, А.-А., 1967, с. 187-205. Г. М. Идлис.
АСТРОФОТОГРАФИЯ, метод астрономич. наблюдений, основанный на фотографировании небесных тел с помощью астрографов. А. стала входить в астрономич. практику с сер. 19 в., вытесняя визуальные наблюдения, благодаря преимуществам, в числе к-рых: способность фотоэмульсии накапливать световую энергию, что позволяет наблюдать слабые небесные светила; возможность получить на фотоснимке одновременно изображения многих объектов (напр., звёзд в Млечном Пути) или одного объекта во всех его деталях (напр., солнечной короны); объективность и документальность.
В узком смысле А. называют фотографич. астрометрию, т. е. раздел астрометрии, в к-ром фотография применяется к решению таких задач, как определение положений светил на небесной сфере, измерения их движений, расстояний до них, относит/ перемещений звёзд в двойных и кратных системах или спутников вокруг планет и т. п. Большинство астрометрич. задач решается измерением углов между направлениями на светила в определённые моменты времени. При применении методов А. это сводится к измерению на фо-тографич. снимке соответствующего участка неба, прямоугольных координат изучаемого объекта, а также нек-рого количества опорных звёзд с известными из каталогов экваториальными координатами а и 8. Измерения осуществляются с помощью спец. координатно-измерит. машин (см. Астрономические измерительные приборы); погрешности измерений при этом обычно не превышают 1 мкм. Результаты таких измерений позволяют определить координаты а и 6 и для изучаемых объектов, к-рыми могут быть большая и малая планета, комета, метеор, Луна, звезда и т. п.
Собственные движения звёзд определяются по фотоснимкам, полученным с интервалом в десятки лет. В основе определения расстояний лежат измерения углов между направлениями на небесный объект в разное время года, т. е. с разных точек земной орбиты. Таким путём расстояния до звёзд определяют с точностью до нескольких тысячных долей угловой секунды, что соответствует расстояниям в 200-300 парсек. А. позволяет измерять взаимное положение компонентов двойных звёзд, если расстояние между ними не меньше 1", т. к. в противном случае изображения звёзд на фотоснимке соприкасаются или накладываются друг на друга. Исключит. интерес представляют невидимые спутники звёзд, вызывающие заметные пе-риодич. смещения самих звёзд. Массы таких невидимых спутников оказываются сравнимыми с массами планет Солнечной системы. Для определения положений искусств. спутников Земли, быстро перемещающихся по небесной сфере, в 50-х гг. 20 в. созданы спец. инструменты для их фотографирования (см. Спутниковая фотокамера), а также разработаны спец. методы определения координат а и 6 и моментов времени наблюдений.
Лит.: Дейч А. Н., Основы фотографической астрометрии, в кн.: Курс астрофизики и звездной астрономии, 3 изд., т. 1, М.- Л., 1951; Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.
А. Н. Дейч.
АСТРОФОТОМЕТР, фотометр, предназначенный для измерений блеска или яркости небесных объектов, или же световых потоков, приходящих от них. Применяют визуальные А. и электрофотометры. Фотометрич. задачи решаются также фотографич. методами путём лабораторных измерений (напр., на денситометрах или микрофотометрах) астроно-мич. негативов, надлежащим образом экспонированных и прокалиброванных. Визуальные А., появившиеся в 30 - 40-х гг. 19 в., основаны на приравнивании блеска (яркости) исследуемого объекта блеску (яркости) искусственного источника путём измеряемого изменения его с помощью поляризац. устройств, фотометрич. клина или ограничением входного зрачка телескопа. Искусств. источник оптически вводят в поле зрения А., и он виден одновременно с исследуемым объектом. Объектом сравнения может служить также к.-л. звезда, проверенная на неизменность блеска во времени (звезда сравнения). Измеримому ослаблению может подвергаться и исследуемый объект, если он ярче звезды сравнения. Наибольшую известность приобрёл поляризационный А. (Цёльнер, 1861), усовершенствованный рус. астрономом В. К. Цераским и др. Клиновые А. широко применялись для исследования переменных звёзд. В визуальных А. оценка равенства двух источников света не отличается высокой точностью: при измерениях точечных объектов погрешность может достигать 5 - 10% (очень индивидуально!). В 30-х гг. 20 в. электрофотометры, со значительно более высокой точностью, стали вытеснять визуальные А., которые сохранились только в работах по фотометрии планет.
В звёздном электрофотометре измеряется реакция (фототок) фотокатода фотоэлемента или фотоэлектронного умножителя на световой поток, приходящий от исследуемого объекта. Сравнение осуществляется в фотометрич. системе, определяемой спектральной чувствительностью фотокатода, т. е. его реакцией на равноэнер-гетич. световые потоки в разных длинах волн. Спектральная чувствительность может иметь различный вид, в частности может совпадать с кривой видимости человеческого глаза. В этом случае электрофотометр заменяет визуальный А., но с несравненно более высокой точностью, т. к. для объектов, не слишком слабых, сравнение фототоков можно делать с точностью до 1% и менее. Переменная прозрачность атмосферы и её неспокойствие - главный источник погрешностей фотометрич. измерений в астрономии. В случае слабых источников удобно применять длительное накопление сигнала и измерения его либо вольтметром, либо счётом фотонов. Этим методом удалось измерить с точностью не менее 10% блеск звёзд столь слабых, что они не видны в данный телескоп (хотя и обнаруживаются на фотографиях).
Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 2. Д. Я. Мартынов.
АСТРОФОТОМЕТРИЯ, раздел практич. астрофизики, разрабатывающий и изучающий методы измерений блеска звёзд, а также яркости протяжённых небесных объектов. Начало А. относится ко 2 в. до н. э., когда Гиппарх на основании глазомерных оценок распределил видимые звёзды по их блеску на 6 классов звёздных величин - от первой до шестой. Как показали точные измерения, звёздные величины выражают субъективное ощущение блеска звёзд, к-рое соответствует логарифму объективного раздражения светом звезды сетчатки глаза; оказалось, что интервалу в 5 звёздных величин соответствует отношение осве-щённостей, равное 100.
Введение в практику (сер. 19 в.) фотометров (см. Астрофотометр) позволило определять отношения блеска звёзд и таким образом вычислять более точные значения их звёздных величин. При этом нуль-пункт звёздных величин был выбран в соответствии с древней традицией так, чтобы звёздные величины нашего времени приближённо совпадали с гиппарховыми. В 19 - нач. 20 вв. составлены обширные каталоги, содержащие визуальные звёздные величины всех звёзд, видимых невооружённым глазом.
В 20 в. начались астрофотометрич. работы, основанные на измерениях действия света звёзд на фотографич. эмульсию, и была построена система фотографич. звёздных величин, отличная от системы визуальных величин, и система фотовизуальных величин (фотографирование на изохроматич. эмульсию через жёлтый фильтр), почти совпадающая с визуальной. Нуль-пункт новых систем выбран так, что для белых звёзд спектрального класса АО визуальные фотографич. и фотовизуальные звёздные величины совпадают.
Точность фотомегрич. измерений возрастает почти на порядок при применении фотокатода в качестве приёмника излучения звезды. Электрофотометрич. метод А. не привёл пока к созданию фотометрич. каталогов, охватывающих все звёзды, видимые невооружённым глазом, однако дал возможность построить ряд фотометрич. стандартов для многих участков неба, преим. содержащих звёздные скопления, вплоть до звёзд 21-й звёздной величины. Электрофотометрич. метод позволил распространить систему звёздных величин на протяжённые объекты - туманности, кометы и т. д., сравнивая световые потоки, приходящие от них и от звёзд. Гл. источник погрешностей в А.-земная атмосфера с её переменной прозрачностью и турбулентными движениями, вызывающими флюктуации света звёзд.
Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 2-3. Д.Я.Мартынов.
АСТРОЦИТ (от астро... и греч. kytos, здесь - клетка), один из типов клеток нейроглии, характеризуется многочисл. радиально расходящимися от тела клетки отростками, заканчивающимися на сосудах и нервных клетках. Встречаются в значит. кол-ве в центральной нервной системе; выполняют трофич., опорную, а возможно, и иную функцию. См. также Макроглия.
АСТРОЦИТОМА (от астро... и греч. kytos, здесь - клетка, бта - окончание в названиях опухолей), наиболее часто встречающаяся доброка |
