XIX. Кино 29 страница

Энергия звёзд, в частности Солнца, генерируется в их недрах ядерными процессами при темп-pax, достигающих десятков млн. градусов, что сопровождается выделением особых частиц огромной проницающей способности, т. н. нейтрино. Их исследование привело к возникновению ещё одной отрасли - нейтрин-ной астрономии.

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

Значит. успехов достигли исследования Солнца. Использование спец. фильтров, пропускающих очень узкую полосу спектра, позволило изучить распределение и движение отдельных элементов - водорода, гелия, кальция в солнечной хромосфере. Благодаря разработке спец. методики и аппаратуры стало возможным наблюдать солнечную корону 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 тригонометрич. метод определения параллаксов даже при совр. точности измерений ограничен расстояниями, примерно до 100 парсек. Разработанные методы определения светимостизвезд по характеру их спектра позволили фотометрич. путём определять расстояния до значительно более удалённых звёзд. Наконец, пульсирующие переменные звёзды - цефеиды, период изменения блеска к-рых тесно связан со светимостью, также явились объектами, поз-воляющими определять расстояния до удалённых звёздных скоплений, галак-тик, где эти звёзды наблюдаются. Особенно широко развилось исследование переменных звёзд, в значит. мере благодаря работам рус. и сов. учёных. Междунар. центр, систематизирующий эти исследования, теперь находится в Москве.

Большой интерес представляет явление, теоретически предвиденное сов. учёным А. А. Фридманом в 1922 н исследованное амер. астрономом Э. Хабблом в 1929, к-рое 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 статистич. анализа рус. астрономом М. А. Ковальским в 1859 и детально исследовано голл. астрономом Я. Оортом в 1927.

Огромное значение для исследования звёздной системы и эволюции звёзд имеет зависимость светимости звёзд от спектрального класса, выражающаяся Герц-гипрунга - Ресселла диаграммой и позволяющая составить более полные представления о путях развития звёзд. Успехи совр. физики помогли найти н изучить источники звёздной энергии и разработать теорию эволюции звёзд на основе ядерных процессов, совершающихся в их недрах. В свою очередь, результаты астрофиз. исследований значительно способствовали успехам ядерной физики. Эволюцион-ные идеи в А. появились намного раньше, чем в других естеств. науках. Сформулированная ещё в 1755 И. Кантом космого-нич. 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 др. небесных объектов есть постоянный поцесс, совершающийся и в наст. время. Подтверрждением этого явились закономерности звёздных ассоциаций, изучение к-рых начато В. А. Амбарцумяном в 1946. Эти объекты состоят из широко рассеянных групп сравнительно молодых звёзд совместного происхождения, возраст к-рых оценивается в неск. миллионов лет, тогда как возраст Солнца исчисляется миллиардами лет.

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

Науч. работа в области А. производится в астрономич. обсерваториях и н.-и. ин-тах. Среди них наиболее значительными являются: старейшая Гринвичская астрономическая обсерватория (осн. в 1675), ныне из предместья Лондона. вынесенная на юг Англии в замок Хёрст-монсо, Главная астрономическая обсерватория Пулковская АН СССР (1839) близ Ленинграда, Гос. астрономический институт имени П. К. Штернберга, включивший в свой состав Моск. астро-номич. 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, Бюра-канская астрофизическая обсерватория АН Арм. ССР (1946) и др. (см. Астрономические обсерватории и институты).

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

В 1863 в Германии было образовано Астрономич. 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 науч. работ перешли к учреждённому в 1919 Междунар. астрономич. союзу, к-рый проводит каждые 3 года большие съезды для подведения итогов и обсуждения планов дальнейшего развития А. В России до революции было неск. небольших науч. 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 искусств. спутник Земли. Впервые науч. аппаратура была вынесена за пределы земной атмосферы, к-рая своей малой прозрачностью, неспокойствием и неоднородностью мешает астрономич. наблюдениям и сильно ограничивает их. Началась разработка внеатмосферной А., к-рой принадлежит огромное будущее. Сама А., к-рая до сих пор могла лишь наблюдать явления, совершающиеся в космосе, никак не влияя на их течение, теперь становится наукой экспериментальной, способной исследовать космич. пространство и изучать небесные тела, прежде всего Луну и ближайшие планеты опытным путём, производя исследования на них самих. Недалеко время, когда астрономич. 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., Кононо-вич Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1966; Кларк А., Общедоступная история астрономии в 19 столетии, пер. с англ., Одесса, 1913; Стрем-грен Э., Стремгрен Б., Астрономия, пер. с нем., М.-Л., 1941; Ф л а м м а-р и о н К., Популярная астрономия, пер. с франц., М.- Л., 1941; Б е р р и А., Краткая история астрономии, пер. с англ., 2 изд., М.-Л., 1946; Паннекук А., История астрономии, пер. с англ., М., 1966; С т р у-веО., 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; В i g о и г-dan G., L'astronomie, P., 1916; [S h a p-ley H., Howarth H.]. A source book in astronomy, N. Y.-L., 1929; W a-terfield R., A hundred years of astronomy, L., 1938; Newcomb E., Engel-mann R., Populare Astronomic, 8 Aufl., Lpz., 1948; Source book in astronomy. 1900 - 1950, ed. by H. Shapley, Camb. (Mass.), 1960. А. А. Михайлов.

" АСТРОНОМИЯ", реферативный журнал Всесоюзного ин-та науч. и технич. информации АН СССР. Изд. в Москве с 1963 (в 1953-62 издавался реферативный журнал " Астрономия и геодезия"); 12 выпусков в год. Публикует рефераты, аннотации или библиографич. описания статей и книг по астрономии, печатающихся в СССР и за рубежом. Каждый номер содержит ок. 650 публикаций и авторский указатель. Ежегодно отдельными номерами публикуются авторский и предметный указатели.

АСТРОНОМО-ГЕОДЕЗИЧЕСКАЯ СЕТЬ, система связанных между собой астрономо-геодезич. пунктов, расположенных друг от друга на расстояниях порядка 70-100 км. А.-г. с. образуется из рядов и сетей триангуляции и поли-гонометрии. Данные А.-г. с. служат для определения фигуры и размеров Земли.

АСТРОНОМО-ГЕОДЕЗИЧЕСКИЙ ПУНКТ, точка на земной поверхности, широта и долгота к-рой определены как из геодезич. измерений, так и из астрономич. наблюдений. Наряду с широтой и долготой в А.-г. п. из геодезич. измерений и астрономич. наблюдений определяют также и азимут направления от него на к.-н. земной предмет. При вычислении широты, долготы и азимута А.-г. п. по геодезич. измерениям Землю принимают за нек-рый эллипсоид вращения. Разности соответственных значений, полученных из астрономич. наблюдений и геодезич. измерений, характеризуют отступление фигуры Земли от принятого эллипсоида и позволяют определить её форму и размеры (см. Геодезия).

АСТРОНОМО-ГЕОДЕЗИЧЕСКОЕ ОБЩЕСТВО Всесоюзное (ВАГО), научно-общественная организация при Академии наук СССР, ведущая работу в области астрономии, геодезии и картографии. Основана в 1932 как преемник Русского астрономического общества и ассоциации астрономов РСФСР. Члены ВАГО - профессиональные геодезисты и астрономы, а также любители; имеются юношеские секции. ВАГО имеет свыше 50 отделений и филиалов в крупных городах СССР, в 1970 было ок. 5000 членов. Издания: " Астрономический календарь" (с 1895), " Бюллетень ВАГО> > (в 1939-41 и в 1947-65), " Астрономи-ческий вестник" (с 1967), " Земля и Все-ленная> > (c 1965).

АСТРОНОМО-ГРАВИМЕТРИЧЕСКОЕ НИВЕЛИРОВАНИЕ, метод определения высот E вспомогательных поверхностей квазигеоида или геоида над референц-эллипсоидом. Разработан М. С. Молоденским в 1937. Высота E в сумме с нормальной или ортометрической высотой (см. Нивелирование) определяет высоту соответственной точки земной поверхности над указанным эллипсоидом. А.-г. н. выполняют для проектирования астрономо-геодезич. сети на эллипсоид, передавая высоты E от астрономич. пункта Р к астрономич. пункту О. В исходном пункте высоту E устанавливают заранее.

Для выполнения А.-г. н. высот квазигеоида необходимы знание астрономич. широты и долготы, геодезич. широты и долготы точек Р и Q и гравиметрическая съёмка их окрестности. При пользовании ортометрическими высотами и А.-г. н. высот геоида дополнительно необходимы данные о распределении плотности внутри Земли. Если для определения E использовать только астрономо-геодезич. данные, то А.-г. н. переходит в астрономич. нивелирование, предложенное франц. учёным 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 Е_Л 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 Е_Л, 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 Е_л (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. летописях (12 в.), открыты новые и сверхновые звёзды в Галактике (в частности, тщательные наблюдения Сверхновой 1572 в Кассиопее были произведены датчанином Тихо Браге и пражским астрономом Т. Гайеком), яркие кометы. Изобретение телескопа позволило получить ценные сведения о Солнце, Луне и планетах. Обнаружение фаз Венеры Г. Галилеем и атмосферы Венеры М. В. Ломоносовым имело огромное значение для понимания природы планет. Детальные исследования тёмных линий в спектре Солнца нем. учёным И. Фраунгофером (1814) явились первым шагом в получении массовой спектральной информации о небесных телах. Её ценность была признана после работ Г. Кирхгофа и Р. Бунзена (Германия) по спектральному анализу (1859-62). С начала 90-х гг. 19 в. большинство крупнейших телескопов мира было снабжено щелевыми спектрографами для изучения спектров звёзд с высокой дисперсией, и фотографирование спектров звёзд и др. небесных светил составило основную часть программы наблюдений с помощью этих инструментов. Этому посвятили свои работы пионеры современной астрофизики: рус. астроном А. А. Белопольский, Г. Фогель (Германия), У. Кэмпбелл и Э. Пике-ринг (США) и др. В результате их исследований были определены лучевые скорости многих звёзд, открыты спектрально-двойные звёзды, найдено изменение лучевых скоростей цефеид, заложены основы спектральной классификации звёзд.

Быстрое развитие лабораторной спектроскопии и теории спектров атомов и ионов на основе квантовой механики привело в 1-й пол. 20 в. к возможности интерпретации звёздных спектров и к развитию на этой основе физики звёзд и в первую очередь - физики звёздных атмосфер. Основы теории ионизации в звёздных атмосферах заложил в 1-й четв. 20 в. индийский физик М. Саха.

Появление в 1-й четв. 20 в. теоретич. А., основателями к-рой считаются нем. астроном К. Шварцшильд и англ, астроном А. Эддингтон, и сосредоточение её главных усилий на физике звёздных атмосфер и строении звёзд усилили интерес к изучению звёздных спектров. Этот процесс продолжался до середины века, когда наряду со спектральными исследованиями важную роль в астрономич: исследованиях стали играть методы, развиваемые в радиоастрономии, внегалактической астрономии, а также внеатмосферной астрономии.

С нач. 2-й четв. 20 в. в результате отождествления запрещённых линий в спектрах газовых туманностей и расширения исследований межзвёздного поглощения, впервые изученного рус. астрономом В. Я. Струве (1847), начала быстро развиваться физика межзвёздного вещества, а методы радиоастрономии открыли для этой области А. неограниченные возможности (наблюдения радиоизлучения нейтрального водорода с длиной волны 21 см и др.).

Уже в 20-х гг. 20 в., благодаря работам Э. Хаббла (США), была окончательно доказана внегалактич. природа спиральных туманностей. Эти небесные объекты, галактики, представляющие собой гигантские конгломераты звёзд и межзвёздного вещества, изучают как оптическими, так и радиоастрономич. методами; оба метода дают одинаково важную и взаимно дополняющую информацию, хотя последний и уступает первому в отношении количества информации. С кон. 40-х гг. 20 в. для фотографирования неба стали применять крупные рефлекторы, обладающие большим полем зрения (телескопы Шмидта и Максутова), благодаря чему появилась возможность массового изучения галактик и их скоплений. Исследования, выполненные на Маунт-Паломарской обсерватории в США (В. Бааде, Цвикки, Сандидж), на Бюраканской астрофизической обсерватории АН Арм. ССР (В. А. Амбар-цумян, Б. Е. Маркарян и др.) и в Астро-номическом ин-те им. П. К. Штернберга в Москве (Б. А. Воронцов-Вельяминов), а также наблюдения на радиоастроно-мич. обсерваториях в Кембридже (Великобритания) и в Парксе (Австралия) вскрыли огромное разнообразие форм галактик и проходящих в них физиче-ских процессов. Открытие во 2-й пол. 50-х гг. грандиозных взрывных процессов, являющихся проявлением активности ядер галактик, поставило перед теоретич. А. задачу их объяснения. В 1-й пол. 60-х гг. были открыты квазизвёздные радиоисточники (квазары). Изучение квазаров и ядер галактик показало, что и те и другие по своей природе в корне отличаются от звёзд, планет и межзвёздной пыли или газа. Новые явления, наблюдаемые в них, настолько своеобразны, что к ним не всегда применимы сложившиеся физ. представления. Благодаря этим и ряду др. открытий А. переживает, по существу, революцию, по своему значению сравнимую с революцией в астрономии времён Коперника - Галилея - Кеплера - Ньютона и с тем переворотом, к-рьгй пережила физика в 1-й трети 20 в. Развитие внеатмосферной астрономии значительно обогатило методы планетной астрономии. Фотографирование обратной стороны Луны (1959, СССР), первый запуск науч. аппаратуры на Луну и получение снимков лунных пейзажей (1966, СССР), снимки Марса с близкого расстояния (1965, США), достижение сов. космич. зондом нижних слоев атмосферы Венеры (1967, СССР), высадка космонавтов на Луну и начало прямых исследований лунного грунта (1969, США)- таковы первые выдающиеся результаты в этой области астрономии.