XIX. Кино 30 страница

Исследования тел Солнечной системы. Среди больших планет наиболее полно изучена Земля, являющаяся предметом исследований геофизики. Сведения об остальных восьми планетах до сер. 20 в. оставались относительно скудными. Однако развитие исследований, опирающихся на наблюдения с помощью космич. зондов, позволит уже в ближайшем будущем изменить это положение. При решении различных задач, связанных с изучением строения и состава планетных атмосфер наземными методами, в А. часто применяют те же наблюдательные и теоретич. методы, что и в геофизике (в частности, методы изучения верхних слоев земной атмосферы). Особенный интерес представляют спектральные исследования планет, обладающих атмосферным покровом. В результате таких исследований установлены коренные различия в составе атмосфер планет. В частности, выяснилось, что в атмосфере Юпитера основной составляющей является аммиак, в атмосфере Венеры - углекислый газ, в то время как на Земле преобладают молекулярные азот и кислород. Обнаружение больших кратероподобных образований на Марсе (с помощью космич. зондов " Маринер", США) ставит задачу создания общей теории возникновения рельефа на планетах и Луне. Существуют две противоположные теории происхождения кратеров на Луне и Марсе. Одна приписывает их образование вулканизму, другая - удару гигантских метеоритов. В результате открытия новых свидетельств в пользу вулканизма на Луне первая из них находит всё больше сторонников. Сведения об особенностях рельефа планет, а также о законах их вращения и нек-рые др. доставляют радиолокац. наблюдения [В. А. Котельников (СССР) и др.].

Большинство спутников планет, так же как и все малые планеты, не имеет атмосфер, т. к. сила тяжести на их поверхности недостаточна для удержания газов на них. Малые же угловые размеры этих тел не позволяют изучать детали их поверхностей. Поэтому единственная информация о физике этих тел основана на измерениях их интегральной отражат. способности в различных участках спектра. Изменения их блеска дают нам сведения об их вращении.

Большой интерес представляют собой явления, возникающие при приближении комет к Солнцу. В результате процессов сублимации, происходящих под воздействием солнечного излучения, из ядра кометы выделяются газы, образующие обширную голову кометы. Воздействие солнечного излучения и, по-видимому, солнечного ветра обусловливает образование хвоста, иногда достигающего миллионов километров в длину. Выделенные газы уходят в межпланетное пространство, вследствие чего при каждом приближении к Солнцу комета теряет значит. часть своей массы. В связи с этим кометы, особенно короткоперио-дические, рассматриваются как объекты, обладающие небольшой продолжительностью жизни, измеряемой тысячелетиями или даже столетиями (С. К. Всехсвят-ский и др.). Изучение происхождения и развития системы комет позволит сделать заключения, относящиеся к эволюции всей Солнечной системы.

Физика Солнца. Физ. процессы, происходящие в Солнце, практически независимы от воздействия окружающей среды. Развитие Солнца, по крайней мере в нынешнюю эпоху, обусловлено его внутр. закономерностями. Выяснено, что внутри Солнца, так же, как и внутри всех звёзд, имеются источники тепловой энергии (ядерной природы), благодаря к-рым вещество Солнца (звёзд) нагревается до высокой темп-ры. Вследствие этого происходит испускание лучистой энергии наружу. Устанавливается равновесие между мощностью излучения Солнца (звёзд) и суммарной мощностью находящихся в нём источников тепловой энергии. В то же время проявления солнечной активности - излучения Солнца, испускание им потоков частиц с " вмороженными" в них магнитными полями - оказывает существенное влияние на развитие всех тел Солнечной системы. Объектами детального изучения являются различные образования в атмосфере Солнца: солнечные пятна, факелы, протуберанцы. Особый интерес представляют кратковременные хромос-ферные вспышки, длящиеся обычно неск. десятков минут и сопровождающиеся выделением значит. кол-в энергии. Корпускулярные потоки, связанные с активными областями Солнца, были изучены на Крымской астрофизич. обсерватории АН СССР (Э. Р. Мустель). Во внеш. слоях Солнца происходят постоянные изменения магнитных полей. Исследования, проведённые на этой же обсерватории (А. Б. Северный), позволили установить связь между вспышками и быстрыми изменениями в строении магнитного поля в данной части солнечной поверхности. Теоретич. исследования показали, что перенос энергии в Солнце (так же, как и в звёздах) происходит гл. обр. путём испускания и поглощения излучения. На этом выводе построена теория лучистого равновесия Солнца, относящаяся как к внешним, так и к внутр. слоям Солнца.

Важнейший вопрос физики Солнца (так же, как и звёзд) - природа источников энергии. Энергия гравитац. сжатия оказалась недостаточной. Гипотеза, по к-рой источником солнечной энергии являются термоядерные реакции, с количеств. стороны может удовлетворительно объяснить излучение в течение миллиардов лет; тем не менее она нуждается в окончат. проверке. Полное выяснение природы источников солнечной и звёздной энергии будет иметь огромное значение для решения вопросов эволюции Солнца и звёзд.

Ввиду науч. значения изучения физ. процессов, происходящих в поверхностных слоях Солнца, и их влияния на верхние слои земной атмосферы, обсерватории многих стран объединились для систематич. наблюдения этих процессов всеми доступными методами, организовав круглосуточную службу Солнца.

Физика звёзд. При изучении звёзд важную роль играют представления о строении Солнца, к-рые модифицируются таким образом, чтобы они удовлетворяли фотометрическим и особенно спектральным данным о звёздах. Вследствие разнообразного характера спектральной информации в конечном счёте удаётся найти однозначное решение этой проблемы. К настоящему времени классифицированы спектры более чем миллиона звёзд. Спектральная классификация звёзд была впервые разработана в нач. 20 в. на Гарвардской обсерватории (США), а затем совершенствовалась и уточнялась. Главным признаком при этой классификации является наличие тех или иных спектральных линий и их относительные интенсивности.

Интересными объектами являются т. н. белые карлики, имеющие относительно высокую поверхностную темп-ру (от 7000° до 30 000°) и низкую светимость, во много раз меньшую светимости Солнца (см. Светимость звезды). Средние плотности нек-рых белых карликов более чем в миллион раз превосходят плотность воды. В дальнейшем теоретически была установлена возможность конфигураций звёздных масс, состоящих из вырожденного газа нейтронов и даже гиперонов. Плотности таких конфигураций должны достигать 10¹⁴-10¹⁵ плотности воды. Однако в течение многих лет такие конфигурации не смогли быть обнаружены. Лишь в 1967 были обнаружены пульсары - объекты, испускающие с периодом переменности, измеряемым в одних случаях секундами, а в других - долями секунды. Имеются серьёзные основания предполагать, что это и есть сверхплотные конфигурации.

Особый интерес представляют пере-менные звёзды, у к-рых меняется блеск и спектр. В тех случаях, когда такие изменения носят периодич. или приблизительно периодич. характер, они объясняются пульсациями, т. е. последовательными расширениями и сжатиями звезды. Более глубокие изменения происходят в нестационарных звёздах, многие из к-рых являются молодыми звёздами, находящимися в процессе становления. Важное значение имеют звёзды типа RW Возничего, обнаруживающие совершенно неправильные изменения блеска и входящие в состав Т-ассоциаций (см. Звёздные ассоциации), возраст к-рых не превосходит 10 млн. лет. На более поздней стадии развития многие из этих звёзд, имея нормально постоянную яркость, переживают время от времени вспышки, длящиеся всего неск. мин, когда их яркость увеличивается до неск. раз, а иногда (в коротковолновой части спектра) в сотни раз. Примером звезды, находящейся в этой стадии, является переменная звезда UV Кита. В то время как нормальное излучение звёзд имеет чисто тепловую природу, энергия, выделенная во время вспышек, имеет явно нетепловое происхождение. Ещё более грандиозные процессы выделения энергии происходят при вспышках новых звёзд и сверхновых звёзд. Во время вспышек сверхновых за промежуток времени порядка 1 мес выделяется 10⁴² дж, (10⁴⁹ эрг). Во время вспышек новых и сверхновых звёзд происходит выбрасывание расширяющихся газовых оболочек. Вспышки так наз. новоподобных переменных звёзд, в частности звёзд типа SS Лебедя, занимают по масштабам промежуточное положение между вспышками новых звёзд и звёзд типа UV Кита,

Физика туманностей. Довольно подробно изучены физ. процессы, происходящие в газовых туманностях, освещённых горячими звёздами. Эти процессы сводятся по существу к флуоресценции под влиянием ультрафиолетового излучения горячих звёзд. Что касается газовых туманностей, не освещённых горячими звёздами, то их исследование возможно благодаря тому, что они излучают радиолинию водорода с длиной волны 21 см. В большинстве газовых туманностей присутствует также и пылевое вещество, состоящее из твёрдых частиц. Если газопылевая туманность освещена звездой относительно низкой темп-ры, излучение к-рой не может вызвать флуоресценцию газа, то наблюдается отражение света освещающей звезды от пылевой компоненты туманности. В таких случаях спектр туманности является репродукцией спектра звезды. В Галактике наблюдаются также радиотуманности, испускающие непрерывный спектр в радиодиапазоне; такое излучение связано с торможением релятивистских электронов в магнитных полях - так наз. синхротронное излучение (исследования сов. астронома И. С. Шкловского и др.). Эти туманности возникли вследствие вспышек сверхновых звёзд; таковы Крабовидная туманность и радиоисточник Кассиопея А. Продолжительность их жизни измеряется всего тысячами, а иногда даже только сотнями лет.

Физика внегалактических объектов. В начале изучения галактики рассматривались как механич. конгломераты звёзд и туманностей. Поэтому обсуждались лишь вопросы их внутр. кинематики и динамики. Однако вскоре было выяснено, что существует определённая связь между формой галактик (эллиптическая, спиральная, неправильная) и классами входящих в них звёзд (" звёздного населения"), в частности наличием в них молодых звёзд - голубых гигантов. В рукавах 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 доброкачественная опухоль головного мозга. Может развиваться и в др. отделах центр. нервной системы. Иногда А. может приобретать злокачеств. течение. Лечение хирургическое и лучевое.

АСТРЮК (Аstruc)Жан (19.3.1684, Сов, Лангедок, -5.5.1766, Париж), основоположник критич. изучения библейских текстов. По профессии врач. В 1753 в Брюсселе анонимно опубликовал работу о Библии, в к-рой первый высказал утвердившееся затем в науке предположение о том, что книга Бытия составлена из двух, часто противоречащих друг другу источников, принадлежащих т. н. Ягви-сту и Элогисту.

АСТУРИАС (Asturias) Мигель Анхель (р. 19.10.1899, Гватемала), гватемальский писатель. В 1923 окончил университет, в 1925-33 был в эмиграции в Европе. В Париже А. создал по мотивам фольклора кн. " Легенды Гватемалы" (1930). К 1933 завершил роман " Сеньор Президент" (изд. 1946, рус. пер. 1959), в к-ром разоблачил тиранич. режим. В 1949 опубл. роман " Маисовые люди". Всемирную известность завоевала проникнутая освободит. идеями трилогия А. о судьбах народа Гватемалы в 20 в.: романы " Сильный ветер" (1950), " Зелёный Папа" (1954, рус. пер. 1960), " Глаза погребённых" (1960, рус. пер. 1968). А. принадлежат роман " Мулатка как мулатка" (1964) и кн. легенд " Зеркало Лида Соль" (1967). В творчестве А. ощутима связь писателя с коренным населением Гватемалы - индейцами-майя, с их фольклором. Междунар. Ленинская пр. " За укрепление мира между народами" (1966) и Нобелевская пр. (1967).

Соч.: Obras escogidas, t. 1 - 3, Madrid, 1961-66; Teatro, В. Aires, [1964]; в рус. пер.- Уик-энд в Гватемале, М., 1958.

Лит.: Основат Л., Голос непокоренной Гватемалы (Романы Мигеля Анхеля Астуриаса), " Иностранная литература", 1958, № 6; Дашкевич Ю., М. А. Асту-риас, там же, 1962, № 12; Кутейщико-ва В., Глазами индейцев Гватемалы, " Вопросы литературы", 1963, № 9; Мигель Ан-хель Астуриас. Биобиблиографич. указатель. [Сост. и автор вступ. ст. Ю. А. Певцов], М., 1960; Bellini G., La narrativa di M. A. Asturias, МП.-Varese, [1966].

Л. С. Осповат.

АСТУРИЙСКАЯ КУЛЬТУРА, археол. культура каменного века, распространённая на С. Испании и Португалии, на побережье Бискайского зал. Сменяет азильскую культуру и относится к позднему мезолиту. Представлена большими скоплениями раковин съедобных морских моллюсков, среди к-рых находят кости млекопитающих совр. видов (в т. ч. и домашних животных), грубо оббитые ручные кирки из голышей кварцита, служившие для собирания моллюсков на береговых скалах, грубые скрёбла и топорики, а также орудия из оленьего рога. Стоянки А. к. обычно располагаются близ гротов и пещер и изредка внутри их.

Лит.: Breuil Н. et L antier R., Les hommes de la pierre ancienne, P., 1959; Obermaier H., Fossil man in Spain, New Haven, 1925. П. И. Борисковский.

АСТУРЙЙСКИЙ УГОЛЬНЫЙ БАССЕЙН, на С. Испании, в пров. Овьедо (обл. Астурия), на сев. склоне Канта-брийских гор. Выходы угленосной толщи каменноугольного периода на поверхность и зона его неглубокого залегания занимают площадь ок. 3 тыс. км². Общие геол. запасы ок. 3 млрд. т. Наиболее изучено месторождение Писуэрга, в юго-вост. части бассейна (гг. Гуардо - Барруэло). Угли представлены всеми марками, от антрацитов до длиннопламенных. В центр. части бассейна сосредоточены крупные шахты по добыче коксующихся углей, в остальных р-нах добыча ведётся преим. мелкими шахтами. В пределах А. у. б. размещаются коксовая и углехим. пром-сть, металлургия. Добыча угля 7-8 млн. т в год.

АСТЕРИЯ (Asturias), историч. область в Сев. Испании, у побережья Бискайского зал. В адм. отношении образует провинцию Овьедо. Пл. 10, 6 тыс. км². Нас. 1024, 6 тыс. чел. (1968). Гл. г.- Овьедо. Юж. часть А. расположена в пределах водораздельных хребтов Кантабрийских гор (вые. до 2400-2500 м) и их сев. склонов; на С.- сильно всхолмлённая прибрежная равнина. Умеренный влажный климат (так наз. " влажная" Испания). Полноводные короткие горные реки (Навия, Налон и др.). Широколиств. леса.