Текст книги "Большая Советская Энциклопедия (АС)"
Автор книги: Большая Советская Энциклопедия
Жанр:
Энциклопедии
сообщить о нарушении
Текущая страница: 18 (всего у книги 22 страниц)
Одной из фундаментальных и трудных задач А. во все времена было определение астрономической единицы – 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. 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, 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, 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. Во много раз повышена чувствительность фотоэмульсий и расширена их спектральная область. Фотоэлектронные умножители, электронно-оптические преобразователи, методы электронной фотографии и телевидения (телевизионные телескопы) 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.
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. 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 вне затмений – в ясный день, а Зеемана явлениедало 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, 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 и позволяющая составить более полные представления о путях развития звёзд. 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, 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. 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 обсерваторияАН 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.
«Астрономия»
«Астро'номия», 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.
Астрономо-геодезическая сеть
Астро'номо-геодези'ческая сеть, система связанных между собой астрономо-геодезических пунктов, расположенных друг от друга на расстояниях порядка 70—100 км. А.-г. с. образуется из рядов и сетей триангуляции и полигонометрии. Данные А.-г. с. служат для определения фигуры и размеров Земли.
Астрономо-геодезический пункт
Астро'номо-геодези'ческий пункт, точка на земной поверхности, широта и долгота которой определены как из геодезических измерений, так и из астрономических наблюдений. Наряду с широтой и долготой в А.-г. п. из геодезических измерений и астрономических наблюдений определяют также и азимут направления от него на какой-нибудь земной предмет. При вычислении широты, долготы и азимута А.-г. п. по геодезическим измерениям Землю принимают за некоторый эллипсоид вращения. Разности соответственных значений, полученных из астрономических наблюдений и геодезических измерений, характеризуют отступление фигуры Земли от принятого эллипсоида и позволяют определить её форму и размеры (см. Геодезия).
Астрономо-геодезическое общество
Астро'номо-геодези'ческое о'бщество 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 около 5000 членов. Издания: «Астрономический календарь» (с 1895), «Бюллетень ВАГО» (в 1939—41 и в 1947—65), «Астрономический вестник» (с 1967), «Земля и Вселенная» 1965).
