Текст книги "Большая Советская Энциклопедия (АС)"

Автор книги: Большая Советская Энциклопедия

сообщить о нарушении

Текущая страница: 20 (всего у книги 22 страниц)

  Физика туманностей. Довольно подробно изучены физические процессы, происходящие в газовых туманностях, освещенных горячими звёздами. Эти процессы сводятся по существу к флуоресценции под влиянием ультрафиолетового излучения горячих звёзд. Что касается газовых туманностей, не освещенных 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 температуры, излучение которой 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 называемое синхротронное излучение (исследования советского 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 механические конгломераты звёзд и туманностей. Поэтому обсуждались лишь вопросы их внутренней 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-ассоциации, представляющие собой системы, состоящие из молодых звёзд и туманностей. Их возникновение связано, по-видимому, с глубокими физическими процессами, при которых большие массы до-звёздного вещества превращаются в обычные звёзды. Изучение этих процессов является одной из труднейших нерешенных проблем А.

  Начиная с середины 20 в. стала выявляться большая роль ядер галактик в их эволюции. Установлено существование различных форм активности ядер, в частности гигантские взрывы, при которых 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 оптических объектов, привело к обнаружению ещё более глубоких процессов. Прежде всего оказалось, что среди квазаров имеются объекты, которые 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 10¹¹масс Солнца и больше.

  Теоретическая астрофизика. Цель теоретической А. – объяснение изучаемых А. явлений на основе общих законов физики. При этом она пользуется как методами, уже разработанными в теоретической физике, так и специальными методами, разработанными для изучения явлений в небесных телах и связанными со специфическими свойствами этих тел. Поскольку вся информация об астрофизических процессах получается на основе регистрации достигающего нас излучения, то первая задача теоретической А. – прямое истолкование результатов наблюдений и составление на первом этапе внешней картины развёртывающегося процесса (например, 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, который приводит к выбрасыванию оболочки). Основным отличием процессов, изучаемых А., в большинстве случаев является существенная роль взаимодействия вещества с излучением. Поэтому теоретическая А., наряду с решением конкретных задач, разрабатывает также общие методы исследования этого взаимодействия. В то время, как теоретическая 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 других разделах физики, достигла большого совершенства именно в А. Успешное развитие в трудах советских 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 которой учитывается вырождение электронного газа, была разработана во 2-й четверти 20 в. Э. Милном (Великобритания) и С. Чандрасекаром (Индия). В случае сверхплотных конфигураций (в которых вырожден уже барионный газ) расчёты следует вести на основе общей теории относительности. Эти вопросы так же, как и теоретические исследования, касающиеся процесса расширения Вселенной в целом, составляют новую отрасль теоретической А., получившую название релятивистской астрофизики.

  Результаты астрофизических исследований публикуются главным образом в трудах обсерваторий, а также в специальных журналах, среди которых 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; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, М., 1967; Амбарцумян В. А., Проблемы эволюции Вселенной, Ер., 1968; Развитие астрономии в СССР, М., 1967; Струве О. В., Зебергс В., Астрономия 20 в., пер. с англ., М., 1968; Зельдович Я. Б. и Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1968.

  В. А. Амбарцумян.

«Астрофизика»

«Астрофи'зика», научный журнал Академии наук Армянской ССР. Издается в Ереване. Основан в 1965, выходит 4 раза в год. Публикует статьи по физике звёзд, туманностей и межзвёздной среды, по звёздной и внегалактической астрономии и по смежным с астрофизикой вопросам.

Астрофизики институт Академии наук Таджикской ССР

Астрофи'зики институ'т Акаде'мии нау'к Таджи'кской ССР, научно-исследовательское учреждение в Душанбе. Институт создан в 1958 на базе Сталинабадской астрономической обсерватории, основан в 1932. Ведёт исследования в области изучения метеоров, комет, переменных звёзд и звёздной астрономии. В составе института – Гиссарская обсерватория (построена в 1963—68), где проводятся все наблюдательные работы. Основные инструменты: 70-см рефлектор, 40-см астрограф (F = 2 м), фотографические метеорные патрули с 10-см камерами (24 шт.) и 75-см камерами (16 шт.), радиолокационный метеорный патруль и ионосферная станция. институт издаёт «Бюллетень» (с 1951) и журнал «Кометы и метеоры» (с 1957).

  П. Б. Бабаджанов.

Астрофизический институт Академии наук Казахской ССР

Астрофизи'ческий институ'т Акаде'мии нау'к Каза'хской ССР, научно-исследовательское учреждение в Алма-Ате. Основан в 1942 (до 1950 в составе Института астрономии и физики Казахстанского филиала АН СССР). На горной обсерватории Института (высота около 1500 м над уровнем моря) установлены 50-см телескоп Максутова, 70-см рефлектор и ряд других инструментов. Высокогорная наблюдательная база (св. 3000 м над уровнем моря) включает корональную станцию. Основные 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., Рожковский 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

Астрофотогра'фия, метод астрономических наблюдений, основанный на фотографировании небесных тел с помощью астрографов. А. стала входить в астрономическую практику с середины 19 в., вытесняя визуальные наблюдения, благодаря преимуществам, в числе которых: способность фотоэмульсии накапливать световую энергию, что позволяет наблюдать слабые небесные светила; возможность получить на фотоснимке одновременно изображения многих объектов (например, звёзд в Млечном Пути) или одного объекта во всех его деталях (например, солнечной короны); объективность и документальность.

  В узком смысле А. называют фотографическую астрометрию, т. е. раздел астрометрии, в котором фотография применяется к решению таких задач, как определение положений светил на небесной сфере, измерения их движений, расстояний до них, относительных перемещений звёзд в двойных и кратных системах или спутников вокруг планет и т. п. Большинство астрометрических задач решается измерением углов между направлениями на светила в определённые моменты времени. При применении методов А. это сводится к измерению на фотографическом снимке соответствующего участка неба, прямоугольных координат изучаемого объекта, а также некоторого количества опорных звёзд с известными из каталогов экваториальными координатамиa и d. Измерения осуществляются с помощью специальных координатно-измерительных машин (см. Астрономические измерительные приборы), погрешности измерений при этом обычно не превышают 1 мкм. Результаты таких измерений позволяют определить координаты a и d и для изучаемых объектов, которыми 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. Исключительный интерес представляют невидимые спутники звёзд, вызывающие заметные периодические смещения самих звёзд. Массы таких невидимых спутников оказываются сравнимыми с массами планет Солнечной системы. Для определения положений искусственных спутников Земли, быстро перемещающихся по небесной сфере, в 50-х гг. 20 в. созданы специальные инструменты для их фотографирования (см. Спутниковая фотокамера), а также разработаны специальные методы определения координат a и d 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

Астрофото'метр,фотометр, предназначенный для измерений блеска или яркости небесных объектов, или же световых потоков, приходящих от них. Применяют визуальные А. и электрофотометры. Фотометрические задачи решаются также фотографическими методами путём лабораторных измерений (например, на денситометрах или микрофотометрах) астрономических 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 поляризационных устройств, фотометрического клина или ограничением входного зрачка телескопа. Искусственный источник оптически вводят в поле зрения А., и он виден одновременно с исследуемым объектом. Объектом сравнения может служить также какая-либо 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 русским 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 фотометрической системе, определяемой спектральной чувствительностью фотокатода, т. е. его реакцией на равноэнергетические 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 фотометрических 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

Астрофотометри'я, раздел практической 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, которое соответствует логарифму объективного раздражения светом звезды сетчатки глаза; оказалось, что интервалу в 5 звёздных величин соответствует отношение освещённостей, равное 100.

  Введение в практику (середина 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 – начале 20 вв. составлены обширные каталоги, содержащие визуальные звёздные величины всех звёзд, видимых невооружённым глазом.

  В 20 в. начались астрофотометрические работы, основанные на измерениях действия света звёзд на фотографическую эмульсию, и была построена система фотографических звёздных величин, отличная от системы визуальных величин, и система фотовизуальных величин (фотографирование на изохроматическую эмульсию через жёлтый фильтр), почти совпадающая с визуальной. Нуль-пункт новых систем выбран так, что для белых звёзд спектрального класса АО визуальные фотографические и фотовизуальные звёздные величины совпадают.

  Точность фотометрических измерений возрастает почти на порядок при применении фотокатода в качестве приёмника излучения звезды. Электрофотометрический метод А. не привёл пока к созданию фотометрических каталогов, охватывающих все звёзды, видимые невооружённым глазом, однако дал возможность построить ряд фотометрических стандартов для многих участков неба, преимущественно содержащих звёздные скопления, вплоть до звёзд 21-й звёздной величины. Электрофотометрический метод позволил распространить систему звёздных величин на протяжённые объекты – туманности, кометы и т. д., сравнивая световые потоки, приходящие от них и от звёзд. Главный 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

Астроци'т (от астро... и греч. kýtos, здесь – клетка), один из типов клеток нейроглии, характеризуется многочисленными радиально расходящимися от тела клетки отростками, заканчивающимися на сосудах и нервных клетках. Встречаются в значительном количестве в центральной нервной системе; выполняют трофическую, опорную, а возможно, и иную функцию. См. также Макроглия.

Астроцитома

Астроцито'ма (от астро... и греч. kýtos, здесь – клетка, оmа – окончание в названиях опухолей), наиболее часто встречающаяся доброкачественная опухоль головного мозга. Может развиваться и в других отделах центральной нервной системы. Иногда А. может приобретать злокачественное течение. Лечение хирургическое и лучевое.

Астрюк Жан

Астрю'к (Astruc) Жан (19.3.1684, Сов, Лангедок, – 5.5.1766, Париж), основоположник критического изучения библейских текстов. По профессии врач. В 1753 в Брюсселе анонимно опубликовал работу о Библии, в которой первый высказал утвердившееся затем в науке предположение о том, что книга Бытия составлена из двух, часто противоречащих друг другу источников, принадлежащих т. н. Ягвисту и Элогисту.

Астуриас Мигель Анхель

Асту'риас (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 книги «Легенды Гватемалы» (1930). К 1933 завершил роман «Сеньор Президент» (изд. 1946, рус. пер. 1959), в котором разоблачил тиранический режим. В 1949 опубликован роман «Маисовые люди». Всемирную известность завоевала проникнутая освободительными 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 книга легенд «Зеркало Лида Соль» (1967). В творчестве А. ощутима связь писателя с коренным населением Гватемалы – индейцами-майя, с их фольклором. Международная Ленинская премия «За укрепление мира между народами» (1966) и Нобелевская премия (1967).

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

  Лит.: Осповат Л., Голос непокоренной Гватемалы (Романы Мигеля Анхеля Астуриаса), «Иностранная литература», 1958, №6; Дашкевич Ю., М. А. Астуриас, там же, 1962, № 12; Кутейщикова В., Глазами индейцев Гватемалы, «Вопросы литературы», 1963, № 9; Мигель Анхель Астуриас. Биобиблиография, указатель. [Сост. и автор вступ. ст. Ю. А. Певцов], М., 1960; Bellini G., La narrativa di М. A. Asturias, Mil.– Varese, [1966].

  Л. С. Осповат.

Астурийская культура

Астури'йская культу'ра, археологическая культура каменного века, распространённая на С. Испании и Португалии, на побережье Бискайского залива. Сменяет азильскую культуру и относится к позднему мезолиту. Представлена большими скоплениями раковин съедобных морских моллюсков, среди которых находят кости млекопитающих современных 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 Lantier R., Les hommes de la pierre ancienne, P., 1959; Obermaicr Н., Fossil man in Spain, New Haven, 1925.

  П. И. Борисковский.

Назад к карточке книги "Большая Советская Энциклопедия (АС)"