Большая Советская Энциклопедия (цитаты)

Астрономия

Астрономия (далее А) (греч. astronomía, от астро... и nómos - закон), наука о строении и развитии космических тел, их систем и Вселенной в целом.

  Задачи и разделы астрономии. А исследует тела Солнечной системы, звезды, галактические туманности, межзвездное вещество, нашу Галактику (систему Млечного Пути), другие галактики, их распределение в пространстве, движение, физическую природу, взаимодействие, происхождение и развитие. А изучает и разрабатывает способы использования наблюдений небесных тел для практических нужд человечества. Таковы служба времени, определение географических координат и азимутов на земной поверхности, изучение фигуры Земли по наблюдениям искусственных спутников Земли, ориентация искусственных спутников и космических зондов по звездам и т. п. А способствует выработке правильных материалистических представлений о мироздании. А тесно связана с другими точными науками, прежде всего - с математикой, физикой и некоторыми разделами механики, используя достижения этих наук и, в свою очередь, оказывая влияние на их развитие. В зависимости от предмета и методов исследований А разделяется на ряд дисциплин (разделов). Астрометрия занимается построением основной инерциальной системы координат для астрономических измерений, определением положений и движений небесных объектов, изучением закономерностей вращения Земли и исчислением времени, определением значений фундаментальных астрономических постоянных; к ней относятся также сферическая астрономия, включающая математические методы определения видимых положений и движений небесных объектов, и практическая астрономия, посвященная теории угломерных инструментов и применению их для определения времени, географических координат (широты и долготы) и азимутов направлений. Небесная механика (теоретическая А) изучает движения небесных тел, в том числе и искусственных (астродинамика) под влиянием всемирного тяготения, а также фигуры равновесия небесных тел. Звездная астрономия рассматривает систему звезд, образующую нашу Галактику (Млечный Путь), а внегалактическая астрономия - другие галактики и их системы. Астрофизика, включающая астрофотометрию, астроспектроскопию и другие разделы, исследует физические явления, происходящие в небесных телах, их системах и в космическом пространстве, а также процессы в них. Радиоастрономия изучает свойства и распределение в пространстве космических источников излучения радиоволн. Создание искусственных спутников Земли и космических зондов привело к возникновению имеющей большое будущее внеатмосферной астрономии. Космогония занимается вопросами происхождения как отдельных небесных тел, так и их систем, в частности Солнечной системы, а космология - закономерностями и строением Вселенной в целом.

  А в древности. А возникла в глубокой древности в результате потребности людей определять время и ориентироваться при путешествиях. Уже простейшие наблюдения небесных светил невооруженным глазом позволяют определять направления как на суше, так и на море, а изучение периодических небесных явлений легло в основу измерения времени и установления системы календаря, позволяющего предвидеть сезонные явления, что было важно для практической деятельности людей.

  Астрономические знания Др. Китая дошли до нас в очень неполном и часто искаженном виде. Они состояли в определении времени и положения среди звезд точек равноденствий и солнцестояний и наклонения эклиптики к экватору. В 1 в. до н. э. уже были известны точные синодические периоды движения планет. В Индии была составлена система летосчисления, в которой большую роль играло движение Юпитера. В Др. Египте по наблюдениям звезд определяли периоды весенних разливов Нила, обусловливавших сроки земледельческих работ; в Аравии, где из-за дневной жары многие работы совершались по ночам, существенную роль играли наблюдения фаз Луны; в Др. Греции, где было развито мореплавание и вопросы ориентирования были крайне актуальными, в особенности до изобретения компаса, получили развитие способы ориентирования по звездам. У многих народов, в частности в странах ислама, с периодичностью небесных явлений, главным образом фазами Луны, был связан религиозный культ.

  Довольно точные астрономические наблюдения производились и передавались последующим поколениям уже в самой глубокой древности. Благодаря этому египтяне за 28 в. до н. э. определили продолжительность года в 3651/4 сут. Период чередования лунных фаз (синодический месяц) был известен с точностью до нескольких мин, о чем свидетельствует найденный в 5 в. до нашей эры Метонов цикл, в котором по истечении 19 лет фазы Луны падают на те же даты года. Период повторяемости солнечных затмений, составляющий 18 лет 10 дней и названный саросом, был известен уже в 6 в. до нашей эры. Все эти сведения были получены на основе многовековых наблюдений небесных явлений древними народами Китая, Египта, Индии и Греции.

  Звезды, как бы прикрепленные к небесному своду и вместе с ним совершающие суточное вращение, практически не меняя взаимного расположения, были названы неподвижными. В их неправильных группах пытались найти сходство с животными, мифологическими персонажами, предметами домашнего обихода. Так появилось деление звездного неба на созвездия, различные у разных народов. Но, кроме таких неподвижных звезд, уже в незапамятные времена стали известны 7 подвижных светил: Солнце, Луна и 5 планет, которым были присвоены имена римских божеств, - Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. В честь Солнца, Луны и 5 планет были установлены 7 дней недели, названия которых в ряде языков до сих пор отражают это. Проследить движение по звездному пути Луны и планет было нетрудно, т. к. они видны ночью на фоне окружающих звезд. Установить такое движение Солнца помогли наблюдения ярких звезд, которые появлялись перед восходом Солнца на фоне утренней зари (т. н. восходы). Эти наблюдения в сочетании с измерением полуденной высоты Солнца над горизонтом с помощью простейших приспособлений позволили довольно точно определить путь Солнца среди звезд и проследить его движение, совершающееся с годичным периодом по наклонному к экватору большому кругу небесной сферы, названному эклиптикой. Расположенные вдоль него созвездия получили название зодиакальных (от греч. zoon - животное), т. к. многие из них имеют имена живых существ (Овен, Телец, Рак, Лев и др.). В Др. Китае звездное небо было подробно изучено и разделено на 122 созвездия, из них 28 зодиакальных. Составленный там список 807 звезд на несколько столетий опередил звездный каталог греческого ученого Гиппарха. Но у большинства народов было 12 зодиакальных созвездий, и Солнце в течение года проходило каждое созвездие примерно в течение месяца. Луна и планеты также движутся по зодиакальным созвездиям (хотя и могут отходить от эклиптики на несколько угловых градусов в обе стороны).

  В то время как движение Солнца и Луны всегда происходит в одном направлении - с запада на восток (прямое движение), движение планет гораздо сложнее и временами совершается в обратном направлении (попятное движение). Причудливое движение планет, не укладывавшееся в простую схему и не подчинявшееся элементарным правилам, казалось, говорило о существовании у них личной воли и способствовало их обожествлению древними. Это, а также такие "устрашающие" явления, как лунные и особенно солнечные затмения, появление ярких комет, вспышки новых звезд, породили лженауку - астрологию, в которой расположения планет в созвездиях и упомянутые явления связывались с происшествиями на Земле и служили для предсказания судьбы народов или отдельных личностей. Не имея ни малейшей научной основы, астрология, используя суеверия и невежество людей, тем не менее получила распространение и надолго удержалась у многих народов. Так, многие правители, военачальники и знатные люди держали специальных астрологов, с которыми советовались при принятии важных решений. Для того чтобы по правилам астрологии составлять гороскопы, по которым производилось мнимое предсказание будущего, нужно было знать расположение зодиака относительно горизонта в данный момент, а также положения планет, что повело к усилению астрономических наблюдений, уточнению периодов движения светил и созданию первых, хотя и очень несовершенных теорий движения планет. Т. о., астрология, несмотря на всю свою абсурдность, способствовала на определенном этапе развитию науки А

  Геоцентрическая система мира. Для усовершенствования теорий движений планет потребовалось основательное знание геометрии, разработанной в Греции (не раньше 4 в. до н. э.). В это время Евдокс Книдский, предшественник Аристотеля, создал теорию гомоцентрических сфер (дошедшую до нас лишь в пересказе Аристотеля), согласно которой планета прикреплена к поверхности полой сферы, равномерно вращающейся внутри другой сферы, тоже вращающейся вокруг оси, не совпадающей с осью вращения первой сферы. В центре этих сфер находится Земля. Для представления сложного движения некоторых планет потребовалось несколько таких концентрических сфер, общее число которых доведено учеником Евдокса до 55. Позже, в 3 в. до н. э., греческий геометр Аполлоний Пергский упростил эту теорию, заменив вращающиеся сферы кругами, и этим положил основу теории эпициклов, получившую свое завершение в сочинении древнегреческого астронома Птолемея (2 в. н. э.), известном под названием "Альмагест". Принималось, что все небесные светила движутся по окружностям и притом равномерно. Неравномерные движения планет, изменения направления их движения объясняли, предполагая, что они одновременно участвуют в нескольких круговых равномерных движениях, происходящих в разных плоскостях и с разными скоростями. Земля, о шарообразности которой учила уже Пифагорейская школа в 6 в. до н. э., считалась покоящейся в центре Вселенной, что соответствовало непосредственному впечатлению, создаваемому видом звездного неба; окружность земного шара измерил в 3 в. до н. э. Эратосфен в Александрии.

  Для практического применения теория эпициклов нуждалась в значениях величин, определяющих периоды обращения планет, взаимные наклоны их орбит, длины дуг попятных движений и т. п., которые можно было получить только из наблюдений, измеряя соответствующие промежутки времени и углы. Для этого были созданы различные приспособления и инструменты, сначала простейшие, такие как гномон, а затем и более сложные - трикветрумы и армиллярные сферы. Последние позволяли определять эклиптические координаты "неподвижных" звезд. Их списки (каталоги) были составлены в древности Ши Шэнем (Китай, 4 в. до н. э.), Тимохарисом (Греция, 3 в. до н. э.) и Гиппархом на полтораста лет позже (Греция, 2 в. до н. э.). Каталог Гиппарха содержит 1022 звезды с указанием их эклиптические широты и долготы и оценкой блеска в условной шкале звездных величин, применяемой и поныне. При сравнении своего каталога с каталогом Тимохариса он обнаружил увеличение долгот всех звезд и объяснил его движением точки весеннего равноденствия, от которой долготы отсчитываются. Так было открыто явление прецессии.

  А в средние века. "Альмагест" Птолемея, в котором были подытожены астрономические знания того времени, оставался в течение многих веков фундаментом геоцентрической системы мира. Возникновение христианства с его догматизмом, нашествия варваров привели к упадку естествознания и, в частности, А в средние века. В течение целого тысячелетия в Европе было мало прибавлено, но много позабыто из того, что было известно о строении Вселенной благодаря трудам ученых античного мира. Священное писание явилось каноном, из которого черпались ответы на все вопросы, в том числе и из области А

  Лишь арабы и соприкасавшиеся с ними народы сделали попытку если не реформировать А, то по крайней мере уточнить новыми наблюдениями старые теории. Багдадский халиф аль-Мамун распорядился в 827 перевести сочинение Птолемея с греческого на арабский язык. Арабский ученый аль-Баттаии в конце 9 - начале 10 вв. произвел многочисленные наблюдения, уточнив значения годичной прецессии, наклона эклиптики к экватору, эксцентриситета и долготы перигея орбиты Солнца. В том же 10 в. арабский астроном Абу-ль-Вефа открыл одно из неравенств (неправильностей) в движении Луны. Большие заслуги в развитии А принадлежат Абу Рейхану Вируни (Хорезм, конец 10 - 11 вв.), автору разнообразных астрономических исследований. А процветала у арабских народов и в Ср. Азии вплоть до 15 в. Многие крупнейшие ученые наряду с другими науками занимались уточнением астрономических постоянных геоцентрической теории. Особенно известны астрономические таблицы, составленные в 1252 еврейскими и мавританскими учеными по распоряжению Кастильского правителя Альфонса Х и поэтому называвшиеся альфонсовыми. Наблюдательная А получила развитие в Азербайджане, где Насирэддин Туси соорудил большую обсерваторию в Мараге. По размерам, количеству и качеству инструментов выдающееся место заняла обсерватория Улугбека в Самарканде, где в 1420-37 был составлен новый большой каталог звезд. Арабы сохранили от забвения классическую А греков, обновили планетные таблицы, развили теорию, но, следуя Птолемею, не внесли в А коренных реформ. В эту эпоху астрономические наблюдения производились также в Китае и Индии.

  В 12-13 вв. некоторое оживление естествознания стало замечаться также и в Европе. Постепенно, не без влияния арабов, наиболее просвещенные люди знакомились с наукой и философией древних греков, сочинения которых переводили (часто с арабского) на латинский язык. Учение Аристотеля было признано согласным с церковной догмой: геоцентрическая система мира не противоречила священному писанию. В Италии, а затем и в других странах Зап. Европы учреждались университеты, которые, хотя и находились под сильным влиянием церковной схоластики, все же содействовали развитию естествознания.

  система мира. В связи с развивающимися мореплаванием и географическими исследованиями, требовавшими уточнения знаний положений звезд и планет, несколько выдающихся астрономов, главным образом в возобновили наблюдения для усовершенствования планетных таблиц. В передовых университетах преподавалась геометрия, необходимая для усвоения теории эпициклов, и изучался "Альмагест", несколько переводов которого на латинский язык было напечатано в Венеции (1496, 1515 и 1528) и в Базеле (1538). Все это благоприятствовало тому, что польский астроном Н. Коперник, познакомившийся в Краковском университете и затем в Италии со всеми подробностями теории эпициклов, по возвращении в Польшу произвел полный переворот в А, вскрыв истинное строение планетной системы с Солнцем в центре и движущимися вокруг него планетами, в том числе и Землей вместе с ее спутником Луной. Уже древнегреческий астроном Аристарх Самосский в 3 в. до н. э. высказывал мысль, что Земля движется вокруг Солнца, а Гераклит еще раньше предполагал, что Земля вращается вокруг оси. Но только Коперник во всех деталях разработал и обосновал систему мира и последовательно изложил ее в сочинении "Об обращениях небесных сфер", напечатанном в Нюрнбергов 1543. Этот труд дал ключ к познанию Вселенной в ее действительном строении, а не в виде математической абстракции, описывающей лишь видимую сторону явлений. Однако веками укоренившееся мнение о неподвижной Земле как центре Вселенной, разделяемое церковью, долго не уступало места новому учению, которое не могли понять даже многие выдающиеся люди того времени. Считалось, что система Коперника лишь гипотеза, предназначенная для вычисления планетных движений, чему способствовало предисловие издателя книги Коперника, напечатанное без ведома автора. Даже крупнейший наблюдатель датский астроном Тихо Браге (16 в.) отказывался принять и даже понять систему. Окончательно утвердил теорию Коперника, получив непреложные доказательства ее истинности, итальянский физик, механик и астроном Г. Галилей (2-я половина 16 - 1-я половина 17 вв.). Другой пламенный проповедник множественности обитаемых миров - Дж. Бруно (16 в.) за это, с точки зрения церкви, еретическое учение после семилетнего заключения был сожжен в Риме на костре. Астрономические открытия Галилея были сделаны с помощью телескопа, незадолго перед тем изобретенного в Голландии. Галилей, узнав об этом изобретении, летом 1609 в Венеции сделал собственную зрительную трубу и уже в начале следующего года оповестил весь мир о своих удивительных открытиях. На Луне он увидел горы, обнаружил диски у планет, Млечный Путь оказался состоящим из бесчисленных звезд, невидимых невооруженным глазом, в скоплении Плеяд он насчитал св. 40 звезд. Затем он открыл 4 спутника Юпитера, которые, обращаясь вокруг центральной планеты, представляли уменьшенную копию планетной системы. Обнаруженная им смена фаз Венеры свидетельствовала о том, что эта планета обращается вокруг Солнца, а не Земли. На самом Солнце Галилей увидел пятна, разделив честь этого открытия с немецкими астрономами К. Шейнером и И. Фабрициусом. И только тогда, когда система мира получила столь блестящие подтверждения, католическая церковь приняла меры к ее запрету, считая, что она подрывает авторитет Священного писания. Перед судом инквизиции Галилей был вынужден отречься от учения Коперника (1633). Само же сочинение Коперника было внесено в список (индекс) запрещенных книг (этот запрет официально был снят лишь 200 лет спустя).

  Развитие небесной механики. Современник Галилея И. Кеплер, будучи в Праге ассистентом Тихо Браге, после смерти последнего получил непревзойденные по точности результаты наблюдений планет, проводившихся в течение более чем 20 лет. Особое внимание Кеплера привлек Марс, в движении которого он обнаружил значительные отступления от всех прежних теорий. Ценой огромного труда и длительных вычислений ему удалось найти 3 закона движения планет, сыгравших важную роль в развитии небесной механики (т. н. Кеплера законы), 1-й закон, гласящий, что планеты движутся по эллипсам, в фокусе которых находится Солнце, разрушил тысячелетнее представление о том, что орбиты планет обязательно должны быть окружностями. 2-й закон определил переменную скорость движения планеты по орбите, 3-й закон установил математическую связь между размерами эллиптических орбит и периодами обращения планет вокруг Солнца. Таблицы движения планет, составленные Кеплером на основании этих законов, намного превзошли по точности все прежние и оставались в употреблении в течение всего 17 в.

  Дальнейший прогресс А тесно связан с развитием математики и аналитической механики, с одной стороны, и с успехами оптики и астрономического приборостроения - с другой, фундаментом небесной механики явился закон всемирного тяготения, открытый И. Ньютоном в 1685 (Ньютона закон тяготения). Следствием этого закона оказались и законы Кеплера, но лишь для того частного случая, когда планета движется под влиянием притяжения одного лишь центрального тела - Солнца. Выяснилось, что в реальном случае, при наличии взаимного притяжения между всеми телами Солнечной системы, движение планет сложнее, чем описываемое законами Кеплера, и если они все же соблюдаются с хорошим приближением, то это результат сильного преобладания притяжения массивного Солнца над притяжением всех остальных планет. Гравитационная сила, выражающаяся простой формулой в случае притяжения между двумя материальными точками, приводит к очень сложным математическим построениям в случае нескольких точек или притяжения между телами, состоящими из многих материальных точек. Именно такими являются все тела Солнечной системы, да и все космические тела вообще. Лишь благодаря трудам многих математиков, прежде всего Ньютона, затем Ж. Лагранжа, Л. Эйлера, П. Лапласа, К. Гаусса и ряда др., сложнейшая задача о движении, фигурах и вращении планет с их спутниками была решена с высокой точностью. Блестяще подтвердившееся предсказание английского астрономом Э. Галлеем следующего появления кометы, носящей теперь его имя, и вычисление французским ученым А Клеро момента прохождения кометы через перигелий в 1759, открытие в 1846 по вычислениям французского астронома У. Леверье, обнаружение на основе вычислений невидимых спутников у некоторых звезд (у Сириуса и Проциона немецкого астрономом Ф. Бесселем в 1844), впоследствии увиденных в большие телескопы, явились блестящими подтверждениями того, что движение небесных тел происходит в основном под действием гравитационных сил. Наиболее сложным является движение Луны вокруг Земли, но и его удалось представить с почти исчерпывающей точностью. Остававшиеся в движении Луны небольшие отклонения от теории, которые раньше приписывались какому-то негравитационному влиянию, в 20 в. объяснились ошибками в измерениях времени вследствие неравномерности вращения Земли. Т. о., небесная механика, пользуясь данными, доставляемыми астрометрией, оказалась в состоянии объяснить и пред вычислить с очень высокой точностью почти все движения, наблюдаемые как в Солнечной системе, так и в Галактике, и подготовить почву для труднейших экспериментов - запусков искусств, спутников Земли и космических зондов.

  Телескопические наблюдения. Усовершенствование телескопа шло сначала довольно медленно. По сравнению с трубой Галилея некоторым улучшением было предложение Кеплера заменить рассеивающую окулярную линзу собирающей, что расширило поле зрения и позволило применять более сильные увеличения. Этот простой окуляр был затем усовершенствован Х. Гюйгенсом и применяется поныне. Однако вследствие и отчасти сферической аберрации изображения продолжали оставаться расплывчатыми, с радужными каемками, что заставляло для уменьшения их влияния увеличивать фокусные расстояния объективов (до 45 м), сохраняя сравнительно малые их диаметры, т. к. в то время не умели выплавлять большие блоки оптического стекла. Но и с такими несовершенными инструментами был сделан ряд важных открытий. Так, Гюйгенс в 1655 разглядел кольца Сатурна (Галилею диск Сатурна казался удлиненным или "тройным"). Гюйгенс открыл наиболее яркий спутник Сатурна, Дж. Кассини обнаружил еще 4 других, более слабых спутника. Он же в 1675 заметил, что кольцо состоит из двух концентрических частей, разделенных темной полоской - "щелью Кассини". В 1675 О. Ремер по наблюдениям затмений спутников Юпитера открыл конечность скорости света и измерил ее.

  Дальнейшее усовершенствование оптических инструментов пошло по другому пути. Ошибочно считая, что дисперсия света пропорциональна преломлению. Ньютон пришел к заключению, что невозможно сделать объектив ахроматическим. Это явилось толчком к созданию рефлекторов, в которых изображение строится вогнутым зеркалом, принципиально лишенным Постепенное совершенствование искусства шлифовки зеркал, сделанных из сплава с позволило делать рефлекторы все больших размеров, допускающих очень сильные увеличения. Так, в 1789 В. Гершель (Англия) довел диаметр зеркала до 122 см. Однако начиная с середины 18 в. рефракторы также получили существенное усовершенствование. В это время были созданы стекла с большой дисперсией (флинтглас), и объективы стали делать двойными, сочетая 2 сорта стекла. Наряду со значит. уменьшением такие объективы были свободны и от сферической аберрации, что позволило во много раз сократить длину трубы, повысить проницающую силу инструментов и получать четкое изображение без радужных каемок.

  При помощи новых инструментов искусные наблюдатели сделали много открытий, причем относящихся не только к телам Солнечной системы (таких, как открытие М. В. Ломоносовым в 1761 атмосферы у Венеры и исследование комет), но и к миру слабых и далеких звезд. Так, были обнаружены многочисленные звездные скопления и туманности (считавшиеся в то время также скоплениями, в которых из-за их удаленности не видны отдельные звезды). Первые каталоги таких объектов были составлены во Ш. Мессье (в 1771 и 1781); введенные им обозначения употребляют и поныне. В результате обширных систематических наблюдений В. Гершель обосновал ограниченность звездной системы в пространстве и укрепил т. о. предположения И. Ламберта (1761) о существовании многих звездных систем, из которых та, где находится Солнце, ограничивается Млечным Путем. Лишь в 20 в. эта теория "островной Вселенной" получила подтверждение и дальнейшую разработку.

  Роль телескопа в А далеко не исчерпывается такими открытиями. Может быть еще важнее применение телескопа к точным угловым измерениям. У. Гаскойн в Англии (1640) поместил в фокусе телескопа нити, которые видны на фоне наблюдаемого объекта, и этим повысил точность визирования во много десятков раз. Им же был изобретен первый окулярный микрометр для измерений малых угловых расстояний между деталями изображения, одновременно видимыми в поле зрения телескопа. Ж. Пикар во (1667) снабдил телескоп разделенными кругами, по которым отсчитывались углы с точностью до секунды дуги; это определило и соответствующую точность измерений сферических координат звезд, без чего не был бы возможен дальнейший прогресс в области астрометрии и звездной А Применив такой инструмент в работах по триангуляции во Пикар получил новые, более точные размеры земного шара, используя которые Ньютон открыл закон всемирного тяготения. Измеряя взаимные положения компонентов двойных звезд с помощью окулярного микрометра, В. Гершель (1803) установил, что многие из них представляют собой физически связанные взаимным тяготением системы, состоящие из двух (а иногда и больше) звезд, обращающихся вокруг общего центра масс по законам Кеплера. Этим была доказана действительная универсальность тяготения, действующего во всех местах Вселенной. Сравнивая свои телескопические определения координат звезд со старыми греческими (Гиппарх, Тимохарис), Галлей обнаружил в 1718, что 3 яркие звезды - Альдебаран, Сириус и Арктур - изменили свое положение настолько, что это нельзя было объяснить ошибками старых наблюдений. Так были открыты собственные движения звезд. К 1783 число звезд с известным собственным движением возросло до 12; исследуя их, В. Гершель пришел к заключению, что часть собственного движения каждой звезды является отражением движения Солнечной системы в пространстве и определил направление этого движения (в сторону созвездия Геркулеса). Все это помогло начать изучение распределения и движения звезд в системе Млечного Пути, получившей впоследствии название Галактики. Телескопические же наблюдения привели английского астронома Дж. Брадлея в 1725 к открытию явления аберрации света, которое он правильно объяснил конечной скоростью света, а в 1748 - к открытию нутации земной оси.

  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 все 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 путем параллакса Солнца (последний, при известных размерах Земли, дает 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 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 звезд измерением годичных параллаксов. По мере совершенствования телескопических наблюдений становилось ясным, что параллаксы, представляющие собой перспективные смещения звезд, 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 звезд, невидимых спутников звезд, - долгое время оставались безуспешными. Ко времени В. Гершеля выяснилось, что параллаксы даже наиболее близких звезд 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 определен правильный масштаб расстояний во Вселенной. Работы Струве и Бесселя были основаны на визуальных телескопических наблюдениях. С начала 20 в. измерения звездных 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 звездных каталогов, содержащих точнейшие координаты звезд. 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 Изучение закономерностей его движения привело в 1846 к открытию а в 1930 была открыта самая удаленная от Солнца планета 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 звезд, получила экспериментальную разработку в трудах французского ученого П. Бугера (1729) и теоретическое обоснование в исследованиях немецкого ученого И. Ламберта (1760). Тогда же было окончательно доказано, что Солнце есть звезда, отличающаяся от других звезд лишь близостью к нам, а что если его удалить на расстояния звезд, то оно ничем не будет от них отличаться. Изучение количества звезд: разных звездных величин позволило В. Я. Струве в 1847 обосновать существование поглощения света в межзвездном пространстве - явления, окончательно подтвержденного в 1930 американским астрономом Р. Трамплером.

  Огромные и все увеличивающиеся возможности исследования физической природы и состава звезд были получены благодаря изобретению спектрального анализа (Р. Бунзен и Г. Кирхгоф, 1859). Пионерами применения этого метода к Солнцу, звездам и туманностям были У. Хеггинс и Дж. Локьер в Англии, А Секки в Италии, Ж. Жансен во Чешский физик К. Доплер сформулировал в 1842 свой знаменитый принцип (Доплера эффект), уточненный 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 звезд, турбулентных движений в солнечной фотосфере и пр., а затем и в самых разнообразных областях физики. Спектральный анализ позволил углубить исследования переменных звезд, изучение которых началось еще в конце 18 в., а также обнаружить множество спектрально-двойных звезд, компоненты которых столь близки между собой, что их невозможно раздельно наблюдать даже в самые сильные телескопы.

  Изобретенная 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, состав и движение различных небесных объектов. Фотоэмульсия как приемник 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 звезд всего неба до 11-й звездной величины общим числом около 3,5 млн. и карт, содержащих около 30 млн. звезд до 14-й звездной 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.

  А в 20 в. А в 20 в. характеризуется огромным развитием техники наблюдений. Строят большие рефлекторы, в которых быстро темнеющие металлические зеркала заменены стеклянными, посеребренными путем либо покрытыми слоем 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 светоприемниками становятся доступными звезды до 25-й звездной величины, которые в 1010 раз слабее наиболее ярких (см. Астрономические инструменты и приборы).

  Большие успехи достигнуты в создании новых типов приемников 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 еще 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 далеких 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 темных линий поглощения и лишь немногими светлыми эмиссионными линиями. Последние удалось отождествить с линиями 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 удаленности. Эти загадочные объекты, излучение которых, по-видимому, имеет синхротронную природу, получили название квазаров. Еще более загадочны источники радиоизлучения переменной мощности с периодами порядка секунды, названные пульсарами. С помощью радиоастрономических наблюдений изучено распределение межзвездного в Галактике и подтверждено ее спиральное строение (см. Галактика, Межзвездная среда).

  Энергия звезд, 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 еще 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 - в солнечной Благодаря разработке специальной методики и аппаратуры стало возможным наблюдать солнечную корону вне затмений - в ясный день, а Зеемана явление дало возможность изучать поля на Солнце, определяющие ряд явлений как на Солнце, так и на Земле.

  Получено много новых сведений о движениях звезд 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 звезд по характеру их спектра позволили фотометрическим путем определять расстояния до значительно более удаленных звезд. Наконец, пульсирующие переменные звезды - цефеиды, период изменения блеска которых тесно связан со светимостью, также явились объектами, позволяющими определять расстояния до удаленных звездных скоплений, галактик, где эти звезды наблюдаются. Особенно широко развилось исследование переменных звезд, в значительной мере благодаря работам русских и советских ученых. Международный центр, систематизирующий эти исследования, теперь находится в Москве.

  Большой интерес представляет явление, теоретически предвиденное советским ученым А А Фридманом в 1922 и исследованное американским астрономом Э. Хабблом в 1929, которое состоит в том, что линии спектра далеких 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 ее 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 звездной системы и эволюции звезд имеет зависимость светимости звезд от спектрального класса, выражающаяся Герцшпрунга - Ресселла диаграммой и позволяющая составить более полные представления о путях развития звезд. Успехи современной физики помогли найти и изучить источники звездной энергии и разработать теорию эволюции звезд 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 еще в 1755 И. Кантом космогоническая гипотеза ясно отражала эту мысль. Постепенно формировалось сознание того, что мир произошел не в результате единовременного акта творения, а что образование звезд, планетных систем и других небесных объектов есть постоянный процесс, совершающийся и в настоящее время. Подтверждением этого явились закономерности звездных ассоциаций, изучение которых начато В. А Амбарцумяном в 1946. Эти объекты состоят из широко рассеянных групп сравнительно молодых звезд совместного происхождения, возраст которых оценивается в несколько миллионов лет, тогда как возраст Солнца исчисляется миллиардами лет.

  Начато изучение еще одного важного космогонического фактора, играющего большую роль в процессах, совершающихся в межзвездной среде. Это - межзвездные магнитные поля. В то время как раньше космогонические теории строились с учетом лишь инерциальных сил и сил всемирного тяготения, теперь принимаются во внимание также и другие воздействия - световое давление и 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 Херстмонсо, 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 обсерватория АН 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 ученых разных стран путем организации международных астрономических обществ и издания соответствующих журналов. В 1821 в 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 было образовано Астрономическое общество (Astronomische Gesellschaft), организовавшее составление на 13 обсерваториях разных стран большого каталога с точными координатами звезд 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 путем, 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., А, 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., А 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, ., 1916; (Shapley Н., Howarth .), A source book in astronomy, . .-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 . Shapley, Camb. (Mass.), 1960.

  А А Михайлов.


Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска


Новости 28.03.2024 19:28:50