АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА – науки, изучающие движение и природу Солнца, Луны, планет, звезд, галактик и других небесных тел. Астрономия всесторонне изучает небесные объекты, включая их положение, движение и общие характеристики. Астрофизика, в значении, которое придавали этому термину при его появлении в начале 20 в., исследует природу и эволюцию космических тел на основе современной атомной физики. Связанная с ними космология изучает Вселенную как целое и исследует ее крупномасштабную структуру.

Астрономия – одна из старейших наук. Есть доказательства, что еще доисторические люди знали об основных явлениях, связанных с восходами и заходами Солнца, Луны и некоторых звезд. Среди древнейших письменных источников встречаются описания астрономических явлений, а также примитивные расчетные схемы для предсказания сезонных моментов восхода и захода ярчайших светил и методы счета времени и ведения календаря. Теории, которые на основе развитой арифметики и геометрии объясняли и предсказывали движение Солнца, Луны и ярких планет, были созданы в странах Средиземноморья в последние века дохристианской эры и вместе с простыми, но эффективными глазомерными приборами служили практическим целям вплоть до эпохи Возрождения. Почти во всех этих теориях Земля располагалась в центре Вселенной, а вокруг нее обращались Луна, Солнце, планеты и звездная сфера. Но в 16–17 вв. в просвещенных странах Европы утвердилась новая концепция, согласно которой в центре Вселенной расположено Солнце, а Земля и другие планеты движутся вокруг него. Благодаря изобретенному в те же годы телескопу астрономы узнали, что звезды – это такие же солнца, но удаленные на гигантские расстояния.

Появление в 18–19 вв. крупных телескопов и выполнение систематических наблюдательных программ привели к открытию того, что Солнце входит в огромную дискообразную систему из многих миллиардов звезд. В начале 20 в. астрономы обнаружили, что эта система является одной из миллионов подобный ей галактик и что все они разлетаются друг от друга как будто бы от сильного толчка в далеком прошлом. Развитая в те же годы квантовая физика позволила астрономам начать исследование ядерных процессов как источника энергии Солнца и звезд, что привело к разгадке их жизненного цикла. Во второй половине 20 в. новые средства наблюдения – радиотелескопы и космические обсерватории – обнаружили множество необычных типов звезд и галактик, совершенно не похожих на наше Солнце и нашу Галактику. К началу третьего тысячелетия у астрономов появляется все больше уверенности, что они верно понимают основные этапы эволюции Вселенной от самых первых событий, происходивших более чем 10 млрд. лет назад. У астрономов и других ученых, изучающих планеты, утвердилось понимание основных этапов формирования и эволюции нашей планетной системы из газо-пылевой туманности, оставшейся после формирования Солнца.

Астрономия всегда была наблюдательной наукой. Даже до начала 17 в., несмотря на ограниченные возможности невооруженного глаза и простоту измерительных приборов, астрономы составили каталоги сотен звезд и проследили видимые пути Солнца, Луны и пяти известных тогда планет (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн) с точностью, достигающей одной угловой минуты, т.е. одной тридцатой доли видимого диаметра Луны. Изобретение телескопа привело к стремительному прогрессу в наблюдениях и измерениях. Астрономы все более детально изучали поверхности Солнца, Луны и планет, обнаружили сотни астероидов, изучили движение комет, занесли в каталоги тысячи новых звезд, открыли звездные скопления, слабые туманности и другие галактики.

Астрофизика, хотя она и опирается на экспериментальную физику, – в основном тоже наблюдательная наука. Астрономы могут лишь наблюдать и измерять космические объекты, свет от которых доходит до их приборов, используя затем для интерпретации теоретическую физику, химию и другие науки.

Эта статья начинается с краткого обзора астрономической Вселенной: от нашей планеты и ее окрестностей к нашей звезде – Солнцу, затем к нашей Галактике – Млечному Пути и далее к границам изученной Вселенной. Затем в исторической последовательности будет подробно рассказано о научных приборах и методах, о полученных с их помощью астрономических и астрофизических фактах, о персональной работе некоторых астрономов. Астрономические инструменты создавались в связи с текущими историческими потребностями, но, появившись, открывали новые перспективы и области исследования.

АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ВСЕЛЕННАЯ

Солнце – рядовая звезда среднего размера и среднего возраста. Это горячий газовый шар диаметром 1 390 000 км и массой в 333 000 раз больше Земли, состоящий в основном из водорода. В его центре, где давление в миллиард раз больше давления воздуха у поверхности Земли, а температура 13 000 000 К, термоядерные реакции превращают водород в гелий с выделением огромной энергии. Эта энергия постепенно достигает более холодной (5800 К) солнечной поверхности и покидает ее в виде излучения и сверхзвуковых потоков заряженных и нейтральных частиц, называемых солнечным ветром. В недрах звезд и при их взрывах также синтезируются более тяжелые химические элементы. НУКЛЕОСИНТЕЗ; СОЛНЦЕ.

После того, как 4,5 млрд. лет назад в результате гравитационного коллапса родительской туманности сформировалось Солнце, из других достаточно массивных уплотнений солнечного вещества образовались большие планеты Солнечной системы. Вблизи некоторых из формирующихся планет подобные же процессы привели к возникновению спутников – лун. У близких к Солнцу планет сформировались массивные металлические ядра, покрытые каменистой оболочкой. Земля, Марс и, возможно, Венера имели океаны, но только у Земли он сохранился. Большинство из планет теплой внутренней части Солнечной системы сохранило свои атмосферы. Во внешней холодной области Солнечной системы образовались гигантские газовые планеты, окруженные множеством спутников с металлическими и каменными ядрами, покрытыми ледяной оболочкой. Все внешние планеты имеют системы колец, состоящих из движущихся по орбитам частиц пыли и льда, но только у Сатурна эти кольца так велики, что их можно увидеть даже в небольшой телескоп. Все планеты обращаются вокруг Солнца, а большинство их спутников – вокруг своих планет в одном и том же направлении и в плоскостях, лишь на несколько градусов отстоящих от плоскости орбиты Земли – эклиптики. См. также СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.

Между орбитами Марса и Юпитера расположен пояс астероидов – область, населенная металлическими и каменными фрагментами – вероятными остатками одной или нескольких протопланет, разрушенных соударениями и приливными силами. На периферии Солнечной системы по орбитам вокруг Солнца движутся миллионы комет – холодных каменно-ледяных глыб. Их удается обнаружить в тех случаях, когда орбита кометы заходит во внутренюю часть Солнечной системы. Хотя межпланетное пространство практически пусто, в нем рассеяны атомы, молекулы и частицы пыли. Поток солнечного ветра выносит магнитное поле Солнца на периферию планетной системы. См. также АСТЕРОИД; КОМЕТА.

Солнце – лишь одна из миллиардов звезд, составляющих огромную сплюснутую галактику – Млечный Путь. В то время как до ближайшей к нам звезды Проксимы Кентавра свет идет 4,3 года, ближайший сосед Млечного Пути – галактика в Андромеде – удалена на 2,2 млн. св. лет. Галактики имеют различные формы и размеры, но все они представляют собой гравитационно связанные системы из звезд и разреженного межзвездного газа и пыли. У спиральных галактик, подобных нашей, звезды образуют медленно вращающийся сплюснутый диск диаметром около 100 000 св. лет. Центральное сферическое уплотнение (балдж) у них состоит из старых звезд, тогда как более молодые сосредоточены на периферии в спиральных рукавах. Солнце находится в одном из спиральных рукавов Млечного Пути на расстоянии ок. 28 000 св. лет от центра Галактики и совершает один оборот вокруг него примерно за 200 млн лет. Все видимые невооруженным глазом звезды принадлежат тому же или ближайшим спиральным рукавам. Излучение более далеких или слабых звезд, неразличимых глазом по отдельности, можно заметить на небе в виде рассеянного света, усиливающегося к размытой полосе Млечного Пути. Балдж и диск нашей Галактики окружены протяженным гало, в котором помимо отдельных старых звезд движутся шаровые скопления из сотен тысяч звезд каждое. Наша Галактика – член гравитационно связанной системы, получившей название «Местная группа» и включающей также галактику в Андромеде, две небольшие галактики неправильной формы, называемые Магеллановыми Облаками, и еще несколько звездных систем. См. также ГАЛАКТИКИ; МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ.

Солнце – это типичная звезда, каких множество в каждой галактике. Девяносто процентов всех звезд имеют массы от 0,1 до 50 масс Солнца; масса – важнейшая характеристика звезды. Другие важные ее параметры – это температура, светимость и возраст. Звезда, подобная Солнцу, формируется в результате гравитационного сжатия родительского облака, которое длится несколько миллионов лет, пока в его центре не начнутся ядерные реакции. После этого звезда остается довольно стабильной в течение примерно 10 млрд. лет. Лишь после того как большая часть водорода в ее ядре переработается в гелий, внешние слои звезды расширяются и остывают, и звезда становится красным гигантом. В ядре может начаться термоядерное «горение» гелия и других элементов, но в итоге оно сожмется и станет белым карликом (у маломассивных звезд) или нейтронной звездой (у звезд средней массы), чем и закончится жизнь звезды. Массивные звезды в конце своей эволюции становятся неустойчивыми, начинают пульсировать и выбрасывать вещество; некоторые из них целиком взрываются как сверхновые. Ядра массивных звезд коллапсируют полностью и становятся черными дырами. См. также ЧЕРНАЯ ДЫРА; ЗВЕЗДЫ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; НОВАЯ ЗВЕЗДА; СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА; ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ.

Звезды различного вида и на разных стадиях эволюции встречаются по всей галактике, но некоторые их типы сосредоточены в определенных местах. Те области галактик, где сконцентрированы газ и пыль (т.е. спиральные рукава), преимущественно содержат скопления молодых звезд. Это понятно: именно из газа формируются скопления и ассоциации молодых звезд, часто объединенных в двойные и тройные системы. Даже в нашей Солнечной системе, будь Юпитер раз в десять массивнее, он бы тоже стал звездой – компаньоном Солнца.

Похожие на Млечный Путь спиральные галактики весьма распространены, но встречаются и эллиптические галактики, почти лишенные газа и пыли. Некоторые галактики имеют неправильную, асимметричную форму. Астрономы еще не пришли к согласию относительно того, распались ли некогда на звезды газовые облака галактического размера или сначала из заполнявшего Вселенную газа сформировались звезды, а затем уже под действием гравитации они объединились в галактики. Существует немало теорий превращения галактик одного типа в другие, и у астрономов есть наблюдательные свидетельства того, как галактики сталкиваются и меняют форму. Повсеместно галактики объединены в системы, подобные Местной группе; обзоры неба выявляют крупномасштабное распределение галактик, их концентрацию в гигантских сверхскоплениях и линейных структурах, разделенных пустым пространством.

Астрономы и космологи считают, что Вселенная образовалась от 10 до 20 млрд. лет назад в процессе грандиозного явления, названного Большим взрывом. После сравнительно короткого периода, когда излучение остыло, а вещество успокоилось, Вселенная перешла в фазу медленного расширения, которая продолжается и поныне. Реликтом тех бурных событий считают слабое фоновое излучение, приходящее равномерно со всего неба. См. также НУКЛЕОСИНТЕЗ.

Поскольку скорость света конечна, далекие галактики мы видим и удаленными во времени. Используя крупнейшие наземные и космические телескопы, астрономы заглядывают в прошлое Вселенной почти на 10 млрд. лет. Используя эти наблюдения и вычисляя скорость расширения Вселенной, ученые пытаются уточнить ее возраст. Они хотели бы также узнать, будет ли Вселенная расширяться всегда, до тех пор, когда погаснут последние звезды, а новые не смогут образоваться из разреженного вещества. Если плотность Вселенной достаточно велика, то ее расширение постепенно замедлится, остановится и сменится сжатием. В конце концов все вещество Вселенной сколлапсирует, произойдет «Большая свалка», после чего может случиться новый Большой взрыв и начнется расширение новой вселенной. Сделанные до сих пор оценки плотности Вселенной не дали окончательного ответа на вопрос о ее будущем. Две проблемы – возраст и будущее Вселенной – главное, над чем работали космологи 1990-х годов, понимая, что лишь новые наблюдения дадут окончательный ответ. См. также КОСМОЛОГИЯ В АСТРОНОМИИ.

АРХЕОАСТРОНОМИЯ

Археологи нашли многочисленные свидетельства того, что в доисторические времена люди проявляли большой интерес к небу. Наиболее впечатляют мегалитические сооружения, построенные в Европе и на других континентах несколько тысяч лет назад. Состоящие из массивных каменных глыб размером до 20 м и весом до 100 т каждая, эти постройки являются крупнейшим строительным и организационным достижением людей бронзового века. Наиболее известен Стонхендж на равнине Солсбери в Южной Англии. Круговой ров 91 м в диаметре обрамляет два концентрических круга из вертикально стоящих камней с еще двумя концентрическими постройками внутри. В центре – алтарный камень. В основном это сооружение было создано между 2000 и 1500 до н.э. Археологический анализ показал, что это место использовалось и достраивалось не менее 1500 лет. В 18 в. ученые обнаружили, что наиболее заметные камни Стонхенджа указывают направление на точку восхода Солнца в день летнего солнцестояния. Астроном Дж.Хокинс установил в 1963, что Стонхендж использовали как гигантский прибор для предсказания времени и места на небе определенных астрономических событий, в основном восходов и заходов Солнца, Луны и некоторых звезд. См. также СТОНХЕНДЖ.

ВАВИЛОНСКАЯ, ШУМЕРСКАЯ И ЕГИПЕТСКАЯ АСТРОНОМИЯ

Доисторические люди, несомненно, использовали элементы практической астрономии для расчета сезонов и моментов различных астрономических событий. Антропологи зафиксировали множество таких обычаев и приемов даже у народов, не имевших письменности. Благодаря изобретению письменности сохранилось множество документальных свидетельств развития астрономии у великих речных цивилизаций, особенно Междуречья и Египта. Такой уровень развития астрономии достигнут, безусловно, благодаря сложной культуре этих цивилизаций.

На клинописных табличках, сделанных около 1800 до н.э., сохранились записи моментов восхода Луны и ее первого появления в новолуние. Как и многие другие народы, вавилоняне вели лунный календарь и начинали отсчет дней месяца с первого появления лунного серпа в лучах вечерней зари. Его легко было заметить в ясную погоду, но предсказать наперед, в какой именно вечер появится молодая Луна, было непростой задачей. Этот прогноз зависит не только от таких очевидных факторов, как продолжительность месяца, но и от весьма сложного сезонного изменения угла между эклиптикой и западной частью горизонта. Одним из достижений шумерской, а затем вавилонской астрономии была разработка арифметического алгоритма для предсказания этого важнейшего явления.

Венера – заметный объект, часто наблюдаемый в сумерки на западе. Поэтому не удивительно, что вечерний заход и утренний восход Венеры также отмечались, а затем вычислялись и предсказывались. В самых ранних из сохранившихся табличек записаны также восходы, заходы и кульминации некоторых ярких звезд. Вавилоняне уделяли особое внимание звездам Зодиака – полосы, проходящей вдоль видимого пути Солнца (эклиптики), в пределах которой перемещаются планеты. Они разделили Зодиак на 12 равных частей, назвав каждую из них именем ближайшего созвездия, и стали использовать угловые единицы, делившие небо на 360 частей (в основе системы счисления вавилонян лежало число 60). См. также СОЗВЕЗДИЕ; ЗОДИАК.

Вавилонская астрономия достигла высокого уровня. Была полностью решена проблема вычисления месяца и года, весьма осложненная тем обстоятельством, что периоды орбитального движения Луны и Земли не кратны друг другу, и поэтому лунный и солнечный календари не удается согласовать надолго. См. также КАЛЕНДАРЬ.

Другими достижениями вавилонских математиков были предвычисления сезонного изменения продолжительности дня, положения и фаз Луны, положения ярких планет и даже наступления лунных затмений. Вавилонские вычисления основывались не на какой-либо теории истинного положения небесных тел, а лишь на регулярности их видимых перемещений. Таким образом, вавилонские теории были полностью арифметическими: находились повторяющиеся последовательности в записях чисел и делались попытки продолжить их в будущее. Эти теории примитивнее развитых позже греками геометрических теорий, хотя и не уступают им в точности.

Египетская цивилизация существовала одновременно с вавилонской и достигла многого в области культуры, но к астрономии это не относилось. Вначале египтяне использовали лунный календарь, но вскоре отказались от него в пользу более простого, разделив год на 365 дней (12 месяцев по 30 дней плюс 5 праздничных дней в конце) и позволив солнечному календарю (т.е. сезонам года) расходиться с лунным календарем на четверть суток в год. Египтяне отмечали моменты восхода и захода ярких звезд, используя их для счета времени. Они также были отменными топографами: их пирамиды и прочие монументы изумительно точно (до нескольких угловых минут) ориентированы по сторонам света. Некоторые вентиляционные коридоры в пирамидах, вероятно, были ориентированы в точки верхней кульминации определенных звезд и могли служить визирными трубами.

ЭЛЛИНИСТИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ

Расцвет греческой (эллинистической) цивилизации в пору угасания вавилонской и египетской отмечен крупными изменениями в практической и теоретической астрономии. Греки переняли многие знания и учения предшествовавших цивилизаций, но изменили и систематизировали их в соответствии с новым взглядом на мир. Основанная на философии и космологии Платона и Аристотеля, имеющая теоретической базой геометрию греческих математиков, объединившая множество новых, зачастую более точных данных, астрономия Древней Греции стала развитой наблюдательной и теоретической дисциплиной и приобрела тот вид, который сохранился вплоть до эпохи Возрождения.

Создавались также каталоги туманностей и других объектов. Ш.Мессье (1730–1817) составил свой знаменитый каталог (опубликованный в 1774 и позже дополненный до 103 объектов) для того, чтобы астрономы при поиске комет не путали их с туманностями. Теперь ярчайшие туманности известны по их номерам в каталоге Мессье: например, М 42 – большая туманность в Мече Ориона, М 31 – туманность Андромеды, оказавшаяся галактикой. В 1864 Дж.Гершель (1792–1871) опубликовал Общий каталог туманностей (General Catalogue of Nebulae). В 1888 Й.Дрейер (1852–1926) опубликовал Новый общий каталог туманностей и звездных скоплений (New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters), содержащий 7840 объектов, к которым через 7 лет он добавил в приложениях еще 1529 объектов. Многие из этих объектов до сих пор обозначают их номерами по NGC. См. также ГАЛАКТИКИ; ГЕРШЕЛЬ, ДЖОН ФРЕДЕРИК ВИЛЬЯМ.

Определение годичного параллакса. В начале 19 в. на смену стенному квадранту, служившему для измерения положений звезд, пришел новый пассажный инструмент, и к середине столетия он распространился повсеместно. Это телескоп-рефрактор, поворачивающийся в плоскости меридиана на очень точной монтировке с полным градуированным кругом и микроскопами для считывания с него склонений; прямое восхождение определялось путем точной регистрации момента времени пересечения звездой сетки нитей. Бессель мастерски владел этим инструментом. Он открыл небольшие смещения у Сириуса и Проциона, не связанные с движением Земли вокруг Солнца, но тоже периодические. Позже у этих звезд были обнаружены слабые компаньоны, вызывающие их «покачивания».

В конце 1830-х годов Бессель, Т.Хендерсон (1798–1844) и В.Я.Струве (1793–1864) независимо обнаружили вызванный движением Земли вокруг Солнца годичный параллакс звезд 61 Лебедя, a Кентавра и a Лиры (Вега), определив тем самым расстояние до них. Ожидавшееся с античности открытие параллаксов дало возможность определять пространственное положение звезд и место Солнца среди них.

Обследование Солнечной системы. Рост числа профессиональных и самодеятельных наблюдателей и возрастание мощности телескопов сделало наблюдение планет весьма популярным в 19 в.

Внутренние планеты. Маленький Меркурий трудно исследовать, но И.Шрётер (1745–1816) опубликовал несколько зарисовок слабо различимых деталей на нем, по которым он вывел ложный период вращения в 24 ч; Шрётер нашел, что поверхность Меркурия неровная. Венеру наблюдать значительно легче, чем Меркурий, но и для нее было сделано несколько ошибочных заключений. Некоторые наблюдатели также вывели ее период вращения в 24 ч и утверждали, что они видели торчащие над облаками горы.

Достаточно четкие детали поверхности Марса позволили Гюйгенсу в 1659 вывести период вращения в 24 ч, а Дж.Кассини (1625–1712) в 1666 обнаружить белые полярные шапки. Крупные телескопы 19 в. сделали Марс популярным объектом. Многие искусные наблюдатели составляли подробные карты его поверхности. Во время близкого противостояния 1877 года Дж.Скиапарелли (1835–1910) различил сеть пересекающихся линий, назвав их «каналами», что вызвало в начале 20 в. споры об их природе. В том же 1877 А.Холл (1829–1907) открыл два спутника Марса. Их орбитальное движение позволило определить массу Марса гораздо точнее, чем это удавалось по его слабому возмущающему влиянию на движение Юпитера. См. также ХОЛЛ, АСАФ.

Внешние планеты. Юпитер был главным объектом визуальных наблюдений в 19 в.; многие вели систематические зарисовки деталей его диска. Большое Красное Пятно (впервые замеченное Р.Гуком в 1664), полосы и зоны, а также некоторые временные образования постоянно находились под наблюдением ученых. Астрономы наблюдали и диск Сатурна, но его детали не столь выразительны.

В 1855 Кембриджский университет учредил премию им. Адамса за выяснение того, являются ли кольца Сатурна твердыми, жидкими или состоящими из отдельных частиц. Единственный соискатель – Дж.Максвелл (1831–1879), позже прославившийся исследованиями по электромагнетизму, – доказал, что по законам механики Ньютона было бы неустойчивым любое образование, кроме роя частиц, независимо летящих по орбитам. В конце столетия Дж.Килер (1857–1900) доказал по доплеровскому смещению линий в спектре кольца, что его внутренний край движется быстрее наружного. См. также МАКСВЕЛЛ, ДЖЕЙМС КЛЕРК.

К 1840 рассогласования в движении Урана стали серьезной проблемой: не удавалось вычислить для него такую орбиту, которая удовлетворяла бы всем наблюдениям планеты, включая и те, что были сделаны еще до открытия Гершеля. Предположив наличие за Ураном планеты, которая могла бы возмущать его движение, два математика – англичанин Дж.Адамс (1819–1892) и француз У.Леверье (1811–1877) – независимо вычислили ее возможное положение и массу. 23 сентября 1846 этот объект по информации У.Леверье был обнаружен и правильно истолкован в Берлинской обсерватории И.Галле (1812–1910) и А. д'Арре (1822–1875). Через несколько недель У.Ласселл (1799–1880) открыл крупнейший спутник Нептуна – Тритон. См. также АДАМС, ДЖОН КАУЧ.

Луна. Еще в 1824 Ф.Груйтзен из Мюнхена, вероятно, последним из профессиональных астрономов предполагавший разумную жизнь на Луне, описал на ее поверхности дороги, города, укрепления и даже звериные тропы. Однако, наблюдая в 1834 заход звезд за лимб Луны, Бессель не обнаружил у нее атмосферы. К концу 19 в. были отброшены последние надежды обнаружить на Луне жизнь.

Тем не менее, составление карт лунной поверхности стало очень популярным. Среди наблюдателей выделялись работавшие совместно В.Бер (1797–1850) и И.фон Мёдлер (1794–1874). Проделав микрометрические измерения сотен деталей в качества реперных точек и измерив тени более тысячи гор для определения их высот, они составили в 1836–1837 изумительную карту Луны диаметром 97,5 см, сопроводив ее таблицами и подробным описанием. См. также МЁДЛЕР, ИОГАНН ГЕНРИХ.

В 1890-х годах Г.Гилберт (1843–1918), глава Геологической службы США, заинтересовался природой лунных кратеров. Его телескопические исследования лунной поверхности подтвердили метеоритную природу этих кратеров.

Астероиды. Когда в 1781 планету Уран открыли почти точно на расстоянии, предсказанном законом Боде (установленным незадолго до этого эмпирическим правилом для определения расстояний известных к тому времени планет от Солнца), Ф.фон Цах (1754–1832), директор обсерватории в Готе, начал поиски неизвестной планеты, которую закон Боде размещал на расстоянии 2,8 астрономической единицы (между Марсом и Юпитером). Тщетно пытаясь обнаружить «неуловимую» планету в 1780-х и 1790-х годах, Ф.фон Цах организовал в 1800-х годах для ее планомерного поиска две дюжины астрономов, каждый из которых на своем участке Зодиака должен был отмечать положения слабых объектов.

Необычный объект, не похожий на комету, был обнаружен 1 января 1801 в Тельце астрономом из Палермо (о.Сицилия) Д.Пиацци (1746–1826), работавшим по собственной долговременной программе над звездным каталогом. Пиацци наблюдал за движением небесного тела до 11 февраля, когда тот скрылся в лучах Солнца. Поскольку его наблюдения покрыли малую геоцентрическую дугу (3°), несколько астрономов вывели по ним разные орбиты и предсказали для нового объекта различные положения. Этой проблемой заинтересовался математик К.Гаусс (1777–1855) и разработал новый метод расчета орбиты, который позволил Г.Ольберсу (1758–1840) перехватить 1 января 1802 вблизи предвычисленного положения Цереру, как Пиацци впоследствии назвал свой объект. См. также ГАУСС, КАРЛ ФРИДРИХ.

За шесть лет наблюдений было открыто еще три похожих объекта: Паллада (28 марта 1802) и Веста (29 марта 1807) Г.Ольберсом и Юнона (1804) К.Хардингом (1765–1834). Схожесть их орбитальных элементов и ошибочное мнение, что их орбиты пересекаются, позволили Ольберсу предположить, что эти астероиды (как назвал их Гершель) являются осколками разрушенной планеты. Некоторые считали, что астероиды сформировались раздельно, но эта гипотеза выглядела не столь привлекательно, как та, что предполагала одну, хотя и недолго жившую планету в промежутке между Марсом и Юпитером.

Все надежды заполнить этот промежуток неким эквивалентом крупной планеты рухнули после нескольких десятилетий безрезультатных поисков. Лишь после того, как Берлинская академия в 1840-х годах организовала программу наблюдения конкретных участков Зодиака в различных обсерваториях, количество астероидов стало быстро возрастать (более 100 к 1870). Применение фотографии уменьшило роль карт и помогло находить даже слабые астероиды. М.Вольф (1863–1932) ввел в 1891 метод их фотографического поиска и сам открыл 231 астероид. К 1900 их было открыто более 450, к 1950 более 1500, а к 1980 более 3000. См. также ВОЛЬФ, МАКСИМИЛИАН ФРАНЦ ЙОЗЕФ КОРНЕЛИУС.

Вначале наблюдатели определяли только относительный блеск и орбитальные элементы астероидов, а об их размерах и свойствах строили догадки. Некоторым казалось, что Церера и Паллада окружены туманностями, возможно, представляющими их собственные атмосферы или газы, стянутые с пролетавших мимо комет. Более века астероиды, или, как теперь их чаще называют, малые планеты изучали лишь методами небесной механики и фотометрии; иногда удавалось измерить их оптические диаметры.

Кометы и метеориты. Астрономы 18 в. оставили много наблюдений и вычислений кометных орбит, к которым в 19 в. добавилось множество орбит астероидов. Фотография и спектроскопия существенно преобразили науку о кометах. Снимки с длительными экспозициями выявили новые детали в структуре кометных голов и хвостов. Полярископ показал, что солнечный свет рассеивается в хвостах комет, по-видимому, мелкими частицами пыли. Спектроскоп обнаружил яркие полосы, характерные для возбужденных молекул газа, хотя для идентификации этих молекул уже в 20 в. понадобилась большая работа лабораторных спектроскопистов и теоретический аппарат квантовой физики. Но все же углерод и натрий уже тогда удалось опознать.

Метеориты, представляющие промежуточное звено между кометами и астероидами, падали на поверхность Земли с момента ее рождения, но их не считали астрономическими объектами вплоть до 19 в., когда несколько мощных метеорных дождей вынудили ученых признать это. Анализ наблюдаемых траекторий некоторых метеоров из ежегодных потоков указал на их возможную связь с орбитами периодических комет. К концу 1860-х годов метеорный поток Леониды удалось связать с кометой Темпля – Тутля, а Персеиды – с кометой Свифта – Тутля. Рой осколков и пылинок в поясе астероидов выглядит подходящим поставщиком метеороидов, но механизм их переноса к Земле не был понятен астрономам вплоть до 20 в. См. также МЕТЕОР; МЕТЕОРИТ.

Солнце. Солнце представляет огромный интерес как для наблюдателей, так и для теоретиков. Довольно долго его считали твердым телом, окруженным сияющей атмосферой и, возможно, даже пригодным для жизни. В 19 в. от этих взглядов пришлось отказаться, и астрономы попытались понять, откуда берется такое гигантское количество энергии. Много сторонников нашла гипотеза Р.Майера (1814–1878) о том, что температуру Солнца поддерживает постоянное падение на него метеоритов, но У.Томсон (1824–1907) (позже получивший титул лорда Кельвина) показал, что отсутствуют очевидные небесномеханические следствия этой гипотезы. Поэтому он предположил, что энергия Солнца выделяется в результате гравитационного сжатия, продолжающегося с эпохи его конденсации из туманности. Некоторые в качестве источника солнечной энергии предлагали химические реакции, но вычисления показали, что если бы Солнце целиком состояло из такого топлива, как уголь, то энергии его горения хватило бы не более чем на 3000 лет. Решение этой проблемы нашли уже в 20 в. Эйнштейн и Бор. См. также ТОМСОН, УИЛЬЯМ.

В середине века несколько ученых проанализировали многолетние наблюдения солнечных пятен и обнаружили цикл с периодом ок. 11 лет. К тому же они заметили его схожесть с циклами полярных сияний и магнитного поля Земли. Возникло подозрение, что пятнообразовательная и магнитная активность Солнца влияет на магнитную активность Земли и даже на погоду, но целый век эта идея оставалась неподтвержденной. В конце 19 в. была установлена четкая статистическая связь магнитной и авроральной активности Земли с 11-летним циклом солнечных пятен и 27-дневным периодом вращения Солнца. Систематические ежедневные измерения и результаты многочисленных экспедиций для наблюдения солнечных затмений дали астрономам богатую информацию об основных явлениях на Солнце (пятнах и протуберанцах) и его оптических слоях (фотосфере и хромосфере). См. также СОЛНЦЕ.

Развитие спектроскопии и фотографии. Две технические новинки 19 в. переориентировали астрономию с позиционных и небесномеханических исследований на изучение состояния космических тел. Спектроскопия – анализ света небесных объектов – предоставила возможность определять химический состав и физическое состояние далеких тел. Фотография позволила многие минуты и даже часы накапливать свет от неярких источников (тогда как глаз аккумулирует свет лишь долю секунды) и надежно регистрировать наблюдения. Все это сделало видимыми слабые и диффузные объекты и дало возможность регистрировать, а затем детально анализировать их спектры. См. также ОБСЕРВАТОРИЯ; СПЕКТРОСКОПИЯ.

В 1814 Й.Фраунгофер (1787–1826) заметил множество тонких темных линий в спектрах Солнца и ярких звезд (несколько линий наблюдал Уильям Волластон еще в 1802) и установил, что некоторые из них знакомы ему по спектрам лабораторных горелок. (Анализ попущенного через призму света нагретого в пламени вещества стал позже обычным лабораторным методом.) Р.Бунзен (1811–1899) и Г.Кирхгоф (1824–1887), работая вместе, обнаружили в 1860, что различные металлы имеют характерные наборы таких линий. Затем Кирхгоф установил, что если в нагретом состоянии вещество излучает определенные линии, то в спектре света, пропущенного через его охлажденные пары, на этих же местах образуются темные линии поглощения. Поэтому каждое вещество оставляет свои следы не только в излучении горячего космического тела, но и в свете, прошедшем сквозь холодный объект, скажем, межзвездное облако. Сначала астрономы использовали спектроскоп для визуального изучения спектров. Но настоящая эра спектроскопии началась после ее объединения с фотографией, когда при помощи спектрографа стали получать спектрограммы. См. также СПЕКТРОСКОПИЯ; БУНЗЕН, РОБЕРТ ВИЛЬГЕЛЬМ ЭБЕРХАРД; ФРАУНГОФЕР, ЙОЗЕФ; КИРХГОФ ГУСТАВ РОБЕРТ.

В 1843 Э.Беккерель (1820–1891) зафиксировал солнечный спектр (даже в ультрафиолетовой области) на пластинку дагеротипа. Во время полного затмения 1868 Ж.Жансен (1824–1907) обнаружил водород в солнечных протуберанцах и предложил использовать спектрограф для фотографирования Солнца в определенной линии излучения, например, водорода. Н.Локьер (1836–1920), пройдя тем же наблюдательным и идейным путем, в том же году наблюдал яркие линии протуберанцев в отсутствие затмения. Он также открыл в солнечном спектре новый элемент – гелий, который был обнаружен в атмосфере Земли только в 1895. Постепенно, по мере накопления спектров ярких звезд, началось сопоставление состава Солнца и звезд. См. также ЖАНСЕН, ПЬЕР ЖЮЛЬ СЕЗАР; ЛОКЬЕР, ДЖОЗЕФ НОРМАН.

У.Хёггинс (1824–1910), занимаясь спектрами звезд, изучил в 1864 спектры некоторых туманностей. Обнаружив две неизвестные линии излучения в зеленой области их спектров, он объявил об открытии нового элемента – небулия (от лат. nebula, туман). Позже было доказано, что эти линии излучают ионизованные кислород и азот, но газовая природа туманностей еще до этого стала фактом. В 1868, используя доплеровское смещение линий в спектре, Хёггинс впервые измерил лучевую скорость звезды – Сириуса, который со скоростью 47,3 км/с удаляется от Солнца.

Астрономия подошла к 20 в., обогащенная как новыми объектами, так и методами их исследования. Лидирующая роль астрометрии и небесной механики уменьшилась, но осталась заметной. Стремительно развивалась астрофизика. Астрономы выясняли состав Солнечной системы, ее строение и характеристики больших и малых тел. Они познакомились со многими явлениями на Солнце, хотя и не понимали пока механизмов выделения его гигантской энергии. Они измерили расстояния до ближайших звезд и в общем представляли распределение звезд в нашей Галактике. Ученые выяснили, что некоторые туманности газовые, другие состоят из мириад звезд, а третьи содержат и то, и другое. У них уже появились мощные, хотя и недостаточно совершенные новые приборы для изучения физического состояния, распределения и движения различных объектов во Вселенной.

ДВАДЦАТЫЙ ВЕК

Астрономию 20 в. можно разделить на два периода – до и после Второй мировой войны. В первый период появление мощных телескопов и других приборов дало астрономам возможность наблюдать слабые и далекие объекты, а новые научные теории, в особенности теория относительности и квантовая механика, позволили интерпретировать эти наблюдения. Удалось понять механизмы выделения энергии у Солнца и звезд, а также их эволюционный путь от рождения до смерти. Еще более грандиозными были открытия в космологии: удалось многое узнать о мире, в котором протекает жизнь звезд и миллиардов звездных систем, подобных нашей Галактике, о рождении и возможных вариантах эволюции этого мира. Новые факты потребовали изменить не только смысл слова «Вселенная», которое прежде использовали лишь для обозначения нашей Галактики, но и масштабы времени в астрономии с миллионов на миллиарды лет. См. также ОТНОСИТЕЛЬНОСТЬ; КВАНТОВАЯ МЕХАНИКА.

Ультрафиолетовая астрономия. По другую сторону видимого диапазона простирается УФ-диапазон, в котором большую часть своего излучения испускают объекты с температурой от 10 000 до 1 000 000 К, – звезды горячее Солнца и разные экзотические звездные объекты. В этом диапазоне излучают и многие химические элементы и соединения, распространенные во Вселенной. Озон в земной атмосфере поглощает большую часть этого излучения. Наблюдать небесные объекты в этом диапазоне астрономы начали лишь после Второй мировой войны, когда стало возможным поднимать приборы на исследовательских ракетах.

В октябре 1946 Р.Таузи с коллегами из научно-исследовательской лаборатории ВМС США с помощью трофейной ракеты «Фау-2» подняли спектрограф и впервые получили УФ-спектр Солнца. Эти и последовавшие за ними более детальные наблюдения позволили изучить состав, температуру и динамику различных слоев Солнца и верхних слоев земной атмосферы, в особенности электрические и магнитные процессы в ней, стимулированные влиянием Солнца. В 1957 группа ученых из этой лаборатории провела первые УФ-наблюдения звезд. Развитие спутниковой УФ-астрономии привело к различным открытиям в эволюции горячих звезд, в изучении состава межзвездной среды и в исследовании атмосфер планет и комет.

Технические проблемы спутниковой УФ-астрономии удалось преодолеть лишь в конце 1960-х годов, когда несколько орбитальных астрономических обсерваторий ОАО обследовали из космоса все небо. Затем длительные и очень продуктивные наблюдения вел спутник IUE (запущен 26 января 1978, работал до 30 сентября 1996). Сейчас на орбите функционирует Космический телескоп им. Хаббла диаметром 2,4 м, запущенный 25 апреля 1990 с помощью многоразового космического корабля «Дискавери» и наблюдающий в широком диапазоне спектра от инфракрасного до крайнего ультрафиолетового.

Рентгеновская и гамма-астрономия. Рентгеновские и гамма-лучи были открыты в конце 19 в. как два вида проникающей радиации, излучаемой радиоактивными веществами. Поток космического гамма-излучения был зафиксирован в 1930-х годах при подъеме на аэростатах простых электрометров, реагирующих на ионизацию окружающего воздуха, хотя теоретики тогда не представляли физических механизмов, способных создать столь энергичное излучение. Новые данные о бурных космических процессах и объектах (таких, как сверхновые звезды, квазары, нейтронные звезды и черные дыры), а также развитие ракетной и наблюдательной техники после середины 1950-х годов привели к рождению рентгеновской и гамма-астрономии.

Космические гамма-лучи, взаимодействуя с атомами верхних слоев атмосферы, рождают каскадный ливень вторичных гамма-лучей и заряженных частиц, который можно регистрировать гейгеровскими и сцинтилляционными счетчиками высоко в горах или подняв их на аэростатах и ракетах. Рожденные высокоэнергичными гамма-лучами заряженные частицы, двигаясь в атмосфере, испускают слабое оптическое черенковское излучение, для регистрации которого созданы специальные наземные телескопы.

Созданные в 1960-х годах специальные искровые камеры, сцинтилляционные счетчики и другие твердотельные детекторы поднимали на аэростатах, небольших ракетах и некоторых спутниках – как военных, созданных для обнаружения вспышек гамма-излучения от ядерных взрывов на Земле и в космосе, так и гражданских, предназначенных для астрономических наблюдений. Рентгеновская и гамма-астрономия вошла в контакт с астрофизикой и космологией, с физикой высоких энергий, ядерной физикой и военной техникой.

Американская научно-инженерная группа в 1962 неожиданно обнаружила мощный источник рентгеновского излучения (Sco X-1) в созвездии Скорпиона. Вскоре эти специалисты открыли и другие источники, включая один в Крабовидной туманности. К ним подключились и другие ученые, обнаружившие с помощью многочисленных запусков высотных ракет немало источников и сильное фоновое излучение.

Обзор НАСА с помощью малого астрономического спутника SAS-1 выявил 337 источников рентгеновского излучения, среди которых особо мощным был Лебедь X-1. Спутники НАСА SAS-2 и Европейского космического агентства Cos-B сосредоточились на гамма-астрономических исследованиях и позволили составить грубую карту неба. На ней обнаружился диффузный фон, усиливающийся к плоскости Галактики, и около 30 отдельных источников. Поскольку разрешение этой карты было ок. 1°, лишь некоторые из источников удалось отождествить с соответствующими объектами в других диапазонах, например, с Крабовидной туманностью, оптическим пульсаром в Парусах и рентгеновским источником Лебедь Х-3.

Поскольку траектории гамма-лучей, проходящих сквозь Вселенную, практически не отклоняются (как это происходит с заряженными частицами космических лучей – протонами и др.), они точно указывают на источники излучения. Космические обсерватории высоких энергий HEAO занимались в основном рентгеновской астрономией, но имели также приборы для наблюдений в мягком гамма-диапазоне, например, гамма-спектрометр. HEAO-2 («Эйнштейн») мог определять положение рентгеновских источников с точностью до 2ўў, достаточной для их однозначной идентификации. Международная гамма-обсерватория «Комптон», выведенная на многоразовом космическом корабле «Атлантис» 7 апреля 1991, получила подробные карты гамма-излучения Млечного Пути, измерила излучение квазаров, солнечных вспышек и зафиксировала множество загадочных вспыхивающих источников, известных как гамма-барстеры.

Исследования Солнечной системы. Расширение спектрального диапазона наблюдений способствовало изучению планет и других объектов Солнечной системы. ИК-спектроскопия позволила определить молекулярный состав планетных атмосфер и кое-что узнать о минеральном составе их поверхности. Последнее особенно важно для изучения семейств астероидов и формирования представлений о природе породивших их тел. УФ-спектроскопия и другие методы наблюдений оказались полезными для изучения верхних слоев планетных атмосфер и гигантских водородных корон, окружающих кометы.

Представления докосмической эпохи. До начала 1960-х годов астрономы представляли внутренние планеты Солнечной системы как каменистые тела с атмосферой. О Меркурии было известно мало. Было установлено, что плотная атмосфера Венеры в основном состоит из углекислого газа. Радионаблюдения указывали на очень высокую температуру, но неясно было, относится ли она к поверхности планеты или к верхним слоям ее атмосферы. Предполагалось, что у поверхности Венеры температура умеренная и, возможно, даже существует океан воды. Марс не давал астрономам покоя своими сезонными изменениями полярных шапок, облаками и трудноуловимыми деталями поверхности. После жарких дебатов в начале 20 в. между П.Ловеллом (1855–1916) и большинством других астрономов о том, есть ли на Марсе следы жизни, он оставался загадочной планетой. См. также ЛОВЕЛЛ, ПЕРСИВАЛЬ.

Луна, наиболее исследованный после Земли объект Солнечной системы, была хорошо картографирована еще до начала 20 в. Однако природа многочисленных кратеров на ее поверхности (вулканическая активность или метеоритные удары?) долгое время оставалась темой острых дискуссий, пока большинство ученых не склонились к гипотезе об ударной природе большинства лунных кратеров. Происхождение Луны и ее связь с Землей также оставались предметом споров. Если Луна, как считали некоторые известные ученые, является первичным телом, не изменившимся с эпохи формирования Солнечной системы, то именно на ней хранится ключевая информация, практически потерянная на Земле в результате эрозии и других процессов.

В начале 20 в. уже было ясно, что внешние планеты Солнечной системы существенно отличаются от внутренних планет своими огромными размерами, малой плотностью и низкой температурой. Спектроскопическое обнаружение метана как главной составляющей их атмосфер стимулировало работу астрономов над моделями внутреннего строения гигантских газовых планет. Развитая после войны ИК-спектроскопия принесла новые данные и позволила Дж.Койперу (1905–1973) впервые обнаружить атмосферу у спутника планеты (это был Титан, спутник Сатурна). В 1955 было открыто мощное радиоизлучение Юпитера, происхождение которого осталось неясным.

Исследования с помощью космических аппаратов. Во второй половине 20 в. изучение Солнечной системы совершенно изменили космические зонды, подлетевшие ко всем планетам (кроме Плутона), к Луне и многим другим спутникам, к нескольким астероидам и кометам, а также непосредственно изучавшие Луну, Венеру, Марс и Юпитер с помощью автоматических орбитальных и посадочных аппаратов и даже экспедиций космонавтов (на Луну). См. также АСТЕРОИД; КОМЕТА; ЛУНА; ЛУНЫ ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ИСТОРИЯ; СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА; КОСМОСА ИССЛЕДОВАНИЕ И ИСПОЛЬЗОВАНИЕ; КОСМИЧЕСКИЙ ЗОНД.

Межпланетный аппарат «Маринер-2» положил конец надеждам на умеренный климат Венеры, измерив очень высокую температуру ее поверхности. Десятки космических аппаратов, включая орбитальные, посадочные и атмосферные зонды, за прошедшие 40 лет довольно подробно изучили Венеру. При температуре поверхности выше точки плавления свинца, поддерживающей кору планеты в пластичном состоянии, и с чрезвычайно плотной атмосферой из углекислого газа, в которой плавают облака из серной кислоты, Венера выглядит малопривлекательным местом. «Маринер-10», пролетев мимо Венеры, затем трижды прошел мимо Меркурия, сфотографировав более половины его поверхности, покрытой кратерами, как лунная.

Марс после каждого визита к нему космических зондов представляется по-новому. «Маринер-4» поразил ученых изображениями луноподобной поверхности Марса, густо покрытой кратерами. «Маринеры-6 и -7» обнаружили пустые русла, как будто образованные протекавшей по ним в далеком прошлом водой. «Маринер-9» передал с орбиты изображения всей планеты и открыл на ней гигантские древние вулканы. Орбитальные аппараты двух «Викингов» составили подробную карту планеты, а их посадочные аппараты изучали атмосферу и образцы в двух точках на ее поверхности. Хотя признаков жизни там не было обнаружено, Марс показал себя динамичной планетой с богатой историей. Сопоставление различных эволюционных путей Венеры, Земли и Марса стало первым серьезным достижением космической планетологии, объединившей усилия астрономов, геологов, физиков, химиков и метеорологов для разгадки природы планет.

Хотя Луна привлекала к себе внимание в основном по политическим и прочим ненаучным соображениям, ее научные исследования весьма продуктивны. В 1960-х годах Луна была осмотрена и изучена автоматическими станциями: сначала – пролетавшими вблизи или падавшими на ее поверхность, а затем – орбитальными и посадочными. Двенадцать космонавтов на шести кораблях «Аполлон» (1969–1972) побывали на поверхности Луны, доставили туда приборы и привезли назад сотни килограммов образцов породы. Возраст Луны оказался близок к земному, а сама она предстала перед учеными хотя и не совсем реликтовой, как они надеялись, он все же проделавшей совершенно самостоятельный эволюционный путь, отличный от земного. Образцы лунного грунта и другие данные позволили воссоздать историю Луны и, опираясь на это, понять многие аспекты ранней истории Солнечной системы. В частности, статистический анализ лунных кратеров был использован при изучении поверхности других планет. Экспедиции к внешним планетам требуют дальнейшего развития космической техники, сооружения мощных носителей и больших вложений для реализации грандиозных проектов, результаты которых можно ожидать лишь через многие годы.

В 1970–1980-х годах несколько зондов были посланы с разведывательной целью к Юпитеру, Сатурну, Урану и Нептуну. Даже самые прозорливые планетологи были удивлены переданными на Землю изображениям и данными. В атмосфере Юпитера темные полосы и светлые зоны между ними, а также пятна, которые астрономы напряженно изучали с Земли, «рассыпались» на многочисленные цветные, закрученные циклонами облака. Кольца Сатурна, в которых при наблюдении в телескоп было заметно лишь несколько щелей, с близкого расстояния стали похожи на грамофонную пластинку с сотнями бороздок, возможно, завитых в спираль. Системы колец Урана и Нептуна, незадолго до этого обнаруженные с Земли, оказались весьма сложными. У Юпитера также было открыто тонкое кольцо. Ледяные спутники всех больших планет, которые при наблюдении в телескоп выглядят светлыми точками или, в лучшем случае, крохотными дисками с цветными пятнышками, оказались самобытными объектами, каждый со своей сложной историей. Космические зонды обнаружили активные геологические процессы, такие, как действующие вулканы, извергающие серу, на спутнике Юпитера Ио, а также гейзеры, фонтанирующие азотом, на спутнике Нептуна Тритоне.

В 1986 армада космических зондов разных стран встретилась с кометой Галлея и передала изображения ее ядра. В начале 1990-х годов аппарат «Галилео» осмотрел два астероида во время своего 2-летнего путешествия в систему Юпитера, где он сбросил зонд в атмосферу этой планеты. Изображения нескольких астероидов были составлены по данным наземных радаров.

Комплексный подход. Исследование Солнечной системы космическими аппаратами привело к уточнению ее параметров и совершенно изменило представления о целых классах объектов. Но пока в Солнечной системе остаются области, не доступные для прямых исследований, невозможно полностью отказаться от дистанционных астрономических методов, как этого хотели бы некоторые энтузиасты. Наземные наблюдения не только позволяют планировать полеты зондов и помогают интерпретировать переданные ими данные, но и во время работы самих зондов обсерватории всего мира ведут наблюдения вместе с ними.

Доступность астрономической информации. Собранные космическими зондами данные доступны любому, кто в них нуждается; в этом залог успеха астрономических исследований. Так, продолжается традиция национальных обсерваторий, куда каждый может подать заявку и, получив одобрение, проводить наблюдения. Появление недорогих, но мощных компьютеров и возможность получать данные через Интернет позволила теоретикам работать весьма плодотворно, не ограничивая себя рамками своего учреждения или страны. Гигантские базы данных о тысячах астрономических объектов во всех спектральных диапазонах позволяют теоретикам оперировать множеством разнообразных фактов для объяснения изучаемых явлений. Современные астрономы-наблюдатели имеют и свои обширные персональные базы данных, обычно открытые для свободного доступа всех желающих.

АСТРОНОМЫ

Барнард, Эдуард Эмерсон (Barnard, Edward Emerson) (1857–1923), американский астроном, открыл звезду с наибольшим собственным движением (звезда Барнарда), обнаружил пятый спутник Юпитера, зафиксировал 16 комет. Широко известен его фотографический Атлас избранных областей Млечного Пути (Atlas of Selected Regions of Milky Way).


Боде, Иоганн Элерт (Bode, Johann Elert) (1747–1826), немецкий астроном, сформулировавший эмпирическое правило удаленности планет от Солнца, открытое ранее И.Тициусом и известное сейчас как «правило Тициуса–Боде». Дал имя планете Уран, устранив этим неловкую ситуацию, возникшую после того, как открывший эту планету В. Гершель предложил назвать ее «Звездой Георга» в честь английского короля Георга III.


Браун, Эрнест Уильям (Brown, Ernest William) (1866–1938), американский астроном, чья книга Лунные таблицы (Tables of the Moon) считается наиболее авторитетным источником по теории движения Луны. Браун обнаружил вариации в скорости вращения Земли, исследовал проблему трех тел, движение планет и астероидов, развивал теорию резонансов.


Вейцзеккер, Карл Фридрих (Weizsäcker, Carl Friedrich) (род. 1912), немецкий космогонист и физик. Предложил теорию формирования планетной системы из пылевого вещества, верно описывающую расстояния планет от Солнца. Эта теория, основанная на ранних идеях Канта и Лапласа, освободила космогонию от необходимости предполагать соударения звезд для формирования планет.


Герцшпрунг, Эйнар (Hertzsprung, Ejnar) (1873–1967), датский астроном и инженер, обнаружил связь между цветом звезд и их абсолютной светимостью. Это соотношение, независимо полученное Г.Ресселом, легло в основу диаграммы Герцшпрунга – Рессела, ставшей важным инструментом звездной астрономии. Герцшпрунг также обнаружил связь между спектрами звезд и их светимостью.


Донати, Джованни Баттиста (Donati, Giovanni Battista) (1826–1873), итальянский астроном. В 1858 открыл комету Донати – одну из самых ярких и интересных в истории астрономии. Первым исследовал спектры комет и доказал, изучая комету Темпля 1864, что кометы являются самосветящимися телами.


Кассини, Джованни Доменико (Cassini, Giovanni Domenico) (1625–1712), итальянский и французский астроном. Открыл 4 спутника Сатурна и темный промежуток между его кольцами (деление Кассини), исследовал и дал название зодиакальному свету, измерил периоды вращения Марса, Венеры и Юпитера, указал причину лунных либраций. Был первым директором Парижской обсерватории; на этом посту его последовательно сменяли сын, Жак Кассини (1677–1756), внук, Сезар Франк Кассини де Тюри (1714–1784), и правнук, Жак Доминик де Кассини (1747–1845).


Кэмпбелл, Уильям Уоллес (Campbell, William Wallace) (1862–1938), американский астроном, начал измерения лучевых скоростей звезд по их спектрам; определил движение Солнца в Галактике, а также среднюю скорость хаотического движения звезд различных спектральных классов.


Кэннон, Энни Джамп (Cannon, Annie Jump) (1863–1941), американский астроном, классифицировала спектры более 400 000 звезд, опубликовав результаты в Каталоге Генри Дрэпера. Открыла 5 новых и более 300 переменных звезд.


Лаббок, Джон Уильям (Lubbock, John William) (1803–1865), английский астроном и математик, предложивший в 1829 метод определения кометных орбит. Упростил вычисления отклонений в движении Луны и планет, введя время как независимую переменную.


Леверье, Урбен Жан Жозеф (Leverrier, Urbain Jean Joseph) (1811–1877), французский астроном и математик, в 1846 теоретически открывший планету Нептун.


Леметр, Жорж Эдуар (Lemaitre, Georges Edouard) (1894–1966), бельгийский астрофизик и космогонист, изучавший формирование Вселенной на основе теории относительности. Предложил эволюционную гипотезу, в которой рождение Вселенной уподоблялось распаду радиоактивного атома, т.е. источником всего вещества и энергии Вселенной считалось одно гигантское ядро, или «первичный атом».


Ливитт, Генриетта Суон (Leavitt, Henrietta Swan) (1868–1921), американский астроном, обнаружившая зависимость между светимостью переменных звезд-цефеид и периодом изменения их блеска, что позволило определять расстояния до звезд. Открыла также множество астероидов, 4 новые звезды и 2400 переменных звезд.


Максутов, Дмитрий Дмитриевич (1896–1964), русский астроном и оптик, изобрел менисковые системы оптических приборов (телескоп Максутова).


Моултон, Форест Рей (Moulton, Forest Ray) (1872–1952), американский астроном-теоретик. Выдвинул планетезимальную гипотезу происхождения Солнечной системы взамен небулярной гипотезы Лапласа; изучал устойчивость движения спутниковых систем, определял орбиты планет и комет, построил теорию приливов в системе Земля – Луна.


Ньюком, Саймон (Newcomb, Simon) (1835–1909), американский астроном. Совместно с А.Даунингом предложил однородную систему астрономических постоянных, ставшую с 1901 стандартной для всех эфемерид. Расчитал точные таблицы движения Солнца, Меркурия, Венеры, Марса, Урана и Нептуна.


Ольберс, Генрих Вильгельм Маттиас (Olbers, Heinrich Wilhelm Matthias) (1758–1840), немецкий астроном и врач; предложил метод вычисления орбит, применяемый до сих пор. Выдвинул гипотезу о происхождении астероидов в результате взрыва большой планеты. Открыл вторую и четвертую малые планеты – Палладу и Весту.


Струве, Отто Васильевич (1819–1905), русский астроном немецкого происхождения, открыл более 500 двойных звезд и вычислил постоянную прецессии; определил массу Нептуна, размер колец Сатурна и скорость Солнца. После своего отца, Василия Яковлевича Струве (17931864), стал в 1862 директором Императорской Пулковской обсерватории.


Фламмарион, Камиль (Flammarion, Camille) (1842–1925), французский астроном, исследовавший Марс, Луну, двойные звезды. Его книга Планета Марс стала классической. Он также пересмотрел Каталог туманностей и звездных скоплений Ш.Мессье.


Хёггинс, Уильям (Huggins, William) (1824–1910), английский астроном, первым применивший спектроскоп для детального исследования звезд. Разработал методы определения движения звезд по смещению линий в их спектре; доказал, что одни туманности являются газовыми, а другие – звездными.


Шмидт, Бернхард Вольдемар (Schmidt, Bernhard Voldemar) (1879–1935), немецкий оптик, создатель астрономических инструментов. Разработал коррекционную пластину для подавления сферической аберрации у зеркальных телескопов. Телескоп (камера) системы Шмидта позволяет фотографировать большие области неба, правда, фотопластинку при этом приходится немного выгибать. Несмотря на то, что в детстве в результате несчастного случая Шмидт потерял правую руку, он был одним из лучших шлифовщиков астрономических зеркал своего времени.


Штернберг, Павел Карлович (1865–1920), русский астроном, занимался фотографический астрономией, гравиметрией и др. Директор Московской обсерватории (1916–1917).

АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ТЕРМИНЫ

Аберрация света. Смещение наблюдаемого положения звезд, вызванное движением Земли.


Аберрация сферическая. Размытие изображения, построенного зеркалом или линзой со сферической поверхностью.


Аберрация хроматическая. Размытие и окрашенность краев у изображений в линзовых телескопах и камерах, возникающее из-за разной степени преломления лучей различного цвета.


Азимут. Одна из двух координат горизонтальной системы: угол между небесным меридианом наблюдателя и вертикальным кругом, проходящим через небесный объект. Обычно астрономы измеряют его от точки юга к западу, а геодезисты – от точки севера к востоку.


Альбедо. Доля световой энергии, отраженная поверхностью.


Альт-азимутальная монтировка. Монтировка телескопа, позволяющая ему для наведения на небесный объект поворачиваться вокруг двух осей: вертикальной оси азимута и горизонтальной оси высоты.


Апекс. Точка на небесной сфере, в направлении которой движется в пространстве астрономический объект.


Апогей. Наиболее удаленная от Земли точка орбиты Луны или ИСЗ.


Апсид линия. Линия, связывающая две экстремальные точки орбиты, например, апогей и перигей (от греч. hapsis – свод); является большой осью эллиптической орбиты.


Астероиды. Множество малых планет и фрагментов неправильной формы, обращающихся вокруг Солнца, в основном между орбитами Марса и Юпитера. Некоторые астероиды проходят вблизи Земли.


Астрономическая единица (а. е.). Среднее расстояние между центрами Земли и Солнца, равное большой полуоси земной орбиты, или 149,5 млн. км.


Афелий. Наиболее удаленная от Солнца точка орбиты планеты или иного тела Солнечной системы.


Бейли, четки. Цепочка ярких точек вдоль лунного лимба, наблюдаемых за мгновение до начала или сразу после окончания полной фазы солнечного затмения. Причина – неровности лунной поверхности.


Белый карлик. Маленькая, но очень плотная и горячая звезда. Некоторые из них меньше Земли, хотя их массы почти в миллион раз больше земной.


Боде закон. Эмпирическое правило, указывающее приблизительное расстояние планет от Солнца.


Большая полуось. Половина наибольшего диаметра эллипса.


Визуальная тройная. Система из трех звезд, обращающихся вокруг общего центра масс и разрешаемая глазом без телескопа.


Времени уравнение. Разность между средним и истинным солнечным временем на данный момент; разность прямых восхождений истинного Солнца и среднего солнца.


Время всемирное. Среднее солнечное время гринвичского меридиана.


Время звездное. Часовой угол точки весеннего равноденствия.


Время истинное солнечное. Часовой угол Солнца (15° соответствуют 1 ч). Момент пересечения Солнцем меридиана в верхней точке называется истинным полднем. Истинное солнечное время показывают простые солнечные часы.


Время поясное, или стандартное. Официально установленное время в городах и странах. Основные (стандартные, или средние) меридианы часовых поясов проходят по долготам 15°, 30°, 45°,... к западу от Гринвича вдоль точек земной поверхности, в которых среднее солнечное время на 1, 2, 3,... часа отстает от гринвичского. Обычно крупные города и прилегающие к ним области живут по времени ближайшего среднего меридиана. Линии, разделяющие области с различающимся официальным временем, называются границами часовых поясов. Формально они должны отстоять от основного меридиана на ±7,5°. Однако обычно они следуют не строго вдоль меридианов, а совпадают с административными границами. В летние месяцы во многих странах для более полного использования светлого времени суток вводится летнее время, опережающее на 1 ч официальное (поясное или декретное).


Время среднее солнечное. Часовой угол среднего солнца. Когда среднее солнце находится в верхней точке меридиана, среднее солнечное время равно 12 ч пополудни.


Время эфемеридное. Время, определенное по орбитальному движению небесных тел, в основном Луны. Используется для астрономических предвычислений.


Вспышка солнечная. Неожиданное кратковременное поярчание участка хромосферы вблизи солнечного пятна или группы пятен, вызванное резким выделением энергии магнитного поля в относительно малом объеме над фотосферой.


Вспышки, спектр. Последовательность узких серповидных линий излучения газа солнечной хромосферы, получаемая бесщелевым спектрографом за мгновение до начала полной фазы солнечного затмения, когда виден лишь узкий серп Солнца.


Выпуклая Луна (или планета). Фаза Луны (планеты) между первой четвертью и полнолунием или между полнолунием и последней четвертью.


Высота. Одна из двух координат горизонтальной системы: угловое расстояние небесного объекта над горизонтом наблюдателя.


Галактика. Гигантская система из звезд и газопылевых облаков. Галактики бывают спиральные, как в Андромеде (М 31), или пересеченные спиральные, как NGC 5850. Бывают также галактики эллиптической и неправильной формы. Млечный Путь также называют Галактикой (от греческого galactose – молоко).


Галактический экватор. Большой круг небесной сферы, равноотстоящий от галактических полюсов – двух противолежащих точек, отмечающих центры полушарий, на которые небо делит Млечный Путь.


Галактическое (рассеянное) скопление. Звездное скопление в диске спиральной галактики.


Гелиосфера. Область вокруг Солнца, где солнечный ветер доминирует над межзвездной средой. Гелиосфера простирается, как минимум, до орбиты Плутона (вероятно, значительно дальше).


Герцшпрунга – Рессела диаграмма. Диаграмма, показывающая соотношение между цветом (спектральным классом) и светимостью звезд различного типа.


Гигант. Звезда с большей светимостью и размером, чем большинство звезд того же спектрального класса. Звезды еще большей светимости и размера называют «сверхгигантами».


Главная последовательность. Основная группировка звезд на диаграмме Гершпрунга – Рессела, представляющей их спектральный класс и светимость.


Год аномалистический. Время, необходимое Земле для одного оборота вокруг Солнца, который начинается и заканчивается в точке перигелия земной орбиты (365,2596 сут).


Год високосный. Год, содержащий 366 средних солнечный суток; устанавливается путем введения даты 29 февраля в те годы, номера которых делятся на 4, например 1996, и на 400, если год заканчивает столетие (как 2000).


Год драконический. Интервал времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через восходящий узел лунной орбиты (346,620 сут).


Год сидерический, или звездный. Время, необходимое Земле для одного оборота вокруг Солнца, который начинается и заканчивается на линии, проведенной из центра Солнца в фиксированном направлении небесной сферы (365,2564 сут).


Год тропический. Интервал времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия (365,2422 сут). Это год, на котором основан календарь.


Горизонт. В просторечии, замкнутая вокруг наблюдателя линия, вдоль которой «земля встречается с небом». Астрономический горизонт – это большой круг небесной сферы, равноудаленный от зенита и надира наблюдателя; фундаментальная окружность горизонтальной системы координат.


Грануляция фотосферы. Пятнистый вид солнечной фотосферы.


Даты, международная линия перемены. Демаркационная линия, проходящая приблизительно по меридиану с долготой 180° и служащая для облегчения отсчета календарных дат при трансокеанских и кругосветных плаваниях и перелетах. Пересекая линию в западном направлении, следует прибавлять сутки в своем календаре, а пересекая в восточном – отнимать.


Двойная звезда. Две звезды, видимые на небе близко друг к другу. Если звезды действительно расположены рядом и связаны силой тяготения, то это «физическая двойная», а если видны рядом в результате случайной проекции, то «оптическая двойная».


Двойная система. Система из двух звезд, обращающихся по орбитам вокруг общего центра масс. Такие системы подразделяют на несколько типов: у «визуальных двойных» обе звезды видны по отдельности; «спектральные двойные» обнаруживают по периодическому доплеровскому смещению линий в их спектре; если Земля лежит в плоскости орбиты двойной звезды, то ее компоненты периодически затмевают друг друга, и такие системы называют «затменными двойными».


Дифракция. Отклонение лучей, прошедших вблизи края экрана, сквозь малое отверстие или узкую щель.


Долгота галактическая. Угол, измеряемый к востоку вдоль галактического экватора от точки, обозначающей галактический центр, до меридиана, проходящего через галактические полюса и небесное светило.


Долгота географическая. Угол с вершиной в центре Земли между точками, в которых гринвичский меридиан и меридиан данной области пересекают экватор.


Долгота эклиптическая. Координата в эклиптической системе; измеряемый к востоку вдоль эклиптики угол между точкой весеннего равноденствия и меридианом, проходящим через полюса эклиптики и небесное светило.


Затмение. Ситуация, когда два или несколько небесных тел располагаются на одной прямой и закрывают одно от другого. Луна закрывает от нас Солнце в моменты солнечных затмений; земная тень ложится на Луну в моменты лунных затмений.


Звездная величина. Видимая звездная величина выражает яркость небесного светила, наблюдаемого невооруженным глазом или в телескоп. Абсолютная звездная величина соответствует яркости на расстоянии 10 парсеков. Фотографическая звездная величина выражает яркость объекта, измеренную по его изображению на фотопластинке. Шкала звездных величин принята такой, что разность на 5 величин соответствует 100-кратному различию в потоках света от источников. Таким образом, разность на 1 звездную величину соответствует отношению потоков света в 2,512 раза. Чем больше значение звездной величины, тем слабее поток света от объекта (астрономы говорят «блеск объекта»). У звезд Ковша Бол. Медведицы блеск ок. 2-й звездной величины (обозначается 2m), у Веги около 0m, а у Сириуса – ок. 1,5m (его блеск в 4 раза больше, чем у Веги).


Зеленый луч, или зеленая вспышка. Зеленый ободок, наблюдаемый иногда над верхним краем солнечного диска в момент его восхода или захода за чистый горизонт; возникает из-за сильного преломления зеленых и голубых лучей Солнца в атмосфере Земли (атмосферная рефракция) и сильного рассеяния в ней голубых лучей.


Зенит. Точка небесной сферы, расположенная вертикально над наблюдателем.


Зодиак. Зона шириной ок. 9° в обе стороны от эклиптики, содержащая видимые пути Солнца, Луны и основных планет. Проходит через 13 созвездий и делится на 12 знаков Зодиака.


Зодиакальный свет. Слабое сияние, протянувшееся вдоль эклиптики и лучше всего видимое сразу после окончания (или непосредственно перед началом) астрономических сумерек в той части неба, где зашло (или восходит) Солнце; возникает из-за рассеяния солнечного света на метеоритной пыли, сконцентрированной в плоскости Солнечной системы.


Избыток цвета. Разность между наблюдаемым показателем цвета звезды и нормальным, свойственным ее спектральному классу. Служит мерой покраснения звездного света в результате рассеяния голубых лучей межзвездной пылью.


Карлик. Звезда главной последовательности с умеренными температурой и светимостью, т.е. звезда типа Солнца или еще менее массивная, каких в Галактике большинство.


Кассегрена фокус. Точка на оптической оси телескопа-рефлектора системы Кассегрена, в которой формируется изображение звезды. Расположена вблизи центрального отверстия в главном зеркале, сквозь которое проходят лучи, отраженные вторичным гиперболическим зеркалом. Обычно используется для спектральных исследований.


Квадратный градус. Площадка на небесной сфере, эквивалентная по площади телесному углу размером 1°ґ1°.


Квадратура. Положение Луны или планеты, при котором ее эклиптическая долгота отличается от долготы Солнца на 90°.


Кеплера законы. Три закона, установленные И.Кеплером для движения планет вокруг Солнца.


Комета. Малое тело Солнечной системы, как правило, состоящее из льда и пыли, у которого обычно образуется длинный газовый хвост, когда оно приближается к Солнцу.


Коперника система мира. Предложенная Коперником схема, согласно которой Земля и другие планеты движутся вокруг Солнца. На этой гелиоцентрической модели основано наше нынешнее представление о Солнечной системе.


Корона. Внешняя часть солнечной атмосферы, протянувшаяся на миллионы километров над фотосферой; ее подразделяют на внешнюю корону, видимую только в моменты полных солнечных затмений, и внутреннюю корону, которую можно наблюдать с помощью коронографа.


Коронограф. Прибор для наблюдения солнечной короны.


Красное смещение. Смещение линий в спектре небесного тела к красному концу (т.е. в сторону большей длины волны) в результате эффекта Доплера при удалении тела, а также под действием его гравитационного поля.


Кратная звезда. Группа из трех (или более) близких друг к другу звезд.


Куде оптическая система. Конструкция телескопа-рефлектора, в которой собранный свет выходит через центральное отверстие полярной оси, так что изображение остается на месте, хотя телескоп поворачивается вслед за звездами.


Кульминация. Прохождение светила через небесный меридиан. В верхней кульминации звезда (или планета) имеет максимальную высоту, а в нижней кульминации – минимальную и может находиться под горизонтом.


Либрации. Кажущиеся покачивания вторичного тела при наблюдении его с главного. Либрации Луны по долготе происходят из-за эллиптичности лунной орбиты, а ее либрации по широте – вследствие наклона оси вращения к орбитальной плоскости.


М. Аббревиатура каталога звездных скоплений и туманностей, опубликованного в 1782 Ш.Мессье.


Масса–светимость, соотношение. Связь между массой и абсолютной звездной величиной, которой подчиняется большинство звезд.


Мерцание. Хаотическое изменение блеска звезды, вызванное преломлением и дифракцией ее света в турбулентных слоях земной атмосферы.


Месяц. Часть календарного года (календарный месяц); промежуток времени, через который Луна повторяет свои фазы (синодический месяц); промежуток времени, за который Луна совершает один оборот вокруг Земли и возвращается в ту же точку небесной сферы (сидерический месяц).


Метеор. Светящийся след, оставленный при саморазрушении твердым космическим телом, влетевшим в атмосферу Земли.


Метеорит. Твердое тело, упавшее на поверхность Земли из космоса.


Млечный Путь. Наша Галактика; далекая клочковатая туманная полоса, пересекающая ночное небо, образованная светом миллионов звезд нашей Галактики.


Надир. Точка на небесной сфере, расположенная вертикально вниз от наблюдателя.


Наклон оси вращения. Угол между полюсом вращения планеты и полюсом эклиптики.


Наклонение. Угол между плоскостью орбиты и базисной плоскостью, например, между орбитальной плоскостью планеты и плоскостью эклиптики.


Небесная сфера. Воображаемая сфера вокруг Земли, на поверхность которой кажутся спроецированными небесные объекты.


Небесный меридиан. Большой круг небесной сферы, проходящий через зенит наблюдателя и точки северного и южного полюсов мира. Пересекается с горизонтом в точках севера и юга.


Небесный экватор. Большой круг небесной сферы, равноудаленный от северного и южного полюсов мира; лежит в плоскости земного экватора и служит основанием экваториальной системы небесных координат.


Небулярная гипотеза. Гипотеза о том, что Солнце и планеты сконденсировались из вращающегося газового облака.


Новая звезда. Звезда, увеличившая свой блеск в тысячи раз за несколько часов и наблюдаемая на небе в таком состоянии несколько недель как «новая», а затем опять тускнеющая.


Нутация. Небольшие покачивания в прецессионном движении земной оси.


Ньютона фокус. Точка в передней части телескопа-рефлектора, в которой формируется изображение звезды после отражения света от вторичного плоского зеркала, расположенного на оптической оси телескопа.


Обратное движение узлов. Поворот линии узлов орбиты против часовой стрелки, если смотреть от северного полюса эклиптики.


Объективная призма. Большая тонкая призма, помещенная перед объективом телескопа для превращения в спектр изображения звезды, попавшей в поле зрения.


Овна первая точка. Точка весеннего равноденствия. Когда астрономия складывалась как наука (ок. 2000 лет назад), эта точка располагалась в созвездии Овна. В результате прецессии она переместилась примерно на 20° к западу и теперь находится в созвездии Рыб.


Околополярные звезды. Звезды, которые в процессе суточного движения никогда не заходят за горизонт (их угловое расстояние от полюса мира никогда не достигает географической широты наблюдателя).


Оптическая ось. Прямая, проходящая через центр линзы или зеркала перпендикулярно к поверхности.


Орбита. Путь небесного тела в пространстве.


Параллакс. Видимое смещение более близкого объекта на фоне более далеких при наблюдении с двух концов некоторой базы. Если угол параллакса p мал и выражен в радианах, а длина перпендикулярной к направлению на объект базы составляет B, то расстояние до объекта D равно B/p. При фиксированной базе сам параллактический угол может служить мерой расстояния до объекта.


Парсек. Расстояние до объекта, параллакс которого при базе в 1 а.е. составляет 1ўў (равен 3,26 св. года, или 3,086Ч1016 м).


Пепельный свет Луны. Слабое свечение темной стороны Луны под лучами солнечного света, отразившегося от Земли. Особенно заметно в период малых фаз Луны, когда к ней обращена вся освещенная Солнцем поверхность Земли. Отсюда народное название «старая Луна в объятьях молодой».


Переменная звезда. Звезда, изменяющая свой видимый блеск. Затменная переменная звезда наблюдается, когда в двойной системе один из компонентов периодически затмевается другим; физические переменные звезды, такие как цефеиды и новые, действительно изменяют свою светимость.


Перигей. Ближайшая к Земле точка орбиты Луны или искусственного спутника.


Перигелий. Ближайшая к Солнцу точка орбиты планеты или иного тела в Солнечной системе.


Период сидерический. Время, которое затрачивает планета на один орбитальный оборот, начиная и заканчивая его на линии, проведенной из центра Солнца в фиксированном направлении относительно небесной сферы.


Период синодический. Время, которое затрачивает планета на один орбитальный оборот, начиная и заканчивая его на линии, проведенной из центра Земли к центру Солнца.


Период–светимость, соотношение. Связь между абсолютной звездной величиной и периодом изменения блеска у переменных звезд-цефеид.


Планетезимальная теория. Неподтвердившаяся теория, согласно которой планеты сконденсировались из струи фрагментов, вырванных из Солнца притяжением пролетавшей мимо звезды.


Показатель цвета. Разность между фотографической и визуальной звездными величинами небесного объекта. Красные звезды с низкой температурой поверхности имеют показатель цвета ок. +1,0m, а бело-голубые, с высокой температурой поверхности, – ок. –0,2m.


Покрытие. Ситуация, когда одно небесное тело закрывает от взгляда наблюдателя другое.


Полуночное солнце. Солнце, наблюдаемое в нижней кульминации над горизонтом в летние месяцы в Арктике и Антарктике.


Полутень. Область частичной тени, окружающая конус полной тени во время затмения. Также более светлая кайма, окружающая темное солнечное пятно.


Полюс. Точка, в которой диаметральная ось вращения пересекает сферу. Ось вращения Земли пересекает земную поверхность в точках северного и южного географических полюсов, а небесную сферу – в точках северного и южного полюсов мира.


Полярная, или часовая ось. Ось вращения в экваториальной монтировке телескопа, направленная на полюс мира, т.е. параллельная оси вращения Земли.


Прецессия. Коническое движение земной оси вокруг полюса эклиптики с периодом 26 тыс. лет, вызванное гравитационным влиянием Луны и Солнца на экваториальное вздутие Земли. Прецессия приводит к смещению точки весеннего равноденствия и изменению координат всех небесных светил.


Противосияние. Очень слабое и неясное свечение на ночном небе в области, противоположной Солнцу. Возникает из-за рассеяния солнечных лучей на частицах космической пыли.


Противостояние. Расположение планеты, когда ее эклиптическая долгота отличается на 180° от долготы Солнца. В противостоянии планета пересекает небесный меридиан в полночь, располагается ближе всего к Земле и имеет максимальный блеск.


Протопланета. Первичный конгломерат вещества, из которого формируется планета.


Протуберанец. Горячее клочковатое облако газа в солнечной короне, которое выглядит оранжевым и ярким при наблюдении солнечного лимба.


Прохождение. Пересечение светилом линии или области на небе. Под прохождением звезды обычно понимают пересечение ею небесного меридиана; прохождение Меркурия или Венеры происходит по диску Солнца, когда планета видна на его фоне как черное пятнышко. Когда диск Луны заслоняет какую-либо планету или иной небесный объект, говорят о прохождении Луны или покрытии Луной.


Прямое восхождение. Координата в экваториальной системе. Угол, измеряемый к востоку вдоль небесного экватора от точки весеннего равноденствия до часового круга, проходящего через полюсы мира и небесное светило.


Птолемея система мира. Разработанная Птолемеем система движения небесных тел, в которой Солнце, Луна и планеты обращаются вокруг неподвижной Земли. На смену ей пришла система мира Коперника.


Равноденствия точка. Одна из двух точек небесной сферы, где эклиптика пересекает небесный экватор. Центр Солнца проходит через точку весеннего равноденствия 20 или 21 марта, а через точку осеннего равноденствия – 22 или 23 сентября. В это время на всей Земле день равен ночи. Через точку весеннего равноденствия () проходят нулевые меридианы в эклиптической и экваториальной системах координат.


Радиальная, или лучевая скорость. Составляющая скорости небесного тела, направленная вдоль луча зрения наблюдателя; положительная, если тело удаляется от наблюдателя, и отрицательная – если приближается.


Радиант. Для одиночного метеора – точка, где его след, продолженный назад, пересек бы небесную сферу; для потока параллельных метеоров – точка перспективы, из которой кажутся выходящими метеоры.


Радиозвезда. Локальный участок неба, откуда приходят радиоволны.


Разрешающая сила, или разрешение. Мера того, насколько мелкие детали объекта можно различить с помощью данного инструмента. Если две звезды видны по отдельности на взаимном расстоянии не менее q угловых секунд, то разрешаюшая сила телескопа равна 1/q.


Рефлектор. Телескоп, в котором в качестве объектива используется вогнутое зеркало.


Рефрактор. Телескоп, в котором в качестве объектива используется линза.


Сарос. Интервал времени, по прошествии которого повторяется цикл солнечных и лунных затмений (приблизительно 18 лет и 11,3 сут).


Световой год. Расстояние, которое свет проходит в вакууме за 1 тропический год (9,463Ч1015 м).


Сезоны. Четыре интервала, составляющие год: весна, лето, осень и зима; они начинаются, когда центр Солнца проходит одну из критических точек эклиптики, соответственно, весеннего равноденствия, летнего солнцестояния, осеннего равноденствия и зимнего солнцестояния.


Серебристые облака. Светлые полупрозрачные облака, которые иногда видны на фоне темного неба летней ночью. Их освещает Солнце, неглубоко опустившееся под горизонт. Образуются в верхних слоях атмосферы, вероятно, под влиянием метеоритной пыли.


Сжатие планетное. Мера сплюснутости вращающейся планеты вдоль полярной оси и наличия у нее экваториального вздутия за счет центробежных сил. Численно выражается отношением разности экваториального и полярного диаметров к экваториальному диаметру.


Склонение. Координата в экваториальной системе; угловое расстояние светила к северу (со знаком «+») или к югу (со знаком «–») от небесного экватора.


Скопление. Группа звезд или галактик, составляющая устойчивую систему в результате взаимного гравитационного притяжения.


Собственное движение. Изменение наблюдаемого положения звезды, остающееся после учета ее смещения за счет параллакса, аберрации и прецессии.


Соединение. Максимально близкое расположение на небе двух или нескольких членов Солнечной системы с точки зрения земного наблюдателя. Когда у двух планет одинаковые эклиптические долготы, говорят, что они находятся в соединении. В течение одного синодического периода Меркурий и Венера дважды вступают в соединение с Солнцем: в момент «внутреннего соединения» планета расположена между Землей и Солнцем, а в момент «внешнего соединения» Солнце находится между планетой и Землей.


Солнечная постоянная. Количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на 1 см2 площади, перпендикулярной к солнечным лучам и находящейся вне земной атмосферы на расстоянии 1 а.е. от Солнца; 1,95 кал/(см2·мин) = 136 мВт/см2.


Солнечное пятно. Относительно холодная область в фотосфере Солнца, которая выглядит как темное пятно.


Солнцестояния точки. Две точки на эклиптике, где солнце достигает максимального склонения к северу, +23,5° (для Северного полушария – летнее солнцестояние), и максимального склонения к югу, –23,5° (для Северного полушария – зимнее солнцестояние).


Спектр. Последовательность цветов, в которую разлагается луч света с помощью призмы или дифракционной решетки.


Спектральная переменная. Звезда, у которой некоторые линии в спектре регулярно изменяются, вероятно, из-за вращения и наличия крупных пятен в экваториальной зоне.


Спикула. Узкая струя светящегося газа, появляющаяся на несколько минут в хромосфере Солнца.


Спутник. Тело, обращающееся по орбите вокруг более массивного небесного тела.


Среднее солнце. Воображаемая точка, которая равномерно движется с запада на восток по круговой орбите, лежащей в плоскости небесного экватора, совершая полный оборот относительно точки весеннего равноденствия в течение тропического года. Введено как вспомогательное расчетное средство для установления равномерной шкалы времени.


Сумерки. Солнечный свет, рассеянный в верхних слоях земной атмосферы перед рассветом или после заката Солнца. Гражданские сумерки заканчиваются, когда солнце опускается на 6° под горизонт, а когда оно опускается на 18°, заканчиваются астрономические сумерки и наступает ночь. Сумерки существуют на любом небесном теле, имеющем атмосферу.


Сутки. Интервал времени между двумя последовательными верхними кульминациями избранной точки на небесной сфере. Для звездных суток это точка весеннего равноденствия, для солнечных суток – расчетная точка положения среднего солнца.


Суточная параллель. Суточный путь светила на небе; малый круг, параллельный небесному экватору.


Теллурические полосы или линии. Области дефицита энергии в спектрах Солнца, Луны или планет, вызванные поглощением света в атмосфере Земли.


Темное облако. Относительно плотное и холодное облако межзвездного вещества. Содержащиеся в нем микроскопические твердые частицы (пылинки) поглощают свет звезд, лежащих за облаком; поэтому занятая таким облаком часть неба выглядит почти лишенной звезд.


Терминатор. Линия, отделяющая освещенное полушарие Луны или планеты от неосвещенного.


Туманность. Облако межзвездного газа и пыли, видимое благодаря его собственному излучению, отражению или поглощению света звезд. Раньше туманностями называли также звездные скопления или галактики, которые не удавалось разрешить на звезды.


Узлы. Две точки, в которых орбита пересекает базисную плоскость. Этой плоскостью для членов Солнечной системы служит эклиптика; узлы земной орбиты – это точки весеннего и осеннего равноденствия.


Урожайная Луна. Полнолуние в дни, близкие к осеннему равноденствию (22 или 23 сентября), когда Солнце проходит через точку осеннего равноденствия, а Луна – вблизи точки весеннего равноденствия.


Фаза. Любая стадия в периодическом изменении видимой формы освещенного полушария Луны или планеты, например, новолуние, первая четверть, последняя четверть, полнолуние.


Фазовый угол. Угол между лучом света, падающим от Солнца на Луну (или планету), и лучом, отразившимся от нее в сторону наблюдателя.


Факелы. Яркие волокнистые области горячего газа в фотосфере Солнца.


Флоккул, или факельная площадка. Яркая область в хромосфере, окружающая солнечное пятно.


Фотосфера. Непрозрачная светящаяся поверхность Солнца или звезды.


Фраунгофера линии. Темные линии поглощения, наблюдаемые на фоне непрерывного спектра Солнца и звезд.


Хромосфера. Внутренний слой солнечной атмосферы, возвышающийся от 500 до 6000 км над фотосферой.


Цефеиды. Пульсирующие звезды, периодически изменяющие свою яркость. Пример – звезда d Цефея.


Часовой круг, или круг склонения. Большой круг небесной сферы, проходящий через северный и южный полюсы мира. Аналогичен земному меридиану.


Часовой угол. Угловое расстояние, измеренное вдоль небесного экватора от его верхней точки пересечения с небесным меридианом на запад до часового круга, проходящего через выбранную точку на небесной сфере. Часовой угол звезды равен звездному времени минус прямое восхождение этой звезды.


Шаровое скопление. Компактная, почти сферическая группа из сотен тысяч звезд. Шаровые скопления обычно располагаются вне дисков спиральных галактик; в нашей Галактике их известно ок. 150.


Широта галактическая. Угловое расстояние небесного тела к северу или югу от большого круга, представляющего плоскость Млечного Пути.


Широта географическая. Угол между отвесной линией в данной точке Земли и плоскостью экватора, отсчитываемый от 0 до 90° в обе стороны от экватора.


Широта эклиптическая. Координата в эклиптической системе; угловое расстояние светила к северу или югу от плоскости эклиптики.


Экваториальная монтировка. Установка астрономического инструмента, позволяющая ему поворачиваться вокруг двух осей, одна из которых (полярная, или часовая ось) параллельна оси мира, а другая (ось склонений) перпендикулярна первой.


Эклиптика. Видимый путь Солнца на небесной сфере в течение тропического года; большой круг в плоскости земной орбиты.


Элонгация. Угловое положение звезды (кульминирующей между полюсом мира и зенитом), когда ее азимут имеет наибольшее или наименьшее значение. Для планеты – максимальная разность эклиптических долгот планеты и Солнца.


Эфемерида. Таблица вычисленных положений Солнца, Луны, планет, спутников и т.п. для последовательных моментов времени.

ЛИТЕРАТУРА

Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки истории астрономии в России. М., 1956
Струве О., Зебергс В. Астрономия XX века. М., 1968
Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М., 1977
Бакулин П.И. и др. Курс общей астрономии. М., 1983
Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. М., 1988
Еремеева А.И., Цицин Ф.А. История астрономии. М., 1989
Ван-дер-Варден Б. Пробуждающаяся наука. II. Рождение астрономии. М., 1991
Николов Н., Харалампиев В. Звездочеты древности. М., 1991
Птолемей Клавдий. Альмагест. М., 1998