АСТРОНО́МИЯ

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    Электронная версия

    2016 год

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: К. В. Холшевников

АСТРОНО́МИЯ (от астро… и греч. νόμος – закон), наука о движении, строении, возникновении, развитии небесных тел, их систем и Вселенной в целом. А. – точная наука, широко применяющая математич. методы. В основе А. (в отличие от физики, химии и т. п.) лежат наблюдения, поскольку, за редчайшими исключениями, эксперимент в А. невозможен. Это слабо препятствует изучению тысяч и миллионов однородных объектов, поскольку эксперименты ставит сама природа, но затрудняет исследование уникальных объектов.

Задачи и разделы астрономии

А. исследует тела Солнечной системы (Солнце, планеты, спутники, астероиды, кометы, кольца вокруг планет, метеороидные рои и др.), планетные системы др. звёзд, нормальные и вырожденные звёзды, звёздные системы, межзвёздную среду (молекулы и пылинки, облака ионизованного, атомарного и молекулярного водорода, газово-пылевые туманности, космич. лучи), нашу Галактику и др. галактики, квазары – их движение, распределение в пространстве, физич. природу, взаимодействие, происхождение, развитие и гибель. По источникам первичной информации различают: оптическую астрономию, инфракрасную, ультрафиолетовую, рентгеновскую астрономию, радиоастрономию и гамма-астрономию (в зависимости от диапазона электромагнитного излучения небесных тел, попадающего в приёмники); А. космич. лучей; нейтринную астрономию и гравитационно-волновую А.; для близких тел Солнечной системы – локационную А. По расположению обсерваторий выделяют наземную А. и внеатмосферную астрономию (космическую и стратосферную). Оптич. А. и радиоастрономия может быть и наземной, и внеатмосферной, тогда как в др. диапазонах земная атмосфера в осн. непрозрачна и возможны лишь внеатмосферные исследования. По объектам изучения различают гелиофизику (физику Солнца) и планетологию как часть А. Солнечной системы, физику звёзд и межзвёздной среды, галактическую (звёздную) А. (объект изучения – наша Галактика) и внегалактическую астрономию (мир галактик и квазаров), космологию (вся наблюдаемая Вселенная и её развитие во времени). По изучаемым характеристикам объектов выделяют астрометрию (положение и кинематика небесных тел), небесную механику (динамика небесных тел), астрофизику (физика небесных тел), космогонию (происхождение и развитие небесных тел и их систем). Наиболее условно деление на наблюдат. и теоретич. А., поскольку наблюдат. А. использует теорию для создания новых приборов и первичной обработки результатов наблюдений, а теоретич. А. опирается на наблюдения. А. тесно связана с др. науками, прежде всего с математикой, механикой, физикой, химией. А. связана также с геофизикой, физич. географией, геодезией и гравиметрией, биологией (влияние околосолнечной среды на земные организмы, жизнь во Вселенной), историей (датировка по астрономич. явлениям), этнографией и религиоведением (астрономич. мифология).

Дотелескопическая астрономия

А. возникла в глубокой древности, о чём свидетельствуют первые обсерватории (Стонхендж и др.). Появление и развитие А. вызвано стремлением человека познать природу и своё место в ней, практическими и культовыми потребностями. Астрономич. методами определялись время суток, времена года, географич. координаты, направление на восток или на к.-л. невидимый пункт (напр., на Мекку); предсказывались моменты наступления новолуний и полнолуний, равноденствий и солнцестояний, солнечных и лунных затмений, разливы Нила и др.

Рисунок созвездия Большой Медведицы из атласа Я. Гевелия.

На основе многовековых наблюдений в Китае, Индии, Египте, Месопотамии, Греции была определена продолжительность сезонов, тропич. года, синодич. месяца с точностью до нескольких минут. В 6 в. до н. э. открыт сарос – период в 18 лет 10 сут повторяемости солнечных затмений, а в 5 в. до н. э. – метонов цикл в 19 лет, по истечении которого фазы Луны попадают на те же даты года. Были созданы солнечные, лунные и лунно-солнечные календари, доказана шарообразность Луны и Земли, в 3 в. до н. э. Эратосфен измерил радиус Земли. Высокими достижениями отмечена и А. доколумбовой Америки.

Древними наблюдателями была замечена неподвижность звёзд: как бы прикреплённые к небосводу, они совершают суточное вращение, не меняя взаимного расположения. В группах звёзд древние люди пытались найти сходство с животными, мифологич. персонажами, предметами быта. Так появилось деление звёздного неба на созвездия, различные у разных народов. Для точного определения местоположения звёзд была разработана сферич. система координат (на полтора тысячелетия раньше декартовой) и сферич. тригонометрия. В результате длительных наблюдений составлены первые звёздные каталоги, т. е. списки звёзд с двумя их сферич. координатами (третья координата – расстояние – была неизвестна), иногда также с яркостью и цветом звёзд. Образцом служит каталог Гиппарха (2 в. до н. э.), содержащий 1022 звезды. Сравнив свой каталог с составленным на сто лет ранее каталогом греч. астронома Тимохариса, Гиппарх открыл прецессию, т. е. движение точки весеннего равноденствия по эклиптике. С древних времён были известны 7 «блуждающих» среди звёзд светил, названных греками «планетами»: Солнце, Луна, Марс, Меркурий, Юпитер, Венера и Сатурн. Отсюда берёт начало 7-дневная неделя, дни которой были посвящены перечисленным в указанном порядке «планетам», что отразилось в ряде языков в названиях дней. Древние астрономы установили пути «планет» среди звёзд. Наиболее трудный для наблюдений путь Солнца (приходилось наблюдать яркие звёзды перед восходом Солнца или звёзды, видимые в полночь на юге) оказался самым простым. Солнце движется по наклонённому к небесному экватору на 23,5° большому кругу небесной сферы, называемому эклиптикой, всегда в прямом направлении, т. е. обратно суточному движению. Расположенные вдоль эклиптики созвездия получили названия зодиакальных (от греч. «ζ,ῷον» – живое существо), т. к. большинство из них носит названия живых существ. В Древнем Китае небо было разделено на 122 созвездия, из них 28 зодиакальных. Но у большинства народов было 12 зодиакальных созвездий, каждое из которых Солнце проходило примерно за месяц. Путь Луны сложнее: за месяц она проходит в прямом движении (но неравномерно) лежащий в зодиаке большой круг, наклонённый к эклиптике на 5°. Точка наибольшей скорости движения Луны по орбите скользит вдоль неё в прямом направлении с периодом 8,85 года, а сам круг, сохраняя указанный наклон, скользит по эклиптике в обратном направлении с периодом 18,6 года. Происходящее в том же зодиаке движение пяти планет должно было казаться невероятно сложным. Они описывают кривые, имеющие участки попятного движения, петли и точки возврата, что выглядело как проявление собственной воли планет и способствовало их обожествлению. Сложное движение планет вместе с такими внушавшими ужас явлениями, как лунные и солнечные затмения, появления ярких комет и вспышки новых звёзд, породили астрологию, в которой расположения планет в зодиаке и упомянутые явления служили для предсказания судеб народов и правителей. Для составления гороскопа по астрологич. правилам нужно было использовать астрономич. знания; т. о., астрология на определённом этапе способствовала развитию астрономии.

«Небо перетягивает Землю». Рисунок с титульного листа второго издания книги Н. Коперника «Об обращении небесных сфер».

Вершина античной А. – математическая модель Солнечной системы, известная как геоцентрическая система мира, построенная К. Птолемеем (2 в. н. э.) и изложенная в его многотомном сочинении, вошедшем в историю под араб. назв. «Альмагест». В этой модели земной шар покоится в центре Вселенной, звёзды неподвижны на сфере, равномерно вращающейся вокруг полярной оси. Сложное движение каждой из 7 планет разложено на несколько простых – непреходящее достижение, используемое во всех разделах совр. механики. В системе Птолемея по неподвижной окружности (деференту) с центром в центре Земли равномерно движется воображаемая точка – центр др. неподвижной окружности (эпицикла), по которой равномерно движется воображаемая точка – центр второго эпицикла и т. д. По последнему эпициклу движется планета. Число эпициклов можно уменьшить, смещая центры кругов и предполагая равномерность вращения не относительно центра, а относительно ещё одной вспомогательной точки – экванта. Для того чтобы представить движения планет с достигнутой древними греками точностью 1/5° (её превзошли лишь через полторы тысячи лет), достаточно небольшого числа кругов, напр. двух для Солнца и четырёх для Марса, если правильно подобрать значения параметров: радиусы кругов, их наклоны к эклиптике, периоды и др.

С наступлением Средневековья науч. деятельность почти прекратилась. В период арабского и позднее европ. Возрождения А. вместе с др. науками продолжила своё развитие. В нач. 9 в. сочинения К. Птолемея были переведены на араб. язык. Араб. учёный аль-Баттани (Альбатегний) в кон. 9 – нач. 10 вв. вывел формулы сферич. тригонометрии, произвёл многочисл. наблюдения, уточнив значения элементов орбиты Солнца. Постепенно совершенствовалась теория Птолемея: добавлялись новые эпициклы и уточнялись их параметры. Всемирную известность получили астрономич. таблицы положений небесных тел, составленные в 1252 еврейскими и мавританскими учёными по распоряжению короля Кастилии Альфонсо Х и названные альфонсовыми. Насир ад-Дин ат-Туси построил большую обсерваторию в Мараге (Азербайджан). По размерам, количеству и качеству инструментов выдающееся место заняла обсерватория Улугбека в Самарканде, где в 1420–37 был составлен новый большой каталог звёзд. В Европе первые переводы «Альмагеста» на лат. яз. появились в 15 в., и теория Птолемея была канонизирована Церковью. Усложнение теории в трудах арабских и позднее европ. учёных не успевало за ростом точности наблюдений, что порождало сомнения в её истинности. Н. Коперник построил более адекватную кинематическую модель Солнечной системы – гелиоцентрическую систему мира. В этой модели Солнце покоится в центре Вселенной, а планеты обращаются вокруг него. Земля как одна из планет обращается вокруг Солнца и вращается вокруг полярной оси, в свою очередь описывающей конус с периодом 26 тыс. лет. Гелиоцентрическая система мира объяснила сразу три явления: суточное вращение небосвода, годичное движение Солнца и прецессию; вскрыла причину необъяснимого в геоцентрич. теории равенства году периодов движения по деференту или первому эпициклу у всех планет. Теория Коперника впервые позволила построить трёхмерную (а не двумерную на небесной сфере) модель Солнечной системы и правильно выразить все расстояния через одно – ср. расстояние от Земли до Солнца, называемое астрономич. единицей. Огромно и филос. значение теории: она показала отсутствие принципиальной разницы между земным и небесным и сделала весьма вероятным предположение, что звёзды – это далёкие «солнца», вокруг которых могут обращаться свои планеты. Гелиоцентризм опирался на идеи Аристарха Самосского. Но только Коперник разработал гелиоцентрич. систему во всех деталях и изложил её в соч. «Об обращении небесных сфер», вышедшем в 1543. Однако веками укоренившееся мнение о неподвижности Земли как центра Вселенной, разделяемое Церковью, десятилетиями не уступало места новому учению, которое не могли принять мн. выдающиеся люди того времени. Даже крупнейший наблюдатель Т. Браге не принял системы Коперника, заменив её искусственной схемой движения Солнца вокруг Земли и планет вокруг Солнца. Гелиоцентрич. система мира утвердилась лишь после трудов Г. Галилея и И. Кеплера.

Телескопические наблюдения

Два телескопа Г. Галилея на музейной подставке (Флоренция). Архив Политехнического музея

В 1609 Г. Галилей впервые применил телескоп для наблюдений небесных тел. За несколько лет он изменил представления о Вселенной, широко раздвинув её границы. Были открыты горы и др. структурные образования на Луне, пятна на Солнце, указавшие на его вращение, видимые диски планет, фазы Венеры, спутники Юпитера. На порядок возросло число видимых звёзд, Млечный Путь оказался состоящим из огромного числа звёзд, сливающихся в сплошную полосу для невооружённого глаза. Постепенно телескопы совершенствовались. И. Кеплер заменил рассеивающую окулярную линзу собирающей, что расширило поле зрения и усилило увеличение телескопа. Однако вследствие хроматич. и сферич. аберраций изображения оставались расплывчатыми, с радужными каёмками, что заставляло увеличивать фокусные расстояния линз вплоть до 45 м, сохраняя их малые диаметры, т. к. в то время не умели выплавлять большие блоки оптич. стекла. Но даже с такими инструментами было сделано много астрономич. открытий. В 1655 Х. Гюйгенс обнаружил кольцо Сатурна, открыл его спутник Титан, Дж. Кассини открыл ещё 4 более слабых спутника. Он же в 1675 заметил, что кольцо Сатурна состоит из двух концентрич. частей, разделённых тёмной полосой – т. н. щелью Кассини. В 1675 О. Рёмер, наблюдая движения в системе спутников Юпитера, пришёл к выводу о конечности скорости света и измерил эту фундам. величину. В 17 в. И. Ньютон сконструировал телескоп-рефлектор, свободный от хроматич. аберрации и нуждающийся в обработке лишь одной поверхности зеркала. В 1789 У. Гершель довёл диаметр зеркала до 122 см. Линзовые телескопы-рефракторы также совершенствовались: объективы стали делать двойными, сочетая стёкла с разной дисперсией, что позволило уменьшить хроматич. и сферич. аберрации и вместе с этим сократить длину трубы и повысить проницающую силу телескопа.

При помощи новых инструментов наблюдатели сделали много открытий. В 1761 М. В. Ломоносов обнаружил атмосферу у Венеры. Было открыто много комет и доказана многочисленность кометного населения. Обнаружено множество звёздных скоплений и туманностей, относительно которых предложено 2 гипотезы: это либо газово-пылевые объекты, либо далёкие скопления, не разрешаемые на звёзды. Первый каталог туманностей составил Ш. Мессье в 1771. К 1802 У. Гершель каталогизировал более тысячи туманностей и произвёл их классификацию. Он обосновал ограниченность нашей звёздной системы – Галактики и укрепил предположение И. Ламберта (1761) о существовании др. звёздных систем – галактик. В сер. 19 в. ирл. астроном У. Парсонс (лорд Росс) впервые описал спиральную структуру некоторых туманностей.

В 1781 У. Гершель обнаружил Уран. В 1846 нем. астроном И. Галле открыл Нептун. В 1930 амер. астроном К. Томбо открыл Плутон. В 1801 Дж. Пиацци обнаружил первую малую планету (астероид) – Цереру.

Развитие астрометрии и небесной механики

Современник Г. Галилея И. Кеплер после смерти Т. Браге получил архив точнейших для своего времени результатов наблюдений планет, проводившихся более 20 лет. В движении Марса Кеплер обнаружил значит. отступления от всех прежних теорий. Ценой огромного труда и длительных вычислений ему удалось установить 3 закона движения планет (Кеплера законы), сыгравшие важнейшую роль в развитии небесной механики. Первый закон, согласно которому планеты движутся по эллипсам, в фокусе которых находится Солнце, разрушил тысячелетние представления о круговых движениях. Второй закон определил переменную скорость вращения соединяющего Солнце и планету радиус-вектора. Третий закон установил однозначную зависимость между размерами орбит и периодами их обращения вокруг Солнца. Составленные Кеплером таблицы положений планет намного превзошли по точности все прежние и применялись в течение всего 17 в.

Дальнейший прогресс А. тесно связан с развитием математики и аналитич. механики, с успехами оптики и астрономич. приборостроения. Фундаментом небесной механики явился открытый И. Ньютоном закон всемирного тяготения. Следствием его оказались законы Кеплера для частного случая, когда планета движется под влиянием притяжения лишь одного тела – Солнца. В реальном случае, при наличии взаимного притяжения между всеми телами Солнечной системы, движение планет сложнее, и если законы Кеплера соблюдаются с хорошей точностью, то это – результат преобладания притяжения массивного Солнца над притяжением всех остальных тел Солнечной системы, вместе взятых. Движение небесных тел однозначно определяется системой дифференциальных уравнений, представляющих собой математич. запись закона тяготения, если известны начальные данные: положение и скорость в некоторый момент времени, принимаемый за начальный. В случае двух точечных тел уравнения интегрируются в элементарных функциях, что удалось проделать Ньютону. Общую задачу о движении N тел можно решать только численно. Но слабовозмущённую планетную задачу (притяжение планет – лишь малая добавка к притяжению Солнца) удалось в первом приближении на промежутке времени порядка тысячи лет решить аналитически самому Ньютону. Усилия крупнейших математиков, механиков и теоретиков астрономии в течение столетий были направлены на повышение точности решения и увеличение промежутка времени, на котором приближённое решение близко к истинному. Благодаря трудам Л. Эйлера, Ж. Лагранжа, П. Лапласа, С. Д. Пуассона, К. Гаусса, У. Леверье, С. Ньюкома, Дж. Хилла (США), А. М. Ляпунова, А. Пуанкаре, Х. Цейпеля (Швеция) и др. решение планетной задачи было представлено с высокой точностью на временах порядка сотен тысяч лет и более рядами, обобщающими ряды Фурье. Похожие ряды представляют поступательное и вращательное движение Луны, спутников др. планет и астероидов. Поведение траекторий зависит от наличия или отсутствия резонанса между периодами обращения планет. На движение 8 больших планет резонансы влияют слабо. Движение же значит. части небольших тел – Плутона, мн. спутников и астероидов – острорезонансно. В 1906 была открыта группа малых планет, т. н. троянцев, движущихся в резонансе 1:1 с Юпитером. Ныне известно более тысячи троянцев и открыты их аналоги для Земли, Марса, Урана и Нептуна. Резонансы проявляются и в орбитально-вращательном движении. Луна и большинство естественных спутников движутся в резонансе 1:1, т. е. периоды их вращения и обращения совпадают, они повёрнуты к планете одной стороной.

Закон всемирного тяготения объяснил и форму небесных тел. В первом приближении это показали И. Ньютон и Х. Гюйгенс. Теорию фигур равновесия находящихся в жидком или пластич. состоянии небесных тел создали позднее К. Маклорен, А. Клеро, П. Лаплас, К. Якоби, А. М. Ляпунов, А. Пуанкаре, Дж. Дарвин (Великобритания), Л. Лихтенштейн.

Триумфом небесной механики явилось блестяще подтвердившееся предсказание Э. Галлеем следующего появления кометы (1758), носящей теперь его имя, а также открытие новой планеты – Нептуна – по вычислениям У. Леверье, который предположил, что неустранимые неувязки в движении Урана вызваны притяжением неизвестной планеты, и сумел указать её положение на небе. В 1844 Ф. Бессель предсказал существование невидимых спутников у Сириуса и Проциона, отклоняющих собственное движение этих звёзд от прямолинейного равномерного. Позднее спутники были обнаружены с помощью крупных телескопов. Наиболее сложной из разработанных к сер. 20 в. теорий движения небесных тел была теория движения Луны. Отклонения, которые раньше приписывались неизвестному негравитационному влиянию, оказались следствием неравномерности вращения Земли. С переходом к высокоточному атомному времени задача астрономич. службы времени изменилась на противоположную: не определять время по наблюдениям звёзд, а изучать сложные движения Земли относительно своего центра масс.

В 1640 точность угломерных измерений повысилась в десятки раз, когда англ. астроном У. Гаскойн поместил в фокусе телескопа тончайшие нити. Он же изобрёл окулярный микрометр для измерения малых угловых расстояний между деталями видимого в поле зрения изображения. Франц. астроном Ж. Пикар в 1667 снабдил телескоп разделёнными кругами, по которым отсчитывались углы с точностью до секунды дуги. Методом триангуляции были получены более точные размеры Земли и определено отличие её формы от шара – полярное сжатие, важное для проверки теории тяготения Ньютона. Использовав окулярный микрометр, У. Гершель в 1803 установил, что мн. звёзды образуют системы, состоящие из двух, а иногда и более звёзд, обращающихся в согласии с законом всемирного тяготения. Т. о. закон Ньютона был распространён с Солнечной системы на всю Галактику. Сравнивая свои наблюдения с древнегреческими, Э. Галлей в 1718 обнаружил большое смещение 3 ярчайших звёзд – Сириуса, Арктура и Альдебарана. Так были открыты собственные движения звёзд, и они перестали считаться неподвижными.

Одной из фундам. задач А. было определение ср. расстояния от Земли до Солнца (астрономич. единицы). Первые близкие к истинным результаты получены методом Галлея по наблюдениям из разных мест прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769. Эти наблюдения стали первыми международными науч. кампаниями; в них участвовала и Россия. Тщательная обработка наблюдений дала значение астрономич. единицы от 1,25∙1011 м до 1,55∙1011 м. После открытия малых планет их наблюдения повысили точность в десятки раз. К сер. 20 в. было принято значение астрономич. единицы 1,496∙1011 м.

Другая фундам. проблема А. – определение расстояний до звёзд путём измерения для каждой из них годичного параллакса. Параллаксы измерялись в течение 300 лет, начиная с Н. Коперника, но их значения слишком малы и терялись в погрешностях измерений. Тем не менее эти измерения принесли огромную пользу. У. Гершель открыл двойные звёзды при попытке найти параллакс, отслеживая движение яркой (предположительно близкой) звезды относительно расположенной близко на небесной сфере слабой (предположительно далёкой) звезды. Безуспешные попытки измерить параллакс привели Дж. Брадлея в 1728 к открытию аберрации света, которую он правильно объяснил конечностью скорости света, а в 1748 – к открытию нутации земной оси. Лишь в 1836–39 удалось надёжно определить параллаксы Веги (В. Я. Струве), звезды 61 Лебедя (Ф. Бессель) и звезды Альфа Центавра (Т. Гендерсон, Великобритания). Найденная впоследствии самая близкая к Солнцу звезда Проксима Центавра имеет параллакс в 0,76″, что отвечает расстоянию в 1,3 пк, или 4,3 световых года.

Важным направлением А. является составление звёздных каталогов, содержащих точнейшие координаты звёзд. Они нужны как для научных (определения астрономич. постоянных и исследования кинематики Вселенной), так и для прикладных целей (геодезии, картографии, навигации). Особые заслуги в этой области имеют Гринвичская (основана в 1675), Капская (1820), Пулковская (1839) и Вашингтонская (1842) обсерватории.

Развитие астрофизики

До нач. 18 в. можно говорить лишь о зачатках астрофизики: определение яркости (начало астрофотометрии) и цвета светил, поглощения и рассеяния света атмосферой Земли, попытки обнаружения атмосферы Луны, определение масс планет и Солнца. Фотометрия экспериментально разрабатывалась П. Бугером (1729) и И. Ламбертом (1760). Тогда же было окончательно доказано, что Солнце – близкая звезда. Выявленный В. Я. Струве закон роста числа звёзд с уменьшением их видимой яркости позволил ему в 1846 обосновать существование поглощения света межзвёздной средой, что было подтверждено в 1930 амер. астрономом Р. Трамплером. В 1814 Й. Фраунгофер обнаружил и подробно описал тёмные линии в спектре Солнца; природа этих линий стала понятна с открытием спектрального анализа (Р. Бунзен и Г. Кирхгоф, 1859). У. Хёггинс и Дж. Локьер (Великобритания), А. Секки (Италия) и П. Ж. С. Жансен, применив этот метод к Солнцу, звёздам и туманностям, исследовали их химич. состав. К. Доплер сформулировал в 1842 свой знаменитый принцип (Доплера эффект), уточнённый А. Физо в 1848 и экспериментально проверенный А. А. Белопольским на лабораторной установке в 1900. Эффект Доплера получил многочисл. применения в А. для измерения скорости движения по лучу зрения, в т. ч. для измерения скоростей вращения звёзд, галактик, а также турбулентных движений в солнечной фотосфере и др. Спектральный анализ позволил обнаружить множество спектрально-двойных звёзд, близкие компоненты которых невозможно раздельно наблюдать даже с помощью крупных телескопов.

Изобретённая в 1839 фотография получила широкое применение в А. Длительные экспозиции, продолжительность которых ограничивалась лишь атмосферной засветкой и точностью гидирования, позволили фиксировать небесные светила, не видимые глазом даже в сильные телескопы. Астрофотография многократно увеличила возможности астрофотометрии, астроспектроскопии и астрометрии, позволила исследовать строение, химич. состав и движение небесных тел, повысила точность, объективность и документальность наблюдений. В 1887 был принят междунар. план составления фотографич. карт неба, содержащих ок. 30 млн. звёзд до 14-й звёздной величины. В выполнении этой работы приняли участие 18 обсерваторий мира.

В 1922–24 А. А. Фридман, исследуя уравнения общей теории относительности А. Эйнштейна для Вселенной в целом и предполагая её однородность и изотропность, пришёл к трём типам решений, одно из которых описывало расширяющуюся со временем Вселенную. В 1929 Э. Хаббл открыл красное смещение галактик. Явлению найдена лишь одна непротиворечивая интерпретация: смещение вызвано эффектом Доплера; следовательно, все галактики удаляются со скоростями, пропорциональными расстоянию. Такая картина имеет место при наблюдении из любой галактики, так что все они равноправны. Открытия Фридмана и Хаббла положили начало теоретич. и наблюдат. космологии.

Большинство звёзд обладают сходным химич. составом, но сильно различаются между собой по массе, радиусу, темп-ре поверхности и светимости. Между этими параметрами существует зависимость, которая носит статистич. характер, поскольку химич. состав звёзд не вполне одинаков. Эта зависимость впервые была обнаружена в 1913 Э. Герцшпрунгом и независимо Г. Ресселом, составившими диаграмму спектр – светимость (Герцшпрунга – Рессела диаграмма), играющую огромную роль при изучении строения и эволюции звёзд. Многие сотни диаграмм, составленных для рассеянных и шаровых скоплений Галактики, а также для др. разрешённых на звёзды галактик, позволили выяснить жизнь звёзд от рождения до смерти. В частности, в 1940-е гг. выяснилось, что звездообразование в Галактике интенсивно продолжается в наше время, причём звёзды рождаются группами в газово-пылевых облаках. В 1910 открыты белые карлики – звёзды с массами порядка массы Солнца и размерами порядка размера Земли. Были разработаны фотометрич. способы определения расстояний до далёких (более 100 пк) звёзд, имеющих исчезающе малые параллаксы. Особенно полезным оказалось изучение цефеид – переменных звёзд высокой светимости, период изменения блеска которых связан со светимостью. Измерение видимой яркости и периода изменения блеска даёт расстояние до цефеиды и скопления, в котором она находится. Были подробно изучены и др. классы переменных звёзд, часть из которых тоже может служить «маяками Вселенной».

В 1930-х гг. обнаружено много космич. источников, излучающих в диапазоне от миллиметровых до метровых электромагнитных волн. Часть из них была отождествлена с Солнцем, галактиками и туманностями. Позднее было зарегистрировано радиоизлучение межзвёздной среды, прежде всего в линии 21 см атомарного водорода, ставшее мощным методом изучения Галактики.

Оптический телескоп БТА (Большой телескоп азимутальный) с диаметром главного зеркала 6 м. Специальная астрофизическая обсерватория (Россия).

Проблема источников колоссальной энергии звёзд, поставленная ещё в 19 в., была решена в 1930-х гг. Х. Бете и К. Вейцзеккер (Германия) независимо друг от друга указали цепочки термоядерных реакций в недрах звёзд, ведущие к превращению водорода в гелий. Значительных успехов достигли исследования Солнца. Использование спец. фильтров, имеющих узкую спектральную полосу пропускания, позволило изучить распределение и движение отдельных химич. элементов в солнечной хромосфере. Благодаря разработке спец. методик и аппаратуры (внезатменный коронограф, изобретённый в 1931 Б. Лио, Франция) стало возможным наблюдать на высокогорных обсерваториях солнечную корону вне затмений; открытие эффекта Зеемана позволило изучать магнитные поля, определяющие мн. процессы на Солнце.

В 20 в. бурно развивалась техника наблюдений. Были построены большие рефлекторы. Увеличивались диаметры зеркал [254 см в 1917 (США); 508 см в 1948 (США); 605 см в 1975 (СССР)]. Создавались новые типы приёмников излучения. Во много раз повысилась чувствительность фотоэмульсий, расширилась их спектральная область. Фотоэлектронные умножители, электронно-оптич. преобразователи, методы электронной фотографии и телевидения значительно повысили точность и чувствительность фотометрич. наблюдений и расширили спектральный диапазон регистрируемых излучений. Совершенствование спектральной аппаратуры позволило получать спектрограммы с высокими дисперсиями и регистрировать спектры очень слабых светил. Доступным наблюдению стал мир далёких галактик, находящихся на расстояниях нескольких млрд. световых лет (см. Галактики, Вселенная).

Астрономия в космическую эру

С запуском первого ИСЗ (1957, СССР) в А. началась новая эпоха. Появилась возможность изучать тела Солнечной системы и межпланетную среду прямыми методами, исследовать Землю из космоса, ставить опыты (запуск космич. зондов для определения геометрии поверхности океана и суши, магнитного и гравитац. полей Земли и др. небесных тел – это эксперимент, а не только наблюдения), на порядки увеличить базу интерферометров. А. стала всеволновой. В космосе работают приёмники инфракрасного, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения, применение которых на Земле невозможно из-за поглощающего действия атмосферы. Стали доступны изучению первичные космич. лучи и микрометеориты. В космос запущены и оптич. телескопы: благодаря отсутствию атмосферы изображения лишены осн. дефектов, движение ИСЗ позволяет видеть всю небесную сферу. Крупнейший космич. телескоп имени Э. Хаббла (США) с зеркалом диаметром 2,4 м запущен в 1990 и в 2016 всё ещё работает на околоземной орбите. С 1990-х гг. астрофизические инструменты выводятся и на гелиоцентрические орбиты (напр., SOHO – специализир. аппарат для исследований Солнца и околосолнечного пространства).

С началом космич. эры совпало появление и развитие мн. новых методов, пришедших в А. из др. отраслей науки и техники. Радиоастрономия получила полноповоротные радиотелескопы с зеркалами диаметром до 100 м, неподвижную чашу радиотелескопа диаметром 300 м (Аресибо, США), составной радиотелескоп диаметром 600 м из отд. элементов (Специальная астрофизич. обсерватория, Россия). Радио- и лазерные локаторы и радиоинтерферометры со сверхдлинной базой (порядка радиуса Земли) определяют расстояния до Луны и мн. др. тел Солнечной системы с точностью до метра, а в некоторых случаях – до миллиметра, что позволило измерить дрейф тектонич. плит Земли. С 2011 в космосе работает российский радиотелескоп, увеличивший «сверхдлинную» базу интерферометра в 30 раз. Изменилась и наземная оптич. А. В обоих полушариях Земли появились телескопы с зеркалами диаметром 8, 10, 12 и 15 м. Проектируются 25- и даже 100-метровые телескопы.

В 1970-х гг. в А. наряду с фотографич. пластинками в качестве приёмников излучения стали применяться ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью). Уступая пока фотографии по размеру поля зрения, они многократно превосходят её по чувствительности. Предельно слабые объекты регистрируются совр. электронными приёмниками с экспозицией, на порядок меньшей, чем требуется фотопластинке, либо позволяют использовать телескопы меньшего размера.

В 1968 построенный Р. Девисом (США) нейтринный телескоп дал первые результаты. К 2015 в 6 странах, включая Россию, а также в Антарктиде действуют нейтринные телескопы, различающиеся принципом регистрации нейтрино. Некоторые из них позволяют определить направление пролёта нейтрино и построить нейтринное изображение неба.

Гра­ви­та­ци­он­но-вол­но­вые те­ле­ско­пы, пер­вые ва­ри­ан­ты ко­то­рых поя­ви­лись ещё в 1970-х гг., да­ют по­ка не впол­не на­дёж­ные ре­зуль­та­ты.

С быстрым развитием информатики и вычислит. техники стало возможным решение задач, ранее не ставившихся из-за необходимости необозримого количества вычислений. Аппараты дальнего космоса, марсоходы и т. п. могут работать только при наличии элементов искусственного интеллекта: сигнал до Марса и обратно идёт более 6 мин, а до Юпитера и обратно – более часа. Современные наземные и космические телескопы и устройства, обрабатывающие изображения, представляют собой своеобразных роботов. Стало возможным осуществлять программы наблюдений миллионов однотипных объектов с автоматическим переключением от одного объекта к другому.

Радиотелескоп обсерватории Аресибо (США).

Солнечная система. Космич. аппаратами исследованы все планеты, мн. спутники, неск. комет и астероидов. Неоднократно запускались солнечные обсерватории, в т. ч. по перпендикулярной к плоскости эклиптики орбите для изучения полярных областей Солнца. Это позволило уточнить орбиты всех тел Солнечной системы. Построенные с учётом релятивистских эффектов теории движения планет представляют их положение на десятки лет с погрешностью в доли километра для планет земной группы. На космогонич. временах порядка 5–10 млрд. лет орбиты планет-гигантов и Плутона не претерпевают существенных изменений. Для планет земной группы это верно в течение по крайней мере 2 млрд. лет. Вследствие приливной диссипации энергии Земля замедляет своё вращение, Луна удаляется от Земли, месяц стремится совпасть с сутками, как сейчас для пары Плутон – Харон. Этот процесс требует десятков млрд. лет, но возмущения от притяжения Солнца, возможно, ещё раньше столкнут Луну со спутниковой орбиты. По той же причине Фобос, орбита которого ниже стационарной, приближается к Марсу и упадёт на него через 30 млн. лет. Отслеживание орбит геодезич. и навигац. ИСЗ позволило определить св. миллиона коэффициентов Стокса, описывающих гравитац. поле Земли, установить переменность некоторых из них (сезонные вариации и вековое уменьшение, вызванное послеледниковым поднятием). С несколько меньшей точностью измерены гравитац. поля Луны и др. тел.

В 1978 амер. астрономы Дж. Кристи и Р. Харрингтон открыли спутник Плутона Харон. Массы Плутона и Харона оказались меньше ожидаемых: 1/6 и, соответственно, 1/45 от массы Луны. Открытие нескольких сравнимых с Плутоном по массе объектов во внешней части Солнечной системы побудили Международный астрономический союз в 2006 ввести понятие карликовой планеты. К 2015 такой статус имеют 5 небесных тел, включая Плутон; всего их может быть несколько сотен.

Найдены следы атмосферы Плутона, вымерзающей с удалением его от Солнца. Построены подробные карты ок. 20 небесных тел, исследованы физич. условия на их поверхности, химич. состав пород и атмосферы. Обнаружены радиац. пояса у всех планет, обладающих магнитным полем, подробно изучены их магнитосферы, сложная динамика которых определяется взаимодействием солнечного ветра с потоком заряженных частиц.

У всех планет-гигантов открыты кольца, предсказанные в 1960-х гг. С. К. Всехсвятским, и обнаружено св. 150 спутников, часть которых, связанная с кольцами, была предсказана А. М. Фридманом и Н. Н. Горькавым в 1985. Выяснилось, что у каждой планеты-гиганта система спутников, количество которых растёт с уменьшением их размеров, генетически связана с кольцами, представляющими собой систему спутников миним. размеров, вплоть до пылинок.

К 2015 число открытых астероидов превысило 670 тыс. Сфотографированный космич. аппаратом «Галилео» в 1993 астероид Ида оказался двойным (к 2015 двойных астероидов известно уже более 270). Обнаружены группы астероидов, сближающихся с Землёй и др. планетами, что показало реальность астероидной опасности (см. Астероидно-кометная опасность). В 1977 за Сатурном обнаружен астероид Хирон, более напоминающий ядро потухшей кометы. Подобных «кентавров» (тел с признаками астероидов и комет) к 2015 известно уже более 400. В 1992 за Нептуном открыт новый пояс небесных тел (пояс Койпера – Эджворта). Известно более 1000 объектов пояса – тёмных тел размером в сотни километров. Множество более мелких тел пока необнаружимы. Плутон представляется одним из массивных тел этого пояса.

В 1986 космич. аппараты «Вега-1», «Вега-2» (СССР) и «Джотто» (Европ. космич. агентство) пролетели сквозь кóму кометы Галлея на близком расстоянии от ядра, получив его изображение, определив плотность, химич. состав истекающих газов и пыли. Подтверждена модель ядра как конгломерата замёрзшей воды и газов, покрытых силикатной коркой, с приближением к Солнцу прорываемой испаряющимися газами и паром. В 1994 наблюдалось редкое явление падения кометы Шумейкеров – Леви 9 на Юпитер. Приливное воздействие планеты разорвало её на цепочку из 21 фрагмента; падение каждого оставляло на поверхности планеты пятно размером больше Земли. Космич. аппарат SOHO за 8 лет обнаружил более 500 комет, испарившихся при подлёте к Солнцу. В 2014 космический аппарат «Розетта» стал искусственным спутником кометы Чурюмова – Герасименко; спускаемый аппарат «Филы» впервые совершил мягкую посадку на поверхность ядра кометы.

Внесолнечные планеты. После ста лет поисков первая планетная система обнаружена в 1992 А. Вольщаном (радиотелескоп Аресибо, США) у пульсара PSR B1257+12. В 1995 М. Майор и Д. Кело (Швейцария) открыли первую планету у звезды солнечного типа 51 Пегаса. К 2015 известно уже ок. 2000 внесолнечных планет, включая 500 планетных систем. Почти все они открыты по колебаниям лучевых скоростей материнской звезды или по фотометрическим измерениям прохождений планеты по диску звезды. Вначале открывались планеты, сравнимые по массе с Юпитером и расположенные недалеко от своей звезды. Совершенствование инструментов и запуск специализированных космических аппаратов привели к открытию планет, сравнимых с Землёй по массе и двигающихся в т. н. зоне жизни, где возможно существование жидкой воды.

Солнце. Детально изучен химич. состав верхних слоёв Солнца, исследована природа солнечных вспышек и др. нестационарных процессов, связанных со сложными, меняющимися магнитными полями. Космич. обсерватории выявили тонкую структуру протекающих в поверхностных слоях Солнца процессов, связь глобального и локальных магнитных полей и их роль в солнечной активности. Потоки солнечных нейтрино, зарегистрированные нейтринными телескопами, подтвердили протекание термоядерных реакций в солнечном ядре. Расхождение между теоретически предсказанным и наблюдаемым потоком привело к фундам. открытию нейтринных осцилляций и наличия у нейтрино ненулевой массы покоя. Теперь теория согласуется с наблюдениями.

Звёзды. В 1967 открыты нейтронные звёзды, предсказанные в 1930-е гг. Л. Д. Ландау, с массами порядка массы Солнца и размерами порядка размера Фобоса. Они были обнаружены Дж. Белл и Э. Хьюишем как пульсары по периодич. радиоизлучению, позднее зарегистрированному и в др. диапазонах длин волн. В 1990-х гг. открыты бурые карлики с массами менее 1/12 массы Солнца (в их недрах слишком низкая темп-ра для ядерного горения водорода, но идут термоядерные реакции с участием дейтерия и лития). К 2015 обнаружено ок. 1000 кандидатов в чёрные дыры звёздных масс.

Разработанные ещё в 1960-х гг. сценарии эволюции одиночных звёзд превратились в стройную теорию, подтверждённую миллионами наблюдений. В общих чертах стал понятен механизм звездообразования. В результате гравитац. неустойчивости газово-пылевое облако начинает сжиматься, фрагментироваться на плотные глобулы, превращающиеся в протозвёзды. В нашей Галактике и в ближайших галактиках обнаружено два десятка областей звездообразования с инфракрасными глобулами и протозвёздами.

Галактика. Достоверно установлено, что наша Галактика – спиральная, Солнце находится в пространстве между спиральными рукавами на расстоянии ок. 8 кпк от её центра, обращаясь вокруг него по близкой к круговой орбите с периодом 230 млн. лет. В центр. области Галактики выделяется близкое к сферическому ядро, концентрация звёзд в котором на порядки превышает концентрацию звёзд в окрестностях Солнца. В нач. 21 в. в самом центре ядра Галактики обнаружен компактный объект с массой ок. 4 млн. масс Солнца; по всей вероятности это сверхмассивная чёрная дыра. Межзвёздное пространство диска Галактики заполнено газово-пылевым веществом, частично сконденсированным в облака ионизованного, атомарного и молекулярного водорода. В качестве примесей присутствуют почти все химич. элементы. Под действием излучений происходят синтез и распад молекул и образование пылинок. Зарегистрировано уже более 130 молекул, в т. ч. органических, содержащих до 13 атомов. Детектируются переходы между уровнями атома водорода с номерами более сотни, размеры таких атомов макроскопичны – доли миллиметра.

Космический телескоп имени Э. Хаббла.

Галактики и квазары. Ближайшие галактики изучены почти так же детально, как и наша Галактика, а в описании общего плана строения – даже лучше. В инфракрасном диапазоне обнаружено неск. карликовых галактик – спутников Галактики, скрытых мощной пылевой полосой, лежащей вблизи плоскости галактич. экватора. В 1963 открыт первый квазар – точечный источник, находящийся, судя по красному смещению, на космологич. расстоянии и имеющий спектр, подобный спектрам далёких галактик. Сейчас открыто более 10 тыс. квазаров, многие из них окружены туманными оболочками. Установлена их природа – это ядра далёких галактик, видимые нами в эпоху их молодости, много млрд. лет назад. В 1967 с борта ИСЗ «Vela-4a» (США) были зарегистрированы всплески гамма-излучения, в 1973 установлена их космич. природа. С 1997 часть гамма-всплесков удалось отождествить с известными объектами неба благодаря немедленной передаче сведений с ИСЗ земным обсерваториям. По крайней мере часть всплесков представляет собой излучение от наиболее мощных взрывов, приходящее с космологич. расстояний.

Эволюция Вселенной. Теория расширяющейся в результате Большого взрыва Вселенной долгое время имела мало наблюдательных подтверждений: красное смещение галактик, распределение изотопов водорода, лития и гелия в зависимости от расстояния до галактик. В 1965 А. Пензиас и Р. Вильсон обнаружили микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение), приходящее изотропно со всего неба. В 1992 были измерены его флуктуации. В 1998 обнаружено ускорение темпа расширения Вселенной, из чего следует наличие сил отталкивания вакуума, впервые введённых в теорию относительности ещё А. Эйнштейном. Были проведены квантовомеханич. расчёты поведения вещества вблизи сингулярности. Полная теория ещё далека от завершения, но приемлемый сценарий уже разработан. В результате квантовой флуктуации вакуум совершил фазовый переход и перешёл в наблюдаемое состояние, сохранив общую нулевую энергию. В нагретой до 1013 К сверхплотной материи происходили реакции рождения и аннигиляции пар элементарных частиц. В результате расширения Вселенной материя остывала, постепенно прекращались реакции рождения протон-антипротонных и электрон-позитронных пар, излучение отделилось от вещества. Асимметрии слабых взаимодействий оказалось достаточно для того, чтобы антивещество исчезло и осталось только вещество и излучение. С дальнейшим расширением и охлаждением возникли атомы изотопов водорода, лития и гелия, галактики и звёзды. Сменится ли расширение сжатием или будет продолжаться вечно? Ответ зависит от нерешённой проблемы скрытой массы. Обнаруживающая себя гравитацией масса на порядок превосходит общую массу излучающей в к.-л. диапазоне материи. Часть скрытой массы – обычная материя, а часть может быть материей в неизвестном физике состоянии.

Значение астрономии для науки, искусства, практики

Фундаментальна роль А. в физике и химии: открытия закона всемирного тяготения, конечности скорости света, её инвариантности относительно систем отсчёта, эффекта Доплера, новых химич. элементов (гелий был открыт на Солнце, короткоживущий радиоактивный технеций воссоздаётся в естественных условиях только на некоторых звёздах), атомов и ионов в необычных состояниях (атомы макроскопич. размеров, 16-кратно ионизованное железо и др.), общей теории относительности, гравитационного линзирования, осцилляций нейтрино. А. предоставляет физике и химии космич. лабораторию с недостижимыми в земных условиях параметрами: сильнейшие гравитационные и магнитные поля, макрообъекты с ядерной плотностью, высочайший вакуум, обладающие макроэнергией атомные ядра в космич. лучах и др. Огромен вклад А. как поставщика труднейших задач в развитие математики.

Элементы А. входят в физич. географию (тропики Рака и Козерога, полярные круги, линия перемены даты и др.). По астрономич. явлениям (затмения, вспышки новых и сверхновых звёзд, кометы) произведены датировки мн. историч. событий и согласование календарных систем разных народов.

Астрономич. сюжеты (солнечные и лунные затмения, кометы, звездопады, полярные сияния, не говоря о восходах, закатах, лунном свете, звёздном небе и пр.) пронизывают все виды искусства. Мифология отражается в названиях созвездий и планет. Целый пласт науч. фантастики обязан А. своим существованием. Астрономич. термины вошли в общеупотребительную лексику в прямом и переносном значениях: зенит, горизонт, кульминация, апогей, аспект, противостояние, звезда первой величины, созвездие, плеяда, чёрная дыра и др. Множество историч. личностей увековечено в названиях тысяч малых планет, кратеров и др. образований на телах Солнечной системы.

Практич. значение А. огромно. Астрономич. методами человек ориентируется на местности, определяет положение в открытом море или пустыне, время года и суток, фазы Луны, предвычисляет колебания высоты приливов. В кон. 20 в. созданы атомные часы, на порядки превосходящие по точности хода естественные часы – вращающуюся Землю. Однако жизнь человека связана с солнечными ритмами, поэтому астрономич. служба времени сохранила своё значение, внося поправки в атомное время для его согласования с солнечным. Космонавтика представляет собой приложение открытых в А. законов для практики. Траектории ИСЗ и космич. зондов рассчитываются по законам небесной механики (см. Астродинамика). Ориентация транспортных средств теперь чаще производится по навигационным ИСЗ, слежение за которыми осуществляется астрономич. методами. Т. о., прикладная космонавтика (спутники связи, телевидения, навигации, исследователи солнечной активности) – это в то же время и прикладная А. С исторически неизбежным расширением деятельности людей вне Земли прикладное значение А. будет увеличиваться.

Астрономические учреждения, общества и журналы

Наблюдения естественных и искусственных небесных тел и астрономич. явлений ведутся гл. обр. в астрономич. обсерваториях. Характерный облик обсерваториям придают здания для астрономич. инструментов – башни цилиндрической или многогранной формы с полусферич. куполами или павильоны с отодвигающейся крышей. Радиотелескопы устанавливают под открытым небом. С 20 в. для обсерваторий выбирают места с наилучшим астрономическим климатом за пределами городов, в осн. высоко в горах. Обработка результатов наблюдений, теоретич. исследования в области А., а также разработка наблюдательной и измерительной техники проводятся в астрономич. обсерваториях, специализированных институтах и астрономич. отделениях университетов.

В России крупнейшими астрономич. учреждениями являются Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Главная астрономическая обсерватория РАН (Пулковская обсерватория), Астрономический институт государственный им. П. К. Штернберга, Астрономии институт РАН, Прикладной астрономии институт РАН, Астрокосмический центр ФИАН, Астрономический ин-т им. В. В. Соболева Санкт-Петербургского университета и др. Подготовка студентов астрономич. специальностей и астрономич. исследования ведутся в Московском, Санкт-Петербургском, Казанском, Уральском и др. университетах.

Среди зарубежных астрономич. учреждений наибольшее значение имеют: Европейская южная обсерватория, учреждённая 11 государствами (расположена в Чили), Европейская северная обсерватория (расположена на Канарских о-вах), Мауна-Кеа астрономическая обсерватория (США), обсерватория Австралийский телескоп, Маунт-Паломар астрономическая обсерватория (США), От-Провансская астрономическая обсерватория (Франция), Астрономии институт, Астрофизики институт и Радиоастрономии институт Об-ва им. Макса Планка (Германия), Аресибо радиоастрономическая обсерватория (США).

Астрономич. подразделения созданы в космич. агентствах, поскольку всё больший объём наблюдений и экспериментов проводится с использованием орбитальных телескопов и межпланетных зондов.

Необходимость координации астрономич. исследований привела к возникновению национальных и международных астрономич. обществ. Первое общество образовано в 1863 в Германии для составления на 13 обсерваториях разных стран большого каталога звёзд Сев. полушария неба. Междунар. роль играют и крупные совр. региональные астрономич. общества: Американское, Европейское, Лондонское королевское и др. В России существовало неск. небольших науч. и любительских обществ. В 1932 на их базе образовано Всесоюзное (ныне Всероссийское) астрономо-геодезическое об-во (ВАГО). В 1990 в СССР учреждено профессиональное Советское астрономическое об-во (позднее – Евразийское астрономическое об-во, Россия), открытое для граждан СНГ и др. стран. В 1919 учреждён Междунар. астрономич. союз (МАС). Каждые 3 года МАС проводит большие съезды для обсуждения планов дальнейшего развития астрономии.

Результаты наблюдений и теоретич. исследований публикуются в специализир. журналах, издаваемых астрономич. учреждениями и обществами. Первый астрономич. журнал – «Astronomische Nachrichten» основан в Германии в 1821. На нач. 21 в. ок. 20 астрономич. журналов имеют международный или региональный (напр., европейский) статус. Всерос. статусом обладают журналы: «Астрономический журнал», «Письма в астрономический журнал», «Астрономический вестник», «Космические исследования».

Лит.: Фламмарион К. Популярная астрономия. М.; Л., 1941; Струве О., Зебергс В. Астрономия XX в. М., 1968; Звезды и звездные системы. М., 1981; Климишин И. А. Календарь и хронология. 2-е изд. М., 1985; Маров М. Я. Планеты Солнечной системы. 2-е изд. М., 1986; Физика космоса: Маленькая энциклопедия. 2-е изд. М., 1986; Миттон С., Миттон Ж. Астрономия. М., 1995; Иванов В. В., Кривов А. В., Денисенков П. А. Парадоксальная Вселенная. СПб., 1997; Леви Д. Звезды и планеты. М., 1998; История астрономии в России и СССР. М., 1999; Угольников О. С. Небо начала века. 2001–2012. М., 2000; Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. М., 2001; Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. 5-е изд. М., 2002; Хокинг С. Краткая история времени: от большого взрыва до черных дыр. СПб., 2004.

  • АСТРОНО́МИЯ наука о движении, строении, возникновении, развитии небесных тел, их систем и Вселенной в целом (2005)
Вернуться к началу