БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (АС)

Длины волн спектральных линий в А. определяются приспособлениями, позволяющими вводить в А. свет от лабораторного источника, спектральное разложение которого даёт спектр сравнения.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967, гл. 1, §8.

Д. Я. Мартынов.

Астроспектроскопи'я,область астрофизики, включающая изучение спектров небесных тел с целью познания физической природы Солнца, звёзд, планет, туманностей, межзвёздного вещества и т. п., а также их движения в пространстве. В узком смысле слова А. — раздел практической астрофизики, занимающийся только исследованием движения небесных тел или отдельных их частей по лучу зрения на основании измерений смещения спектральных линий, обусловленных эффектом Доплера. В задачи А. входит получение спектров с помощью астроспектрографов, измерения точных значений длин волн спектральных линий, а также оценка и измерения интенсивности разных образований в спектре. Распределение энергии в спектрах составляет предмет астроспектрофотометрии. По результатам анализа особенностей спектров небесных тел можно судить о разнообразных физических явлениях, происходящих на них. Внутреннее движение газовых масс, а также осевое вращение Солнца, планет, туманностей, галактик обусловливают различия лучевых скоростей в разных частях видимого их изображения. Применительно к звёздам, дающим точечное изображение, осевое вращение проявляется в расширении спектральных линий, которые при этом становятся фотометрически неглубокими. Сильная турбулентность в атмосфере звезды приводит к расширению спектральных линий без существенного ослабления их интенсивности. Периодические колебания спектральных линий около своего среднего положения в спектре звезды указывают на то, что эта звезда является тесной двойной системой (см. Двойные звёзды ) .

Анализ интенсивности и фотометрического профиля спектральных линий позволяет судить об ионизационном состоянии химических элементов в звёздных атмосферах, о химическом составе, температуре в атмосферах звёзд, о давлении, в частности — электронном, в них. Различное поведение линий разных элементов на разных ступенях ионизации позволяет углубить спектральную классификацию учётом газового давления в атмосферах звёзд, что неразрывно связано с их размерами и светимостями, т. е. приводит к двумерной спектральной классификации звёзд. Приложение поляризационных приборов к спектральному анализу Солнца и звёзд даёт возможность изучать магнитные поля звёзд, обычно переменные.

С помощью А. определяют также химический состав (в т. ч. изотопный) атмосфер планет. Анализ молекулярных полос поглощения позволяет определять температуру и давление в атмосферах планет. См. также Спектроскопия.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965; Теория звездных спектров, М., 1966.

Д. Я. Мартынов.

Астроспектрофотометри'я,раздел практической астрофизики, занимающийся изучением распределения энергии в спектрах небесных тел, т. е. измерением удельной освещённости от исследуемого объекта Е l эрг/ ( сек·см" ) на единичном интервале спектра 1 1 мкм, 1 см (абсолютная А.) или определением тех же величин в относительных единицах, например в долях освещённости Е l , определённой в какой-либо избранной длине волны (относительная А.). К задачам А. относится также фотометрирование отдельных спектральных линий или полос относительно соседнего участка непрерывного спектра с целью определения профиля спектральной линии или её эквивалентной ширины.

Задачи абсолютной А. для ярких объектов решаются с помощью неселективного приёмника — болометра или термоэлемента. В ограниченной области спектра те же задачи решаются также и с помощью селективных приёмников — глаза, фотографической эмульсии, фотокатода фотоэлектронного умножителя — путём сравнения количества энергии в одних и тех же узких спектральных участках у исследуемого объекта и объекта сравнения (спектрофотометрического стандарта). При этом должна быть известна функция спектральной чувствительности приёмника излучения в комбинации с применяемой оптикой. В качестве стандарта применяют либо лабораторный источник (ленточная лампа накаливания, вольтова дуга, разряд в водородной лампе, лабораторная модель абсолютно чёрного тела), либо одну из немногих стандартных звёзд с особенно хорошо изученной функцией Е l(например, Вега). Наиболее удобен фотографический метод сравнения, при котором спектр сравнения фотографируется рядом со спектром исследуемой звезды. Однако точность фотографической А. невысока — порядка 10%. Более точные результаты обеспечивает фотоэлектрическая А. (1—2%). Главный источник погрешностей в А. — земная атмосфера.

Основное применение А. — определение температур небесных тел, прежде всего Солнца и звёзд. Результаты позволяют уточнить теоретические модели звёздных атмосфер. А. спектральных линий даёт важные количественные сведения о химическом составе, температуре и плотности звёздных атмосфер и газовых туманностей.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.

Д. Я. Мартынов.

Астросфе'ра(от астро... и сфера ) , часть центросферы, лучистая зона цитоплазмы вокруг клеточного центра, образующаяся во время митотического деления клетки (см. Митоз ) .

Астрофи'зика,раздел астрономии, изучающий физические явления, происходящие в небесных телах, их системах и в космическом пространстве, а также химические процессы в них. А. включает разработку методов получения информации о физических явлениях во Вселенной, сбор этой информации (главным образом путём астрономических наблюдений), её научную обработку и теоретическое обобщение. Теоретическая А., занимаясь обобщением и объяснением фактических данных, полученных наблюдательной А., пользуется законами и методами теоретической физики. Совокупность методов наблюдательной А. часто называют практической А.

В отличие от физики, в основе которой лежит эксперимент, связанный с произвольным изменением условий протекания явления, А. основывается главным образом на наблюдениях, когда исследователь не имеет возможности влиять на ход физического процесса. Однако при изучении того или иного явления обычно представляется возможность наблюдать его на многих небесных объектах при различных условиях, так что в конечном счёте Л. оказывается в не менее благоприятном положении, чем экспериментальная физика. Во многих случаях условия, в которых находится вещество в небесных телах и системах, намного отличаются от доступных современным физическим лабораториям (сверхвысокие и сверхнизкие плотности, высокие температуры и т. п.). Благодаря этому астрофизические исследования нередко приводят к открытию новых физических закономерностей.