ЭСБЕ/Астрофизика

Материал из Викитеки — свободной библиотеки
Перейти к навигации Перейти к поиску

Астрофизика
Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона
Аа — Афины
Brockhaus Lexikon.jpg Словник: Араго — Аутка. Источник: т. II (1890): Араго — Аутка, с. 396—397 ( скан · индекс ); доп. т. I (1905): Аа — Вяхирь, с. 169 ( скан · индекс )
 Википроекты: Wikipedia-logo.png Википедия


Астрофизика (от греч. слов άστρον — светило и φύσις — природа) — учение о строении небесных тел. А. есть таким образом часть астрономии, занимающаяся изучением физических свойств и химического состава Солнца, планет, комет или неподвижных звезд и туманностей. Главные методы А.: спектральный анализ, фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую правильнее было бы назвать астрохимией, химией небесных светил, так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых светил. Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии (см. эти сл.). А. не следует смешивать с физическою астрономией, каковым именем принято означать теорию движения небесных светил, т. е. то, что также носит название небесной механики. К А. относят также исследование строения поверхности небесных светил, специально Солнца и планет, насколько это возможно из телескопических наблюдений над этими телами. А. есть еще совершенно юная наука. Самое название ее существует только с 1865 и предложено Цельнером. Астрофизические обсерватории существуют еще только в очень немногих странах. Из них особенно знамениты Потсдамская обсерватория под управлением Фогеля и Медонская под управлением Жансена. В Пулкове также устроено астрофизическое отделение, во главе которого стоит Гассельберг. В настоящей статье мы изложим историю и главные результаты астроспектроскопии, или того отдела А., который состоит из приложения спектрального анализа к изучению небесных тел.

Первые исследования спектра Солнца были предприняты одним из изобретателей спектрального анализа, Кирхгофом, в 1859 г. Результатом этих исследований был рисунок солнечного спектра, из которого можно было определить уже с большою подробностью химический состав солнечной атмосферы. Раньше Кирхгофа высказывались только иногда отдельные предположения о возможности анализа солнечной атмосферы посредством спектроскопа и в особенности о существовании на Солнце натрия вследствие найденной в спектре его темной линии D натрия. Такие предположения высказывались, напр., Фуко в Париже, Стоксом в Кембридже. Между тем еще незадолго до этого Огюст Конт высказал в своей «Положительной философии» убеждение в невозможности когда бы то ни было узнать химический состав небесных тел, хотя уже в 1815 г. Фраунгофер знал о существовании темных линий в спектре Солнца и о существовании характеристических спектров у некоторых отдельных звезд Сириуса, Капеллы, Бетейгейзы, Проциона, Поллукса. После первых исследований Кирхгофа спектральным анализом небесных тел занялись с большим усердием несколько астрофизиков, которые вскоре представили чрезвычайно обстоятельные исследования спектров Солнца и неподвижных звезд. Ангстром (вернее, Онгстром) изготовил чрезвычайно точный атлас солнечного спектра, Секки произвел обозрение большого числа звезд посредством спектроскопа и установил четыре типа звездных спектров, Геггинс начал ряд исследований над спектрами отдельных ярких звезд. Область применения спектроскопа постепенно расширялась. Геггинсу удалось наблюдать спектр некоторых туманностей и подтвердить уже неопровержимым образом предположение о существовании двух типов туманностей — звездных, состоящих из куч звезд, которые при достаточной оптической силе инструмента могут быть разложены на звезды, и газообразных, действительных туманностей, относительно которых можно думать, что они находятся в фазе образования отдельных звезд путем постепенного сгущения их вещества. С середины 60-х годов изучение поверхности Солнца посредством спектроскопа во время затмений и вне их вошло в состав непрерывных наблюдений, производящихся в настоящее время во многих обсерваториях. Геггинс, Локьер в Англии, Жансен во Франции, Фогель в Германии, Таккини в Италии, Гассельберг в России и др. дали обширные исследования, уяснившие строение верхних слоев солнечной атмосферы (см. Солнце). В то же время с 1868 года по мысли Геггинса спектроскоп был применен и к исследованию собственных движений звезд по направлению луча зрения посредством измерения перемещений линий их спектров измерения, которые в настоящее время также производятся систематически в Гринвичской обсерватории. Принцип Допплера, лежащий в основании этих измерений, был уже несколько раз проверяем экспериментально измерениями перемещений солнечного спектра и послужил Локьеру в его измерениях перемещений различных линий спектра Солнца к установлению его гипотезы о сложности химических элементов. Спектры комет, падающих звезд, метеоритов, исследованные разными астрономами, а в последнее время в особенности Локьером, дали уже много весьма важных фактов в руки астроному и в значительной степени послужили к уяснению происхождения и развития звезд и солнечной системы. А. шагает, именно в настоящее время, большими шагами вперед, и следует думать, что в ближайшем будущем раскрытые ею факты послужат к установлению более полной космогонической теории, чем та, которая передана нам предыдущими поколениями.

Литература: Кайзер, «Spectralanalyse» (1884); Локьер, «Chemistry of the sun» (1887).

Дополнения[править]

Астрофизика. — За последние 20 лет, особенно со времени применения фотографии громадное развитие получили работы по изучению спектров светил. Этим задачам посвящена всецело деятельность весьма многих обсерваторий (например, потсдамской, йоркской, линской и т. д.), наиболее выдающиеся современные астрономы занимаются А. Успехи ее невозможно изложить в краткой заметке, так как А. по существу представляет собой еще непрерывно увеличивающееся накопление наблюдений и фактов, которые не укладываются в рамки никакой теории. Основной причиной тому служит несоизмеримость явлений, наблюдаемых на Солнце, звездах, туманностях, с теми условиями, в которых находится материя в земных лабораториях. Примитивные теории и гипотезы, построенные до сих пор для объяснения того или другого отдельного явления, почти не заслуживают доверия. Таковы, напр., гипотеза для объяснения перемен яркости звезд существованием затмевающих спутников, различные попытки «механически» объяснить явления новых звезд (см. статью Переменные звезды), таковы объяснения смещения спектральных линий исключительно на основании принципа Допплера (см. Спектральный анализ), таковы объяснения различных особенностей жизни Солнца (см. Солнце). Совершенно иной характер имеют начатое систематическое изучение спектров при различных условиях, в которые поставлено вещество, изучение систем спектральных линий элементов, закономерности в их распределении и напряженности.