тия протозвезды, но исследована роль вращения и siam. полей облака, окончательно не установлен верх, предел массы устойчивой нейтронной звезды. Не разработан в деталях .механизм ускорения частиц в пульсарах. Пока нет объяснения активности ядер галактик, неясной остается природа квазаров. Требует уточнения вопрос о природе ядра нашей Галактики как двойной свсрхмассивной системы (двойная ч╦рная дыра или ч╦рная дыра и компактное зв╦здное скопление), активно взаимодействующей с окружающими с╦ зв╦здами.
В релятивистской А. до конца не решены вопросы о барионпой асимметрии Нселен-ной, о неличине отношения числа ядер и электронов к числу фотонов, о роли нейтрино, а возможно, и других пока неизвестных частиц в образовании наблюдаемой структуры Вселенной, состояния вакуума и фазовых переходов в эволюции горячей Вселенной.
Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 3 и.чд., М., 1077; е г о ж е, 'курс общей астрофизики, &шд.( М., 1979; Соболев Б. В., Курс теоретической астро-фввмня, 3 изд,, М,, 1985; Гинзбург В, Л., Современная астрофизика, М,, 1970; его же, Теоретическая физика и астрофизика, М., 1975; 3 е л ь л о в и ч Я. Б., Н о в л -ков И. Д., Теория тяготения и эволюции зве,*д, М., 1971; и х Ht е, Строение и эволюции Вселенной, М., 1975; Л е н г К., Астрофизические формулы, ч. 1≈2, пер. с англ., М., 1978; На переднем крае астрофизики, пер. с англ.т М., 1979; И м ш е н-ник В. С., Н а д ╦ ж и н Д. К., Конечные стадии эволюции звезд и вспышки сверхновых, в кн.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 21, М,, 1982; Зельдович Я. Б., Структура Вселенной, там же, т. 22, М., 1983. II. А. Клгичишин.
АСТРОФОТОМ╗ТРИЯ ≈ раздел практич. астрофизики, посвящ╦нный измерению физ. характеристик (в осн. энергетич.) эл.-магн. излучения астр, объектов. Предмет А. составляют: выделение потока излучения от индивидуальных объектов, «очищение» его от фонового излучения, уч╦т ослабления потока земной атмосферой, измерение этого потока в абс. энергетич. или относит, единицах, изучение церемонности во времени поляризац,, квантово-статистич. и др. характеристик излучения астр, объектов,
К фундам. задачам А. относятся следующие. Исследование распределения энергии в спектрах зв╦зд. Решение этой задачи позволяет определить хим. состав, структуру атмосферы, эффективную температуру эв╦зд, величину межзв╦здного покраснения (см. Меж* зв╦здное поглощение} и др. Построение кривых изменения со временем потока излучения (кривых блеска) переменных зв╦зд, галактик, квазаров и др. Анализ этих кривых позволяет- вскрыть физ. природу исследуемых объектов и Определить их осн. параметры ≈ радиусы и массы, характерные размеры, энергетику нестационарных процессов и др. Изучение в различных спектральных диапазонах распределения яркости по протяж╦нным источникам (Солнце, планеты, галактики, туманности), а также исследование фонового излучения неба.
Интервал освещ╦нностей, измеряемых в А., огромен. Ярчайшие зв╦зды создают на поверхности Земли освещ╦нность, примерно в десять млрд, раз меньшую, чем Солнце, а наиб, слабые звезды и галактики, доступные измерениям, ещ╦ в десятки млрд. раз меньшую, т. е. перепад освещ╦нноетей составляет более чем 1020 раз. Слабость блеска небесных светил созда╦т оси. сисцифич. трудности А. Эти трудности преодолеваются увеличением диаметра телескопов, а также увеличением чувствительности при╦мников излучения. Самый большой в мире оптич. телескоп имеет диаметр 6 м. Квантовая эффективность Q совр. фотоэлектрич. при╦мников излучения, применяемых в А., доведена во мн, спектральных диапазонах практически до абс. предела ((?^50≈80%).
До недавнего времени осн. роль к А, играли измерения в видимой области спектра. С созданием внеатмосферных орбитальных астрофиз. обсерваторий и высо-кочувствит. при╦мников излучения А. стала всеволновой. Ввиду специфики аппаратуры, методов и часто даже самих объектов, «видимых» только в отдельных Спектральных диапазонах, образовались целые разделы
Ш
О О
е о
о*
астрономии, напр, радиоастрономия, рентгеновская, астрономия, гамма-астрономия. Ниже рассмотрены задачи и методы классич. А.т относящиеся в осн. к оптич. области спектра.
По способам измерении А. разделяется на визуальную, фотографическую и фотоэлектрическую. По осн. методам исследования А. может быть разделена на песк. самостоят, разделов: многоцветная А. (астр, колориметрия), спектрофотометрия, радиометрия.
Многоцветная А, Блеск астр, объектов принято вы ражать в зв╦здных величинах (т]. Разность зв╦здных величин одного и того же объекта в днух разных областях спектра (А, <А2) паз. показателем цвета или колор-индексом (6V):
C/=^mi ≈≈/Н2.
Даже в видимом диапазоне показатели цвета разных объектов могут различаться на 10м. Т. е., две звезды одинакового блеска в голубых (Ас^0,4 мкм) лучах могут в тысячи раз различаться по потоку в красной области спектра (А~0,8 мкм). Измерений CI равносильно сопоставлению интснсивностей излучения в двух участках спектра и поэтому позволяет судить о цветовых температурах исследуемых объектов. Именно с целью измерения колор-индексов астрономич. объектов зародились первые двуцветные фотомстрич. системы (ФС, см. ниже). Однако условия в атмосферах зв╦зд и др. астр. объектов обычно далеки от термодинамич. равновесия. Поэтому их спектры не определяются функцией Планка, а являются сложными функциями ОТ светимости, интенсивности турбулентных движений и протяж╦нности атмосферы, е╦ хим. состава, осевого вращения, лучевой скорости и др. факторов. Кроме того, излучение астр. источников поглощается и рассеивается межзв╦здным веществом (пыль и газ), в результате чего спектральный состав излучения меняется. Во-первых, оно становится более красным. Покраснение яыражается в том, что показатель цвета (щ≈wa) увеличивается по сравнению с покавателом цвета (т1≈m2)Q для нснптсраспев-шей звезды такого же спектрального типа. Величина этого увеличения наз. избытком цвет а, или к о л о р - э к с ц е с с о м (СЕ}:
СЕ = (т!≈ т%) ≈ (п}:≈ ма)0.
Во-вторых, в спектре появляются межзв╦здные абсорбц. линии ионизованного кальция, натрия и др. атомов и молекул. Поэтому один параметр ≈ показатель цвета не может полностью охарактеризовать спектральный состав излучения. Стремление к увеличению информативности привело к увеличению кол-ва измеряемых участков спектра и уменьшению их ширин. Т. о., возникло существующее многообразие ФС,
Ф о т о м е т р и ч. с и с т е м о и наз. набор описываемых кривыми спектральной чуиствител ьности регистрирующей аппаратуры (кривыми реакции) Д участков спектра, в к-рьтх проводятся измерения потока излучения. Неличина /^ равна произведению кривой спектральной чувствительности при╦мника и кривых пропускания (отражения) оптич. деталей регистрирующей аппаратуры (фотометра) л телескопа. ФС может содержать от одной до песк. десятков полос (цветок). Напр., популярная ФС UBV состоит из тр╦х полос: U ≈ ультрафиолетовая, В ≈ голубая и V ≈ визуальная. ФС с кривыми реакции, полуширины ДАу тс-рых
превышают 300 А, наз. широкополосными, ФС с ДАи ~
4 ч i1 К
£^100≈300 А ≈ срсднсполосными, а с ДА,, ^100 А ≈
У И
узкополосными. Известно неск. десятков ФС.
Из широкополосных наиб, широкое распространение получила 12-цветная система Джонсона, являющаяся расширением UBV системы в ИК-область, Она содержит следующие полосы (в скобках приведены ср. длины волн А и полуширины полос ДА], в мкм): U (0,30;
0,04), В (0,44; 0,10), V (0,55; 0,08), R (0,70; 0,21), л _. / (0,88; 0,22), / (1,25; 0,3), И (1,02; 0,2), К (2,2; 0,6), 131
")
}
