Физика внегалактических объектов. В начале изучения галактики рассматривались как механические конгломераты звёзд и туманностей. Поэтому обсуждались лишь вопросы их внутренней кинематики и динамики. Однако вскоре было выяснено, что существует определённая связь между формой галактик (эллиптическая, спиральная, неправильная) и классами входящих в них звёзд («звёздного населения»), в частности наличием в них молодых звёзд — голубых гигантов. В рукавах спиральных галактик наблюдаются большие неоднородности, О-ассоциации, представляющие собой системы, состоящие из молодых звёзд и туманностей. Их возникновение связано, по-видимому, с глубокими физическими процессами, при которых большие массы до-звёздного вещества превращаются в обычные звёзды. Изучение этих процессов является одной из труднейших нерешенных проблем А.
Начиная с середины 20 в. стала выявляться большая роль ядер галактик в их эволюции. Установлено существование различных форм активности ядер, в частности гигантские взрывы, при которых выбрасываются огромные облака релятивистских электронов. В результате таких взрывов обычные галактики превращаются в радиогалактики. Происходит также выбрасывание облаков и струй обычного газа. Все эти явления свидетельствуют о том, что в ядрах галактик происходят весьма глубокие процессы превращений вещества и энергии.
Открытие квазизвёздных источников радиоизлучения (квазаров), так же как квазизвёздных чисто оптических объектов, привело к обнаружению ещё более глубоких процессов. Прежде всего оказалось, что среди квазаров имеются объекты, которые испускают в 1013 раз более мощное излучение, чем Солнце, и в сотни раз более яркое, чем сверхгигантские галактики. Квазары испытывают относительно быстрые изменения блеска, что говорит об их небольших диаметрах (непрерывный спектр излучается из объёма диаметром не более 0,2 парсек). Во многих отношениях квазары схожи с наиболее активными ядрами галактик, только масштабы явлений в них больше. Массы квазаров неизвестны. Однако, рассматривая их как очень большие, изолированные ядра, можно принять, что они составляют 1011масс Солнца и больше.
Теоретическая астрофизика. Цель теоретической А. — объяснение изучаемых А. явлений на основе общих законов физики. При этом она пользуется как методами, уже разработанными в теоретической физике, так и специальными методами, разработанными для изучения явлений в небесных телах и связанными со специфическими свойствами этих тел. Поскольку вся информация об астрофизических процессах получается на основе регистрации достигающего нас излучения, то первая задача теоретической А. — прямое истолкование результатов наблюдений и составление на первом этапе внешней картины развёртывающегося процесса (например, наблюдения блеска и спектров новых звёзд удалось истолковать на основе представления о выбросе наружных слоев звезды в окружающее пространство). Однако конечная её цель — выяснение механизма и причин явления (в приведённом примере — причины взрыва, который приводит к выбрасыванию оболочки). Основным отличием процессов, изучаемых А., в большинстве случаев является существенная роль взаимодействия вещества с излучением. Поэтому теоретическая А., наряду с решением конкретных задач, разрабатывает также общие методы исследования этого взаимодействия. В то время, как теоретическая физика интересуется элементарными процессами этого типа, А. изучает результаты многократного и сложного взаимодействия в больших системах; так, теория переноса излучения в материальной среде, которая применяется и в других разделах физики, достигла большого совершенства именно в А. Успешное развитие в трудах советских астрономов В. В. Соболева и др. теории переноса излучения в спектр, линиях позволило установить точные закономерности образования в звёздных атмосферах линий поглощения и линий излучения. Таким образом стала возможной количественная интерпретация звёздных спектров. Разработаны также общие методы вычисления состояний равновесия звёздных масс. Большие работы по конфигурациям равновесия газовых звёзд выполнены М. Шварцшильдом (США) и А. Г. Масевич (СССР). Теория вырожденных конфигураций, в которой учитывается вырождение электронного газа, была разработана во 2-й четверти 20 в. Э. Милном (Великобритания) и С. Чандрасекаром (Индия). В случае сверхплотных конфигураций (в которых вырожден уже барионный газ) расчёты следует вести на основе общей теории относительности. Эти вопросы так же, как и теоретические исследования, касающиеся процесса расширения Вселенной в целом, составляют новую отрасль теоретической А., получившую название релятивистской астрофизики.
Результаты астрофизических исследований публикуются главным образом в трудах обсерваторий, а также в специальных журналах, среди которых основные: «Астрономический журнал» (М., с 1924), «Астрофизика» (Ер., с 1965), «Astrophysical Journal» (Chi., с 1895), «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» (L., с 1827), «Annales d'astrophysique» (P., с 1938—68), «Zeitschrift fur Astrophysik» (В., с 1930—44) и др.
Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 1—3, М.—Л., 1951—64; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, М., 1967; Амбарцумян В. А., Проблемы эволюции Вселенной, Ер., 1968; Развитие астрономии в СССР, М., 1967; Струве О. В., Зебергс В., Астрономия 20 в., пер. с англ., М., 1968; Зельдович Я. Б. и Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1968.
В. А. Амбарцумян.
«Астрофи'зика», научный журнал Академии наук Армянской ССР. Издается в Ереване. Основан в 1965, выходит 4 раза в год. Публикует статьи по физике звёзд, туманностей и межзвёздной среды, по звёздной и внегалактической астрономии и по смежным с астрофизикой вопросам.
Астрофизики институт Академии наук Таджикской ССР
Астрофи'зики институ'т Акаде'мии нау'к Таджи'кской ССР, научно-исследовательское учреждение в Душанбе. Институт создан в 1958 на базе Сталинабадской астрономической обсерватории, основан в 1932. Ведёт исследования в области изучения метеоров, комет, переменных звёзд и звёздной астрономии. В составе института — Гиссарская обсерватория (построена в 1963—68), где проводятся все наблюдательные работы. Основные инструменты: 70-см рефлектор, 40-см астрограф (F = 2 м), фотографические метеорные патрули с 10-см камерами (24 шт.) и 75-см камерами (16 шт.), радиолокационный метеорный патруль и ионосферная станция. институт издаёт «Бюллетень» (с 1951) и журнал «Кометы и метеоры» (с 1957).
П. Б. Бабаджанов.
Астрофизический институт Академии наук Казахской ССР
Астрофизи'ческий институ'т Акаде'мии нау'к Каза'хской ССР, научно-исследовательское учреждение в Алма-Ате. Основан в 1942 (до 1950 в составе Института астрономии и физики Казахстанского филиала АН СССР). На горной обсерватории Института (высота около 1500 м над уровнем моря) установлены 50-см телескоп Максутова, 70-см рефлектор и ряд других инструментов. Высокогорная наблюдательная база (св. 3000 м над уровнем моря) включает корональную станцию. Основные направления работы Института: атмосферная оптика, физика Солнца и тел Солнечной системы, взаимосвязь звёзд и межзвёздной среды, динамика звёздных систем, космогония и космология. Издания Института: «Известия» (1955—62) и тематические «Труды»(с 1961).
Лит.: Идлис Г. М., Рожковский Д. А. и Фесенков В. Г., Результаты астрофизических исследований, в кн.: Октябрь и наука Казахстана, А.-А., 1967, с. 187—205.
Г. М. Идлис.
Астрофотогра'фия, метод астрономических наблюдений, основанный на фотографировании небесных тел с помощью астрографов. А. стала входить в астрономическую практику с середины 19 в., вытесняя визуальные наблюдения, благодаря преимуществам, в числе которых: способность фотоэмульсии накапливать световую энергию, что позволяет наблюдать слабые небесные светила; возможность получить на фотоснимке одновременно изображения многих объектов (например, звёзд в Млечном Пути) или одного объекта во всех его деталях (например, солнечной короны); объективность и документальность.
В узком смысле А. называют фотографическую астрометрию, т. е. раздел астрометрии, в котором фотография применяется к решению таких задач, как определение положений светил на небесной сфере, измерения их движений, расстояний до них, относительных перемещений звёзд в двойных и кратных системах или спутников вокруг планет и т. п. Большинство астрометрических задач решается измерением углов между направлениями на светила в определённые моменты времени. При применении методов А. это сводится к измерению на фотографическом снимке соответствующего участка неба, прямоугольных координат изучаемого объекта, а также некоторого количества опорных звёзд с известными из каталогов экваториальными координатами a и d. Измерения осуществляются с помощью специальных координатно-измерительных машин (см. Астрономические измерительные приборы), погрешности измерений при этом обычно не превышают 1 мкм. Результаты таких измерений позволяют определить координаты a и d и для изучаемых объектов, которыми могут быть большая и малая планета, комета, метеор, Луна, звезда и т. п.
