Большая Советская Энциклопедия (КО)

�ногда к К. р. относят также радиоизлучение Солнца и планет. К. р. открыто в 1931 американским радиофизиком К. Янским на волне около 15 м.Несмотря на весьма низкую разрешающую способность антенны сконструированного Янским радиотелескопа, в следующие годы он доказал, что обнаруженное им радиоизлучение приходит из области Млечного Пути. В 40-х гг. 20 в. в связи с быстрым развитием радиолокационной техники возник новый раздел астрономии - радиоастрономия,существенно дополняющий результаты астрофизических исследований космических объектов и тесно взаимодействующий с астрофизикой.В 1946 английские исследователи Дж. Хей. Дж. Филлипс и С. Парсонс при помощи радиоинтерферометра обнаружили отдельные, «дискретные» источники К. р. Радиоастрономические инструменты начала 70-х гг. 20 в. дают потенциальную возможность наблюдать около миллиона таких источников. Поток радиоизлучения от самых слабых источников в миллион раз слабее потока от наиболее ярких из известных источников. Подавляющее большинство слабых источников находится за пределами нашей Галактики, в Метагалактике; несколько сот из них отождествлено с галактиками.Основная часть неотождествлённых источников, по-видимому, связана с галактиками и квазарами.

 Наша Галактика также является источником Рљ. СЂ.: РІ полосе Млечного Пути наблюдаются места СЃ повышенной интенсивностью Рљ. СЂ. Большинство метагалактических источников Рљ. СЂ. значительно мощнее Галактики. Р’ то время как Галактика излучает примерно 10 ³⁸ СЌСЂРі/сек(около 10 ^-6её полного излучения РІ оптическом диапазоне). отдельные метагалактические источники излучают РґРѕ 10 ⁴⁵ СЌСЂРі/сек,что близко Рє мощности РёС… оптического излучения. Такие объекты, называются радиогалактиками, представляют СЃРѕР±РѕР№, как правило, гигантские сфероидальные весьма массивные звёздные системы. Р�нтерференционные наблюдения показывают, что области оптического излучения Рё радиоизлучения метагалактических объектов РЅРµ совпадают РІ пространстве: обычно последние локализуются РІ РґРІСѓС… симметрично расположенных РїРѕ отношению Рє оптическому центру облаках, удалённых РѕС‚ этого центра РЅР° расстояние РІ десятки тысяч парсек.Р’ СЂСЏРґРµ случаев РІ оптическом центре радиогалактики наблюдается источник весьма малых угловых размеров (<<1СћСћ), поток радиоизлучения РѕС‚ которого довольно быстро меняется СЃРѕ временем. Это свидетельствует Рѕ продолжающейся активности галактических ядер, выбрасывающих вещество, РёР· которого образуются радиоизлучающие облака. Теория излучения радиоисточников была предложена (1950) шведским учёными РҐ. Альфвеном Рё Рќ. Герлофсоном Рё РїРѕРґСЂРѕР±РЅРѕ разрабатывалась советскими учёными Р’. Р›. Гинзбургом Рё Р�. РЎ. Шкловским. Согласно этой теории, многочисленные предсказания которой были полностью подтверждены последующими наблюдениями, Рљ. СЂ. возникает РїСЂРё движении быстрых, С‚. РЅ. релятивистских электронов РІ магнитных полях ( синхротронное излучение

) .Применение этой теории Рє конкретным метагалактическим источникам показывает, что РІ РЅРёС… содержится гигантское количество релятивистских частиц, суммарная энергия которых РґРѕС…РѕРґРёС‚ РґРѕ 10 ⁶⁰ СЌСЂРі,что сравнимо СЃ энергией гравитационной СЃРІСЏР·Рё галактики. Эти частицы генерируются РІ области галактических ядер Рё выбрасываются оттуда РІРѕ время взрывов.

  В 1965 в США на сантиметровом диапазоне было обнаружено т. н. «реликтовое» излучение метагалактического фона. Оно характеризуется планковским спектром с температурой около 3 К. Своё название оно получило потому, что его кванты были излучены Вселенной на ранней стадии её развития. Тогда ещё не было ни галактик, ни звёзд. Вселенная в эту эпоху представляла собой водородную плазму с температурой 4000 °С.

  Наряду с метагалактическими источниками наблюдаются также галактические источники К. р. Это - преимущественно особые туманности - остатки вспышек сверхновых звёзд (например, Крабовидная туманность ) .�злучение в этом случае также является синхротронным. Кроме того, в Галактике (а также в ближайших галактиках, например в Магеллановых Облаках) наблюдаются источники теплового радиоизлучения. Последними являются межзвёздные облака ионизованного газа и обычные туманности галактические.Спектр этого излучения отличен от синхротронного, «тепловые» источники наблюдаются преимущественно на сравнительно коротких волнах. В 1937 Дж. Белл и др. (Великобритания) обнаружили совершенно новый тип радиоисточников, получивших название пульсары.Вскоре выяснилось, что пульсары - это сильно намагниченные, быстро вращающиеся нейтронные звёзды, образовавшиеся после взрывов сверхновых звёзд. Все упоминавшиеся выше источники К. р. характеризуются непрерывным спектром. Наряду с этим в ряде случаев наблюдаются отдельные спектральные радиолинии, причём как в излучении, так и в поглощении. Наиболее важной из них является линия водорода с длиной волны 21 см.Существование этой линии впервые было теоретически предсказано голландским учёным Х. ван де Холстом в 1944. Она была открыта в 1951 (американскими астрономами Х. Юэном, Э. Перселлом), и её наблюдения стали неиссякаемым источником сведений для различных астрономических исследований. В 1949 Шкловский предсказал новый класс межзвёздных молекулярных линий, в частности линию OH с длиной волны 18 см.Эта линия открыта только в 1963. В 1966 на этой волне открыты источники радиоизлучения нового типа с огромной яркостью. �злучение таких источников имеет мазерную природу (см. Мазер ) .Вскоре были открыты ещё более интенсивные мазерные космические источники на волне 1,35 смв линии паров воды. В настоящее время (70-е гг. 20 в.) средствами радиоастрономии обнаружено свыше 10 межзвёздных молекул, в том числе таких многоатомных, как аммиак, спирт и муравьиная кислота. В 1962 советский астроном Н. С. Кардашев обосновал возможность наблюдений в радиодиапазоне линий высоковозбуждённых атомов межзвёздного водорода, которые вскоре были открыты. Наблюдения этих линий весьма полезны при анализе физических условий в межзвёздной среде.

  В конце 60-х гг. были получены первые результаты наблюдений сверхдлинноволнового (длины волн порядка километров) К. р. с искусственных спутников Земли, а также субмиллиметрового К. р. Расширение спектрального диапазона ещё больше увеличивает возможности радиоастрономии.

  Лит.:Каплан С. А., Элементарная радиоастрономия. М., 1966; Kraus J. D., Radio astronomy, N. Y. - [a. o.], 1966.

  �. С. Шкловский.

Космовидение

Космови'дение,космическое телевидение, непосредственная передача и приём по сети телевизионного вещания изображений с борта космического аппарата, находящегося в космическом пространстве или на поверхности др. планеты. Радиосигналы изображений, посланные бортовой аппаратурой космической станции, принимаются земной станцией радиосвязи и затем передаются на телецентр, откуда ретранслируются по сетям телевидения СССР, стран Европы и Америки. Начало К. положено передачей телевизионных изображений лётчиков-космонавтов А. Г. Николаева и П. Р. Поповича с борта космических кораблей «Восток-3» и «Восток-4» в августе 1962. Наибольшая дальность К. достигнута в декабре 1968 при передаче изображения во время облёта Луны космическим кораблём «Аполлон-8» с космонавтами Ф. Борманом, Дж. Ловеллом и У. Андерсом на борту.

РљРѕСЃРјРѕРіРѕРЅРёСЏ

Космо'гония(греч. kosmogonнa, от kуsmos - мир, Вселенная и gone, goneia - рождение), область науки, в которой изучается происхождение и развитие космических тел и их систем: звёзд и звёздных скоплений, галактик, туманностей, Солнечной системы и всех входящих в неё тел - Солнца, планет (включая Землю), их спутников, астероидов (или малых планет), комет, метеоритов. �зучение космогонических процессов является одной из главных задач астрофизики. Поскольку все небесные тела возникают и развиваются, идеи об их эволюции тесно связаны с представлениями о природе этих тел вообще. В современной К. широко используются законы физики и химии.

  Космогонические гипотезы 18-19 вв. относились главным образом к происхождению Солнечной системы. Лишь в 20 в. развитие наблюдательной и теоретической астрофизики и физики позволило начать серьёзное изучение происхождения и развития звёзд. В 60-х гг. 20 в. началось изучение происхождения и развития галактик, природа которых была выяснена только в 20-х гг.

  Процессы формирования и развития большинства космических тел и их систем протекают чрезвычайно медленно и занимают миллионы и миллиарды лет. Однако наблюдаются и быстрые изменения, вплоть до процессов взрывного характера. При изучении К. звёзд и галактик можно использовать результаты наблюдений многих сходных объектов, возникших в разное время и находящихся на разных стадиях развития. Однако, изучая К. Солнечной системы, приходится опираться только на данные о её структуре и о строении и составе образующих её тел.

  Очерк истории космогонических исследований.После общих идей о развитии небесных тел, высказанных ещё греческими философами 4-1 вв. до н. э. (Левкипп, Демокрит, Лукреций), наступил многовековой период господства теологии. Лишь в 17 в. Р. Декарт отбросил миф о сотворении мира и нарисовал картину образования всех небесных тел в результате вихревого движения мельчайших частиц материи. Фундамент научной планетной К. заложил �. Ньютон,который обратил внимание на закономерности движения планет. Открыв основные законы механики и закон всемирного тяготения, он пришёл к выводу, что устройство планетной системы не может быть результатом случайного стечения обстоятельств. В 1745 Ж. Бюффон высказал гипотезу, что планеты возникли из сгустков солнечного вещества, исторгнутых из Солнца ударом огромной кометы (в то время кометы считались массивными телами). В 1755 �. Кант опубликовал книгу «Всеобщая естественная история и теория неба...», в которой впервые дал космогоническое объяснение закономерностям движения планет (см. Канта гипотеза ) .В конце 18 в. В. Гершель,наблюдая небо в построенные им большие телескопы, открыл туманности овальной формы, обладающие различными степенями сгущения к центральному яркому ядру. Возникла гипотеза об образовании звёзд из туманностей путём их «сгущения». Опираясь на эти наблюдения Гершеля и на закономерности движения планет, П. Лаплас выдвинул гипотезу о происхождении Солнечной системы (см. Лапласа гипотеза ) ,во многом сходную с гипотезой Канта. (Когда интересуются главным образом идеей естественного образования Солнечной системы из протяжённой рассеянной среды, часто говорят о единой гипотезе Канта - Лапласа.) Гипотеза Лапласа быстро завоевала признание и благодаря ей астрономия оказалась в числе наук, первыми внёсших идею развития в современное естествознание. Однако на протяжении 19 в. в гипотезе Лапласа выявлялись всё новые и новые трудности, преодолеть которые в то время не удалось. В частности, не удалось объяснить, почему современное Солнце вращается очень медленно, хотя ранее, во время своего сжатия, оно вращалось столь быстро, что происходило отделение вещества под действием центробежной силы.

  В конце 19 в. появилась гипотеза американских учёных Ф. Мультона и Т. Чемберлина, предполагавшая образование планет из мелких твёрдых частиц, названных ими «планетезималями». Они ошибочно считали, что обращающиеся вокруг Солнца планетезимали могли возникнуть путём застывания вещества, выброшенного Солнцем в виде огромных протуберанцев. (Такое образование планетезималей противоречит закону сохранения момента количества движения.) В то же время в планетезимальной гипотезе были правильно обрисованы многие черты процесса образования планет. В 20-30-х гг. 20 в. широкой известностью пользовалась гипотеза Дж. Джинса,считавшего, что планеты образовались из раскалённого вещества, вырванного из Солнца притяжением пролетевшей поблизости массивной звезды (см. Джинса гипотеза ) .

В Р�дея РѕР± образовании звёзд путём сгущения рассеянного туманного вещества сохранилась РґРѕ нашего времени Рё разделяется большинством исследователей. После открытия механического эквивалента тепла была подсчитана энергия. освобождающаяся РїСЂРё сжатии звезды (Р“. Гельмгольц,1854; РЈ. РўРѕРјСЃРѕРЅ,1862). Оказалось, что её хватило Р±С‹ для поддержания излучения Солнца РІ течение 10 ⁷-10 ⁸лет. Р’ то время такой СЃСЂРѕРє казался достаточным. РќРѕ позже изучение истории Земли показало, что Солнце излучает несравненно дольше. Р’ начале 20 РІ. проблему источников энергии звёзд безуспешно пытались решить СЃ помощью радиоактивных элементов, РІ то время лишь недавно открытых. Установление взаимосвязи массы Рё энергии, показавшее, что звёзды, излучая, теряют массу, привело Рє гипотезам Рѕ возможности аннигиляции вещества РІ недрах звёзд, С‚. Рµ. превращения вещества РІ излучение. Р’ этом случае превращение массивных звёзд РІ звёзды малой массы длилось Р±С‹ 10 ¹³-10 ¹⁵лет. Правильной оказалась гипотеза Рѕ трансмутации элементов, С‚. Рµ. РѕР± образовании более сложных атомных ядер РёР· простых, РІ первую очередь - гелия РёР· РІРѕРґРѕСЂРѕРґР°. Р’ 1938-39 были выяснены конкретные ядерные реакции, могущие обеспечить излучение звёзд [Рљ. Вейцзеккер (Германия), РҐ. Бете ] ,Рё это явилось началом современного этапа развития звёздной Рљ.

  В разработке К. галактик делаются лишь первые шаги. Проводится классификация галактик и их скоплений. �зучаются эволюционные изменения звёзд и газовой составляющей галактик, их химического состава и др. параметров. �зучается природа начальных возмущении, развитие которых привело к распаду расширяющегося газа Метагалактики на отдельные сгущения. Рассчитывается, как зависят морфологический тип и др. свойства галактик от массы и вращения этих первичных сгущений. Большое внимание привлекают компактные плотные ядра, имеющиеся у ряда галактик. �зучается природа мощного радиоизлучения, которым обладают некоторые галактики, и связь его с взрывными процессами в ядрах. Мощные взрывы, происходящие в квазарах и ядрах активных галактик - сейфертовских, N-галактик и др., - представляют собой существенные этапы эволюции галактик. К. развивается, опираясь на большое количество фактов, охватывающих самые различные свойства небесных тел.

   Планетная космогония.При выяснении вопроса, в каком состоянии находилось ранее вещество, ныне образующее планеты, важную роль играют закономерности движения планет - их обращение вокруг Солнца в одном направлении по почти круговым орбитам, лежащим почти в одной плоскости, - и деление планет на 2 группы, отличающиеся по массе и составу,- группу близких к Солнцу планет земного типа и группу далёких от Солнца планет-гигантов. При выяснении вопроса о том, откуда взялось около Солнца допланетное вещество, важную роль играет проблема распределения момента количества движения (МКД) между Солнцем и планетами: почему всего 2% общего МКД всей Солнечной системы заключено в осевом вращении Солнца, а 98% приходится на орбитальное движение планет, суммарная масса которых в 750 раз меньше массы Солнца?

  В 40-х гг. 20 в., после крушения гипотезы Джинса, планетная К. вернулась к классическим идеям Канта и Лапласа об образовании планет из рассеянного вещества (см. Шмидта гипотеза ) .В настоящее время (70-е гг. 20 в.) является общепризнанным, что большинство планет аккумулировалось из твёрдого, а Юпитер и Сатурн также и из газового вещества, По-видимому, существовавшее вблизи экваториальной плоскости Солнца газово-пылевое облако простиралось до современных границ Солнечной системы.

  �сходя из господствующих представлений об образовании Солнца из сжимающейся и вращающейся туманности, большинство астрономов считает, что протопланетное облако той или иной массы отделилось под действием центробежной силы от этой туманности на заключительной стадии её сжатия [Ф. Хойл (Великобритания), А. Камерон (США), Э. Шацман (Франция)]. Но, в отличие от Лапласа, рассматривавшего это отделение чисто механически, сейчас учитываются эффекты, связанные с наличием магнитного поля и корпускулярного излучения Солнца, �менно это позволило объяснить распределение МКД между Солнцем и планетами в рамках гипотез о совместном образовании Солнца и протопланетного облака. Наряду с этими гипотезами высказывались гипотезы о захвате вещества уже сформировавшимся Солнцем (О. Ю. Шмидт,Х. Альфвен ) .

  Если протопланетное облако было первоначально горячим и состояло только из газов, то твёрдые пылинки образовались в ходе его охлаждения. Сначала конденсировались наименее летучие вещества, в том числе силикаты и железо, а затем - всё более и более летучие. Внутренняя зона протопланетного облака прогревалась Солнцем и там могли образоваться только нелетучие, в основном каменистые пылинки, тогда как в холодной внешней зоне конденсировались также и летучие вещества. Хотя присутствие пыли делало облако непрозрачным, что способствовало очень низкой температуре внешней зоны, наиболее летучие вещества - водород и гелий - не могли конденсироваться даже там.