одну из спиральных туманностей. Совокупность таких спиралей, каждая из которых состоит из миллиардов звезд, образует звездную систему высшего порядка.
Как это ни покажется странным, но относительно нашей собственной солнечной системы до сих пор известно еще очень мало.
Каково физич. состояние планет? Каков состав их атмосфер? Каково происхождение нашей системы? — Все эти вопросы до последнего времени еще не нашли разрешения. Планеты светят отраженным светом, заимствованным от солнца. Законы диффузного отражения изучены в фотометрии очень плохо. Предлагаемые формулы, как, напр., Ломмеля, Зеелигера и др., или носят весьма грубый характер или могут быть приложены лишь в определенных частных случаях.
Далее, спектры планет, гл. обр., воспроизводят спектр солнца; для верхних планет (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) они характеризуются присутствием многих широких темных полос поглощения, обусловливаемых какими-то соединениями, неизвестными у нас. Т. о., обе отрасли А. не могут здесь дать многого. Далекие звезды исследовать гораздо проще, чем планеты, находящиеся в непосредственном с нами соседстве. Повидимому, новую эпоху в изучении планетной системы открывает применение термоэлемента, о котором говорилось выше.
Этот чувствительный прибор в соединении с большими зеркальными телескопами дает возможность не только определить количество тепла, приходящего от планет, но путем применения надлежащих фильтров позволяет из общей планетной радиации выделить ту часть ее, к-рая обусловливается собственной радиацией планеты, как нагретого тела. Зная эту последнюю, можно на основании законов излучения определить температуру планеты. Во время противостояния Марса в 1924 было окончательно констатировано, что температура этой планеты на экваторе значительно превышает 0°.
С другой стороны, удалось, наконец, разделить кислородные линии в спектре Марса от налегающих на них таких же линий земной атмосферы. Все это, в связи с телескопическими наблюдениями над этой планетой, установившими наличие на ней облаков, присутствие у ее полюсов постоянного снегового покрова и периодическое таяние его — делает возможным допущение о существовании органической жизни на Марсе (см. Планеты).
Лит.: Тихов, Г. П., Курс астрофизики, т. I, Астрофотометрия, П., 1922; Белопольский, А. А., Астроспектроскопия, П., 1922; M й 1 1 е г, Photometric der Gestirne, Lpz., 1897; ScheinerGraff, Astrophysik, Berlin, 1922; Dingle, Modern Astrophysics, London, 1924; Stratton, Astronomical Physics, London, 1925. В. Фесенков.
АСТРОФОТОГРАФИЯ, в буквальном пе реводе означает «фотографирование небесных светил» или «приложение светописи к исследованию небесных светил». А. можно определить еще как метод исследования неба фотографическим глазом (фото-камерой).
Преимущества фотографии, глаза перед нашим, особенно важные для А., могут быть охарактеризованы следующими тремя словами: 1) быстрота, 2) документальность,3) интегральность. Первым словом мы обозначаем способность фото-камеры схватывать и запечатлевать, иногда менее чем в 0, 001 сек., т. — е. почти мгновенно и одновременно во всех частях, такие явления, к-рые человеческий глаз не в состоянии расчленить, напр., молнии, быстро движущиеся объекты, солнце и т. п. Под «документальностью» мы понимаем свойство фотографии, глаза давать совершенно беспристрастный рисунок (астроном, негатив — астрограмма), не зависящий от личных ошибок наблюдателя и составляющий драгоценный документ для будущего (напр. фотографии, карта неба), который можно исследовать лабораторно и притом с разных точек зрения. Наконец, словом «интегралы! ость» мы называем присущее фотографии, глазу свойство н ак оплять (интегрировать) получаемые минимальные световые впечатления и таким путем запечатлевать изображения н евидимых для нас небесных объектов, напр., очень слабых звезд, слабых спутников больших планет, туманностей, слабых линий в солнечном и звездных спектрах, слабых деталей в солнечной короне, кометах и т. п.; в приложении к таким объектам можно сказать, что фотографии, глаз «тем больше видит, чем дольше смотрит», тогда как наш глаз — скорее наоборот. Кроме того, следует отметить, что путем известных технических приспособлений (сообщение фотогр. пластинкам чувствительности к разным лучам спектра) область «зрения» фотографического глаза, сравнительно с нашим глазом, чувствительным только к лучам от красного до фиолетового цвета включительно, необычайно расширяется, и на фотогр. пластинке можно получить впечатление, начиная с лучей Рентгена, — далеко за ультрафиолетовой частью спектра, — и вплоть до тепловых лучей — в его инфракрасной части; это обстоятельство еще дальше вводит нас в область «невидимого».
Историческое развитие А. шло параллельно с развитием научной фотографии вообще; еще в августе 1839 Араго, сообщая Парижской Академии наук о великом открытии Ниепса и Дагерра (см.), предсказал почти все те бесчисленные приложения нового фотографии, метода как в астрономии, так и в других науках и технике, к-рые имеет он теперь; в 1840 был получен первый дагерротип Луны и затем — каждое новое усовершенствование в фотографии сейчас же находило применение и в А., напр.: в конце 50 — х гг. американец Бонд успешно получал снимки более ярких звезд (мокрым коллодионным способом), на к-рых уже можно было делать и точные измерения; позднее, другой америк. астроном Резерфорд (Rutherfurd) более усовершенствованным прибором получил целую коллекцию астрограмм, впоследствии пригодившуюся для целого ряда научных работ. Около этого же времени франц. астроном Фай (Faye), а затем англичанин Баррен де ла Рю (Warren de la Rue) получили прекрасные снимки солнечного затмения и солнечной короны; последний построил также специальный инструмент для фотографирования солнца I (фотогелиограф), к-рым получил несколько
