Читать онлайн «Большая Советская Энциклопедия (АС)». Страница 33

  Особую проблему А. представляют поиски жизни вне Солнечной системы. Значительное число звёзд, входящих в состав нашей Галактики, могут иметь планеты с подходящими круговыми орбитами, достаточными массами, постоянным облучением, пригодных для существования жизни и даже цивилизаций. Численность подобных цивилизаций с уровнем, более высоким, чем на Земле, оценивается на основе различных (иногда в значительной мере произвольных) предположений в пределах, примерно, от тысячи до сотен миллионов. Однако даже в последнем случае лишь одна такая звезда из многих сотен находится от Земли на расстоянии порядка десятка или даже сотни парсек (1 пс=30,86·1012 км). Это делает пока совершенно нереальным проекты посылки в галактическое пространство каких-либо космических кораблей для непосредственной связи с инопланетными цивилизациями. Более перспективно осуществление связи с другим цивилизациями при помощи радиосигналов. Подобные попытки установить связь с возможными цивилизациями около звёзд t Кита и e Эридана (расстояние 3,9 и 3,5 пс), у которых можно предполагать наличие планетных систем, начал в 1960 Фр. Дрейк (США) на радиообсерватории Грин-Банк; положительные результаты не получены. Для осуществления такой связи необходимо правильно выбрать направление посылки сигнала, длины радиоволн, содержание передачи и шифр. Эти вопросы являются предметом исследований в ряде научных учреждений СССР, США и других стран.

  См. также Космическая биология, Экзобиология.

  Лит.: Любарский К. А., Очерки по астробиологии, М., 1962; Шкловский И. С., Вселенная, жизнь, разум, 2 изд., М., 1965; Межзвездная связь. [Сб. ст., под ред. А. Дж. У. Камерона], пер. с англ., М., 1965; Фирсов В. А., Жизнь вне Земли, пер. с англ., М., 1966: Урсул А. Д., Освоение космоса, М., 1967; Внеземные цивилизации, под ред. С. А. Каплана, М., 1969.

  В. Г. Фесенков.

Астробле'ма (от астро... и греч. blema — рана, т. с. «звёздная рана»), термин, предложенный в 1960 американским геологом Р. С. Дицем для названия геологической структуры древнего метеоритного кратера. А. состоит из линзовидной брекчии, расположенной под дном кратера, полностью или в значительной части уничтоженного эрозией и погребённого под наносным материалом; под брекчией залегают трещиноватые коренные породы. Образование брекчии и трещиноватости связано с взрывным действием упавшего метеорита, образовавшего кратер.

Астробота'ника, раздел астробиологии, посвященный исследованию предполагаемой растительности на планетах Солнечной системы, преимущественно на Марсе. А. развивается с 1945 по инициативе Г. А. Тихова. Главным подтверждением наличия растительности на Марсе считались наблюдаемые на нём сезонные изменения, в том числе таяние полярных шапок и потемнение некоторых областей его поверхности, что объяснялось развитием растительности. Отличие оптических свойств тёмных областей этой планеты от оптических свойств земной растительности (отсутствие в спектре полосы поглощения хлорофилла, малая отражательная способность в красной области спектра) рассматривалось как результат приспособления растительности к крайне суровым марсианским условиям. Частично это наблюдается на Земле — на Памире, в Сев. Сибири и др. Однако прямого доказательства существования растительности на других планетах методы А. дать не могут.

  Лит. см. при ст. Астробиология.

  В. Г. Фесенков.

Астро'граф (от астро... и ...граф), астрономический инструмент для фотографирования небесных объектов. А. строят по схеме рефрактора, рефлектора или зеркально-линзового телескопа (Шмидта телескопа, Максутова телескопа и др.). На окулярном конце А. помещается кассета с фотопластинкой. Вращение А. вслед за суточным движением небесной сферы осуществляется точным часовым механизмом и контролируется наблюдателем с помощью гида — второй оптической трубы, смонтированной параллельно первой на той же установке. В некоторых А. применяют фотоэлектрический гид, автоматически удерживающий звезду на фиксированном месте фотопластинки.

  Основная характеристика А. — фокусное расстояние объектива или зеркала и входное отверстие инструмента. Для фотографирования звёзд на больших участках неба, метеоров, искусственных спутников Земли, комет и малых планет применяют короткофокусные широкоугольные А. с фокусным расстоянием меньше 1 м, покрывающие на небе несколько десятков и более квадратных градусов. Для более точных измерений положений звёзд и планет, а также собственных движений звёзд применяют А. с фокусным расстоянием в несколько м, таковы т. н. нормальный А. (фокусное расстояние 3,5 м), зонный А. (2,0 м). Самые длиннофокусные А. (10—15 м) применяют для высокоточных работ по определению звёздных параллаксов и измерениям двойных звёзд. Основное преимущество зеркальных А. — их большая светосила, благодаря которой они дают возможность при сравнительно коротких выдержках получать снимки очень слабых объектов, в частности удаляющихся от Земли космических зондов.

  А. Н. Дейч.

Нормальный астрограф Пулковской обсерватории.

Астрода'тчик, бортовой прибор летательного аппарата или судна, фиксирующий направление на какую-либо звезду или значительно удалённую планету. Выполняется в виде миниатюрного телескопа с чувствительными фотоприёмниками и другими вспомогательными устройствами, позволяющими регистрировать отклонения оптической оси телескопа от направления на звезду. А. применяют при решении задач астрономической навигации.

Астродина'мика (от астро… и динамика), наиболее употребительное название раздела небесной механики, посвященного изучению движения искусственных небесных тел — искусственных спутников Земли (ИСЗ), искусственных спутников Луны (ИСЛ), автоматических межпланетных станций и др.; А. стала интенсивно развиваться после запуска в СССР первого ИСЗ (1957). В литературе встречаются также термины «космодинамика», «небесная баллистика», «механика космического полёта».

  А. возникла как ветвь классической небесной механики, изучающей движение естественных небесных тел или тел гипотетических, рассматриваемых в рамках тех или иных астрономических гипотез. Её специфика состоит прежде всего в том, что (в отличие от классической небесной механики, ограничивающейся, за редким исключением, учётом взаимного притяжения между небесными телами по Ньютона закону тяготения) в задачах А. приходится, как правило, учитывать дополнительно другие силы: сопротивление земной атмосферы, давление солнечного излучения, магнитное поле Земли; космические аппараты могут быть управляемы с помощью реактивных двигателей, устанавливаемых на их борту и включаемых автоматически или по команде с Земли. А. базируется на математическом исследовании уравнений (представляющих собой обыкновенные дифференциальные уравнения) движения искусственных небесных тел и частично пользуется методами, развитыми ранее в классической небесной механике. Вместе с тем, поскольку «набор» сил, учитываемых в задачах А., более широк, уравнения движения часто гораздо более сложны, чем в классической небесной механике; при их составлении опираются на достижения аналитической механики, аэродинамики, теории автоматического управления и т.д., а для их решения и анализа разрабатываются также новые методы. Широко применяются численные методы расчёта орбит (см. Орбиты небесных тел) с помощью электронных вычислительных машин. Кроме того, в А. возникает ряд специфических задач, не встречавшихся в классической небесной механике. К таким задачам относится проектирование орбит, заключающееся в определении условий запуска и программы управления, нужных для того, чтобы фактическое движение искусственного небесного тела обладало заранее заданными свойствами. При этом необходимо также учитывать требование экономичности запуска и управления с точки зрения энергетических затрат (расхода ракетного горючего).

  Запуск искусственного небесного тела производится обычно с помощью многоступенчатой ракеты. Со старта ракета движется некоторое время за счёт тяги реактивных двигателей. Это — активный участок траектории ракеты, на котором будущее искусственное небесное тело является частью автоматически управляемого реактивного летательного аппарата. В момент окончания работы реактивных двигателей последней ступени ракеты запускаемый космический аппарат от неё обычно отделяется и превращается в искусственное небесное тело, пассивно движущееся по орбите (первоначальной) относительно Земли за счёт энергии, приобретённой на активном участке. Этот момент считают моментом выхода искусственного небесного тела на орбиту. Свойства его дальнейшего движения целиком определяются положением и скоростью в этот момент (называемыми начальными) и действующими на него пассивными и активными (управляющими) силами. Это движение может быть анализировано и рассчитано на основании уравнений движения. Расчёт начальных положения и скорости искусственного небесного тела, соответствующих выбранной заранее первоначальной орбите, — одна из задач проектирования орбит. Кроме того, поскольку практически невозможно обеспечить абсолютную точность автоматического управления движением на расчётном активном участке траектории, возникает задача оценки допустимых погрешностей положения и скорости в конце активного участка, не приводящих к нежелательным отклонениям от заданной первоначальной орбиты.