* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

328 АСТРОФИЗИКА—АСТРОФОТОМЕТРЪ. инструментов*, Результатом* этих* усилШ явились т . наз. Альфонсиншя таблицы дзижешя неб. свётил* ( Х Ш вёкъ), в* ссноваше кот, была положена Teopifl Птоломея. Наконец*, въ эпоху Возрождшя критика прошлаго, право свободнаго изслёдовашя и творческая мысль пронинаютъ въ А - ю : въ 1543 г. появляется книга Коперника (см. это сл.): ,.De revo­ lutionisms orbiurn coeleslium", излагающая новую, гелшцентричеекую теорш планетной системы, со­ храняя, впрочем*, еще эпициклы. Кеплер* ( X V I — XVII в.) совершенно изгоняет* ихъ изъ A - i n , у к а ­ зывая на осневанш наблюденш Тихо Браге истин­ ные законы движения планет* (см. сл. Кеплерь). Галилей и Гюйгенс* полагают* начало рашональному обоснованию механики, Ньютон* заканчивает* ихъ дёло и провозглашает* принципъ веем!рнаго тяготёшя. Въ то же время примънеш'е зрительной трубы къ A - i n даетъ возможность изслёдоватя п о ­ верхности солнца, луны и планет*, соединение трубы съ измёрительными инструментами и изоб­ р е т е т е часов* съ маятникомъ увеличивают* т о ч ­ ность астроном. измёренш. Возникаютъ Парижская ( 1 6 8 7 — 7 2 ) и Гринвичская (1675) обеерваторш. В* XVIII в, развито A - i n идетъ все быстрее, Съ одной стороны измЗрительная А . все болёе с о ­ вершенствуется (Брздлей) ве связи се усовершенетвовашемъ трубъ (Доллондъ, Гершель), съ другой — быстрое усовершенствоваше матем, анализа и меха­ ники даютъ возможность поставить вне всякаго С0мнёч1я законъ Ньютона и объяснить имъ малёйпля неправильности въ д в и ж е т я х ъ планетъ и к о метъ (Клеро, Даламберъ, Эйлеръ, Лагранжъ, Л а п ­ ласе). В ъ концё вёка открытш и изеледовашя Гершеля съ его большими телескопами расширяют* область звёздной A—in, а еочинаше Ольберса объ опред. параболическихъ орбитъ и Гаусса объ опред. эллиптическихъ вводятъ новые методы въ теоре­ тическую А - ю . Вь XIX в. Бесеель, оставившей свое имя во многихъ вопросахъ A - i n , особенную пользу принесъ наукё разработкою методовъ наблюдетя путемъ возможно тщательнаго опредёлешя всевозможныхъ ошибокъ инструментовъ и освобождетя отъ и х ъ вл!ян1я результатов* наблюден!В. Его трудами наблюдательная А . была поставлена на несравненно болёе прочную, чёмъ прежде, почву и наиболёе цённыя практически работы XIX в. « г в носятъ на себё печать духа Бесселя. Усовершенетвоваше практической оптики (Фраунгоферъ) и техники въ изготовленш металлическихъ частей астр, инстр. (Репсольдъ) привело къ устройству обще-извёстныхъ трубъ-гигантовъ настоящего вре­ мени. Изъ области небесной механики въ XIX в. выдёляются работы Леверье (открыто Нептуна, таблицы планетъ), Ганзена (теория л у н ы ) и Г ю л ь дена и Пуанкаре, открывающнхъ своими изелёдоваН1ями новые пути в* этой области. Послёдтя десятилёт1я отмёчены быстрымъ расцвётомъ астро­ физики со времени открыпя спектральнаго анализа (Кирхгоф*, 1861) и примёнешемъ фотографш к* А-1и. Ср. Нъюкомбъ-Этелъманъ, „ А . въ популяр­ ном* изложена", пер. Дрентелыш; б10граф!и астро­ номов* въ б!сграф. библютекё Лавленкова; К. Wolf, ,Geschichte d . Astronomic", и его же „Handbucri d. Astronomie, ihrer Ceschichfe u. Liiter-alur".—Acmpoномгя мореходная, см. навигация. Астрофизика, у ч е т е о физических* свойствах* небесны хъ свётилъ; гл 1вныя средства А - и : непосред­ ственное наблюдете въ трубу явлешй, совершаю­ щихся на поверхности неб. т ё л ъ , изучеше спектровъ и х ъ и измёненШ ихъ яркости, если подобн. существуютъ. Начало А - и восходить ко времени начала примёнешя зрительной трубы къ астрономии (нач. XVII в.), когда Галилей увидал* пятна на солнцё, но особеннаго развито А. достигла лишь во 2-ой полсвинё XIX в. послё открыто законовъ спект­ ральнаго анализа. А ч р о ф о т о г р а ф ы . фотографирсвате неб. свётилъ и астиоспектртрафгя—фот-ie ихъ спектровъ — находятъ въ настоящее время весьма плодотворное примкнете при астр, наблюде-йяхъ. Главныя в ы ­ годы примёнетя фотографии къ астроном in: 1) точность, съ которой рисуется на фотогр. пластинке фотографируемый предметъ, будетъ ли это поверх­ ность солнца, или л у н ы , или часть звёзднаго неба, или линш спектра, и которая дспускаетъ измёрешя столь жз точныя, какъ при наблюденш глазо^ъ, но болёэ удобныя, или (направь случаё спектровъ ззёздъ) еще болёе точныя; 2) способность фот. пластинки при небольшом* объектизё, нз при над­ лежаще долгой экспозиц!я (часто нёсколько часов'-) давать изображеш'е таких* слабыхъ предметовъ ( с л а ­ быя звёзды, спектры), которые при наблюденш гяазомъ едва видны или совершенно не видны въ с а ­ мыя сильныя трубы. Хотя начало примёнешя ф о ­ тографш къ аетрономш относится еше къ 50-мъ годамъ XIX в., но особенно плодотворное и разно­ стороннее прим. ея начинается съ 80—90 годовъ. Астрофотометр^?., измёреше яркости неб. C E S тилъ при помощи соотвётствующихъ инструментовъ; устанозлеше принциповъ ея относится къ XVIII в. (Бугеръ, Ламберте), но особеннаго развита и с о ­ вершенства она достигаетъ лишь въ п о с л ё д т я д е сятилёто XIX в,; въ пссл. годы обращается особен­ ное внимаше на соетавлеше возможно точных* фотометрическихъ каталоговъ звёздъ, опредёлеше я р ­ костей планетъ въ различныхъ положешяхъ и х ъ относит, солнца и земли, и сравнительно меньшее на измёреше нзмёнетй яркости перемённыхъ звёздъ; въ послёднихъ изелёдовашяхъ еще сильно • держивается споссбъ оценки яркости на глазе, бкзъ помощи измърит, инструм., предложенный Аягеландеромъ. А с т р о ф о т о к е т р т , астрономичешй инструментъ для измёрены яркости небесиыхъ свётилъ; изъ множества типовъ А-овъ укажемъ на наиболёе распространенный А . Целльнера; въ немъ яркости д в у х ъ какихъ-либо звёздъ сравниваются при п о ­ мощи искусственной звёзды, кот. посредствомъ нёкот. приспособлена получается въ трубё наряду съ изображениями небесныхъ звёздъ, и яркости которой можно иэмёнять и измерять это измёнеа!е; дёлэя ее равной по блеску сначала одной, а потомъ другой изъ иэслёдуемыхъ звёздъ, и зная, во сколько разъ при этомъ измёняется ея яркость, заключаютъ, что въ столько же раз* одна изелёдуемая звёзда ярче другой; измёнета яркости основано на свойсгвахъ поляризованнаго свёта (см. сл. сегътъ) и производится посредствомъ д в у х ъ николевыхъ призмъ, относительное полежеше которых* можн© иэмёнять.