Редактирование: Астрономия

'''Астрономия''' (от [[астро…]] и ''греч.'' νόμος – закон) — наука о движении, строении, возникновении, развитии небесных [[тело|тел]], их систем и Вселенной в целом. Астрономия – точная наука, широко применяющая математические методы. В основе астрономии (в отличие от физики, химии и т. п.) лежат наблюдения, поскольку, за редчайшими исключениями, эксперимент в астрономии невозможен. Это слабо препятствует изучению тысяч и миллионов однородных объектов, поскольку эксперименты ставит сама природа, но затрудняет исследование уникальных объектов.<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/3360113 ''Холшевников К. В.'' АСТРОНОМИЯ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2016); 18.03.2020.]</ref>

== Задачи и разделы астрономии ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ"/>

Астрономия исследует тела Солнечной системы ([[Солнце]], планеты, спутники, астероиды, кометы, кольца вокруг планет, метеороидные рои и др.), планетные системы других звёзд, нормальные и вырожденные звёзды, звёздные системы, межзвёздную среду (молекулы и пылинки, облака ионизованного, атомарного и молекулярного водорода, газово-пылевые туманности, космические лучи), нашу Галактику и другие галактики, квазары – их движение, распределение в пространстве, физическую природу, взаимодействие, происхождение, развитие и гибель. По источникам первичной информации различают: [[Оптическая астрономия|оптическую астрономию]], инфракрасную, ультрафиолетовую, рентгеновскую астрономию, [[Радиоастрономия|радиоастрономию]] и [[Гамма-астрономия|гамма-астрономию]] (в зависимости от диапазона электромагнитного излучения небесных тел, попадающего в приёмники); астрономия комических лучей; [[нейтринная астрономия|нейтринную астрономию]] и гравитационно-волновую астрономию; для близких тел Солнечной системы – локационную астрономию. По расположению обсерваторий выделяют наземную астрономию и [[Внеатмосферная астрономия|внеатмосферную астрономию]] (космическую и стратосферную). Оптическая астрономия и радиоастрономия может быть и наземной, и внеатмосферной, тогда как в других диапазонах земная атмосфера в основном непрозрачна и возможны лишь внеатмосферные исследования. По объектам изучения различают [[Гелиофизика|гелиофизику]] (физику Солнца) и [[Планетология|планетологию]] как часть астрономии [[Солнечная система|Солнечной системы]], физику звёзд и межзвёздной среды, галактическую (звёздную) астрономию (объект изучения – наша Галактика) и [[Внегалактическую астрономия|внегалактическую астрономию]] (мир галактик и квазаров), [[Космология|космологию]] (вся наблюдаемая [[Вселенная]] и её развитие во времени). По изучаемым характеристикам объектов выделяют [[астрометрия|астрометрию]] (положение и кинематика небесных тел), [[Небесная механика|небесную механику]] (динамика небесных тел), [[Астрофизика|астрофизику]] (физика небесных тел), [[Космогония|космогонию]] (происхождение и развитие небесных тел и их систем). Наиболее условно деление на наблюдательную и теоретическую астрономию, поскольку наблюдательная астрономия использует теорию для создания новых приборов и первичной обработки результатов наблюдений, а теоретическая астрономия опирается на наблюдения. Астрономия тесно связана с другими науками, прежде всего с [[Математика|математикой]], [[Механика|механикой]], [[Физика|физикой]], [[Химия|химией]]. Астрономия связана также с геофизикой, физической географией, геодезией и гравиметрией, [[биология|биологией]] (влияние околосолнечной среды на земные [[организм]]ы, жизнь во Вселенной), [[История|историей]] (датировка по астрономическим явлениям), [[Этнография|этнографией]] и [[Религиоведение|религиоведением]] (астрономическая мифология).

== Дотелескопическая астрономия ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ"/>

Астрономия возникла в глубокой древности, о чём свидетельствуют первые обсерватории ([[Стонхендж]] и др.). Появление и развитие астрономии вызвано стремлением человека познать природу и своё место в ней, практическими и культовыми потребностями. Астрономическими методами определялись время суток, времена года, географические координаты, направление на восток или на какой-либо невидимый пункт (например, на Мекку); предсказывались моменты наступления новолуний и полнолуний, равноденствий и солнцестояний, солнечных и лунных затмений, разливы Нила и др.

[[Файл:БРЭ_3501_002.jpg|thumb|right|300px|Рисунок созвездия Большой Медведицы из атласа Я. Гевелия.]]

На основе многовековых наблюдений в Китае, Индии, Египте, Месопотамии, Греции была определена продолжительность сезонов, тропического года, синодического месяца с точностью до нескольких минут. В 6 веке до н. э. открыт сарос — период в 18 лет 10 сут повторяемости солнечных затмений, а в 5 веке до н. э. — метонов цикл в 19 лет, по истечении которого фазы Луны попадают на те же даты года. Были созданы солнечные, лунные и лунно-солнечные календари, доказана шарообразность Луны и Земли, в 3 веке до н. э. [[Эратосфен]] измерил радиус Земли. Высокими достижениями отмечена и астрономия доколумбовой Америки.

Древними наблюдателями была замечена неподвижность звёзд: как бы прикреплённые к небосводу, они совершают суточное вращение, не меняя взаимного расположения. В группах звёзд древние люди пытались найти сходство с животными, мифологическими персонажами, предметами быта. Так появилось деление звёздного неба на созвездия, различные у разных народов. Для точного определения местоположения звёзд была разработана сферическая система координат (на полтора тысячелетия раньше декартовой) и сферическая тригонометрия. В результате длительных наблюдений составлены первые звёздные каталоги — списки звёзд с двумя их сферическими координатами (третья координата — расстояние — была неизвестна), иногда также с яркостью и цветом звёзд. Образцом служит каталог [[Гиппарх]]а (2 век до н. э.), содержащий 1022 звезды. Сравнив свой каталог с составленным на сто лет ранее каталогом греческого астронома [[Тимохарис]]а, Гиппарх открыл [[прецессия|прецессию]] — движение точки весеннего равноденствия по [[эклиптика|эклиптике]]. С древних времён были известны 7 «блуждающих» среди звёзд светил, названных греками «планетами»: [[Солнце]], [[Луна]], [[Марс]], [[Меркурий]], [[Юпитер]], [[Венера]] и [[Сатурн]]. Отсюда берёт начало 7-дневная неделя, дни которой были посвящены перечисленным в указанном порядке «планетам», что отразилось в ряде языков в названиях дней. Древние астрономы установили пути «планет» среди звёзд. Наиболее трудный для наблюдений путь Солнца (приходилось наблюдать яркие звёзды перед восходом Солнца или звёзды, видимые в полночь на юге) оказался самым простым. Солнце движется по наклонённому к небесному экватору на 23,5° большому кругу небесной сферы, называемому [[эклиптика|эклиптикой]], всегда в прямом направлении, т. е. обратно суточному движению. Расположенные вдоль эклиптики созвездия получили названия зодиакальных (от ''греч.'']] «ζ,ῷον» — живое существо), т. к. большинство из них носит названия живых существ. В Древнем Китае небо было разделено на 122 созвездия, из них 28 зодиакальных. Но у большинства народов было 12 зодиакальных созвездий, каждое из которых Солнце проходило примерно за месяц. Путь Луны сложнее: за месяц она проходит в прямом движении (но неравномерно) лежащий в [[зодиак]]е большой круг, наклонённый к эклиптике на 5°. Точка наибольшей скорости движения Луны по орбите скользит вдоль неё в прямом направлении с периодом 8,85 года, а сам круг, сохраняя указанный наклон, скользит по эклиптике в обратном направлении с периодом 18,6 года. Происходящее в том же зодиаке движение пяти планет должно было казаться невероятно сложным. Они описывают кривые, имеющие участки попятного движения, петли и точки возврата, что выглядело как проявление собственной воли планет и способствовало их обожествлению. Сложное движение планет вместе с такими внушавшими ужас явлениями, как лунные и солнечные затмения, появления ярких комет и вспышки новых звёзд, породили [[астрология|астрологию]], в которой расположения планет в зодиаке и упомянутые явления служили для предсказания судеб народов и правителей. Для составления [[гороскоп]]а по астрологическим правилам нужно было использовать астрономические знания; таким образом, астрология на определённом этапе способствовала развитию астрономии.

[[Файл:БРЭ_4204_004.jpg|thumb|right|300px|«Небо перетягивает Землю». Рисунок с титульного листа второго издания книги Н. Коперника «Об обращении небесных сфер».]]

Вершина античной астрономии — математическая модель Солнечной системы, известная как [[геоцентрическая система мира]], построенная К. [[Птолемей|Птолемеем]] (2 в. н. э.) и изложенная в его многотомном сочинении, вошедшем в историю под арабским названием «Альмагест». В этой модели земной шар покоится в центре Вселенной, звёзды неподвижны на сфере, равномерно вращающейся вокруг полярной оси. Сложное движение каждой из 7 планет разложено на несколько простых — непреходящее достижение, используемое во всех разделах современной механики. В системе Птолемея по неподвижной окружности (деференту) с центром в центре Земли равномерно движется воображаемая точка — центр другой неподвижной окружности ([[эпицикл]]а), по которой равномерно движется воображаемая точка — центр второго эпицикла и т. д. По последнему эпициклу движется планета. Число эпициклов можно уменьшить, смещая центры кругов и предполагая равномерность вращения не относительно центра, а относительно ещё одной вспомогательной точки — экванта. Для того чтобы представить движения планет с достигнутой древними греками точностью 1/5° (её превзошли лишь через полторы тысячи лет), достаточно небольшого числа кругов, например двух для Солнца и четырёх для Марса, если правильно подобрать значения параметров: радиусы кругов, их наклоны к эклиптике, периоды и др.

С наступлением Средневековья научная деятельность почти прекратилась. В период арабского и позднее европейского Возрождения астрономия вместе с другими науками продолжила своё развитие. В начале 9 века сочинения К. Птолемея были переведены на арабский язык. Арабский учёный аль-Баттани (Альбатегний) в конце 9 — начале 10 вв. вывел формулы сферической тригонометрии, произвёл многочисленые наблюдения, уточнив значения элементов орбиты Солнца. Постепенно совершенствовалась теория Птолемея: добавлялись новые эпициклы и уточнялись их параметры. Всемирную известность получили астрономичекие таблицы положений небесных тел, составленные в 1252 еврейскими и мавританскими учёными по распоряжению короля Кастилии Альфонсо Х и названные альфонсовыми. Насир ад-Дин ат-Туси построил большую обсерваторию в Мараге (Азербайджан). По размерам, количеству и качеству инструментов выдающееся место заняла обсерватория [[Улугбек]]а в Самарканде, где в 1420–37 был составлен новый большой каталог звёзд. В Европе первые переводы «Альмагеста» на латинском языке появились в 15 веке, и теория Птолемея была канонизирована Церковью. Усложнение теории в трудах арабских и позднее европейских учёных не успевало за ростом точности наблюдений, что порождало сомнения в её истинности. Н. [[Коперник]] построил более адекватную кинематическую модель Солнечной системы — [[гелиоцентрическая система мира|гелиоцентрическую систему мира]]. В этой модели Солнце покоится в центре Вселенной, а планеты обращаются вокруг него. Земля как одна из планет обращается вокруг Солнца и вращается вокруг полярной оси, в свою очередь описывающей конус с периодом 26 тысяч лет. Гелиоцентрическая система мира объяснила сразу три явления: суточное вращение небосвода, годичное движение Солнца и прецессию; вскрыла причину необъяснимого в геоцентрической теории равенства году периодов движения по деференту или первому эпициклу у всех планет. Теория Коперника впервые позволила построить трёхмерную (а не двумерную на небесной сфере) модель Солнечной системы и правильно выразить все расстояния через одно — среднее расстояние от Земли до Солнца, называемое астрономической единицей. Огромно и философское значение теории: она показала отсутствие принципиальной разницы между земным и небесным и сделала весьма вероятным предположение, что звёзды — это далёкие «солнца», вокруг которых могут обращаться свои планеты. Гелиоцентризм опирался на идеи [[Аристарх Самосский|Аристарха Самосского]]. Но только Коперник разработал гелиоцентрическую систему во всех деталях и изложил её в сочинении «Об обращении небесных сфер», вышедшем в 1543. Однако веками укоренившееся мнение о неподвижности Земли как центра Вселенной, разделяемое Церковью, десятилетиями не уступало места новому учению, которое не могли принять многие выдающиеся люди того времени. Даже крупнейший наблюдатель Т. [[Браге]] не принял системы Коперника, заменив её искусственной схемой движения Солнца вокруг Земли и планет вокруг Солнца. Гелиоцентрическая система мира утвердилась лишь после трудов Г. [[Галлилей|Галилея]] и И. [[Кеплер]]а.

== Телескопические наблюдения ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ"/>

[[Файл:БРЭ_4301_004.jpg|thumb|350px|Архив Политехнического музея Два телескопа Г. Галилея на музейной подставке (Флоренция).]]В 1609 Г. Галилей впервые применил телескоп для наблюдений небесных тел. За несколько лет он изменил представления о Вселенной, широко раздвинув её границы. Были открыты горы и другие структурные образования на Луне, пятна на Солнце, указавшие на его вращение, видимые диски планет, фазы Венеры, спутники Юпитера. На порядок возросло число видимых звёзд, Млечный Путь оказался состоящим из огромного числа звёзд, сливающихся в сплошную полосу для невооружённого глаза. Постепенно телескопы совершенствовались. И. Кеплер заменил рассеивающую окулярную линзу собирающей, что расширило поле зрения и усилило увеличение телескопа. Однако вследствие хроматический и сферических аберраций изображения оставались расплывчатыми, с радужными каёмками, что заставляло увеличивать фокусные расстояния линз вплоть до 45 м, сохраняя их малые диаметры, так как в то время не умели выплавлять большие блоки оптического стекла. Но даже с такими инструментами было сделано много астрономических открытий. В 1655 Х. [[Гюйгенс]] обнаружил кольцо Сатурна, открыл его спутник Титан, Дж. [[Кассини]] открыл ещё 4 более слабых спутника. Он же в 1675 заметил, что кольцо Сатурна состоит из двух концентрических частей, разделённых тёмной полосой — так называемой щелью Кассини. В 1675 О. [[Рёмер]], наблюдая движения в системе спутников Юпитера, пришёл к выводу о конечности скорости света и измерил эту фундаментальную величину. В 17 веке И. [[Ньютон]] сконструировал телескоп-рефлектор, свободный от хроматической аберрации и нуждающийся в обработке лишь одной поверхности зеркала. В 1789 У. [[Гершель]] довёл диаметр зеркала до 122 см. Линзовые телескопы-рефракторы также совершенствовались: объективы стали делать двойными, сочетая стёкла с разной дисперсией, что позволило уменьшить хроматические и сферические аберрации и вместе с этим сократить длину трубы и повысить проницающую силу телескопа.

При помощи новых инструментов наблюдатели сделали много открытий. В 1761 М. В. [[Ломоносов]] обнаружил атмосферу у Венеры. Было открыто много комет и доказана многочисленность кометного населения. Обнаружено множество звёздных скоплений и туманностей, относительно которых предложено 2 гипотезы: это либо газово-пылевые объекты, либо далёкие скопления, не разрешаемые на звёзды. Первый каталог туманностей составил Ш. [[Мессье]] в 1771. К 1802 У. [[Гершель]] каталогизировал более тысячи туманностей и произвёл их классификацию. Он обосновал ограниченность нашей звёздной системы — Галактики и укрепил предположение И. [[Ламберта]] (1761) о существовании других звёздных систем — галактик. В середине 19 века ирландский астроном У. Парсонс (лорд Росс) впервые описал спиральную структуру некоторых туманностей.

В 1781 У. Гершель обнаружил Уран. В 1801 Дж. [[Пиацци]] обнаружил первую малую планету (астероид) — Цереру. В 1846 немецкий астроном И. Галле открыл Нептун. В 1930 американский астроном К. Томбо открыл Плутон.

== Развитие астрометрии и небесной механики ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ"/>

Современник Г. Галилея И. Кеплер после смерти Т. Браге получил архив точнейших для своего времени результатов наблюдений планет, проводившихся более 20 лет. В движении Марса Кеплер обнаружил значительные отступления от всех прежних теорий. Ценой огромного труда и длительных вычислений ему удалось установить 3 закона движения планет ([[законы Кеплера]]), сыгравшие важнейшую роль в развитии небесной механики. Первый закон, согласно которому планеты движутся по эллипсам, в фокусе которых находится Солнце, разрушил тысячелетние представления о круговых движениях. Второй закон определил переменную скорость вращения соединяющего Солнце и планету радиус-вектора. Третий закон установил однозначную зависимость между размерами орбит и периодами их обращения вокруг Солнца. Составленные Кеплером таблицы положений планет намного превзошли по точности все прежние и применялись в течение всего 17 века.

Дальнейший прогресс астрономии тесно связан с развитием математики и аналитической механики, с успехами оптики и астрономического приборостроения. Фундаментом небесной механики явился открытый И. Ньютоном закон всемирного тяготения. Следствием его оказались законы Кеплера для частного случая, когда планета движется под влиянием притяжения лишь одного тела — Солнца. В реальном случае, при наличии взаимного притяжения между всеми телами Солнечной системы, движение планет сложнее, и если законы Кеплера соблюдаются с хорошей точностью, то это — результат преобладания притяжения массивного Солнца над притяжением всех остальных тел Солнечной системы, вместе взятых. Движение небесных тел однозначно определяется системой дифференциальных уравнений, представляющих собой математическую запись закона тяготения, если известны начальные данные: положение и скорость в некоторый момент времени, принимаемый за начальный. В случае двух точечных тел уравнения интегрируются в элементарных функциях, что удалось проделать Ньютону. Общую задачу о движении N тел можно решать только численно. Но слабовозмущённую планетную задачу (притяжение планет – лишь малая добавка к притяжению Солнца) удалось в первом приближении на промежутке времени порядка тысячи лет решить аналитически самому Ньютону. Усилия крупнейших математиков, механиков и теоретиков астрономии в течение столетий были направлены на повышение точности решения и увеличение промежутка времени, на котором приближённое решение близко к истинному. Благодаря трудам Л. [[Эйлер]]а, Ж. [[Лагранж]]а, П. [[Лаплас]]а, С. Д. [[Пуассон]]а, К. [[Гаусс]]а, У. [[Леверье]], С. [[Ньюком]]а, Дж. [[Хилл]]а (США), А. М. [[Ляпунов]]а, А. [[Пуанкаре]], Х. [[Цейпель|Цейпеля]] (Швеция) и других решение планетной задачи было представлено с высокой точностью на временах порядка сотен тысяч лет и более рядами, обобщающими ряды Фурье. Похожие ряды представляют поступательное и вращательное движение Луны, спутников других планет и астероидов. Поведение траекторий зависит от наличия или отсутствия резонанса между периодами обращения планет. На движение 8 больших планет резонансы влияют слабо. Движение же значительной части небольших тел – Плутона, многих спутников и астероидов – острорезонансно. В 1906 была открыта группа малых планет, так называемых троянцев, движущихся в резонансе 1:1 с Юпитером. Ныне известно более тысячи троянцев и открыты их аналоги для Земли, Марса, Урана и Нептуна. Резонансы проявляются и в орбитально-вращательном движении. Луна и большинство естественных спутников движутся в резонансе 1:1, то есть периоды их вращения и обращения совпадают, они повёрнуты к планете одной стороной.

Закон всемирного тяготения объяснил и форму небесных тел. В первом приближении это показали И. Ньютон и Х. Гюйгенс. Теорию фигур равновесия находящихся в жидком или пластическом состоянии небесных тел создали позднее К. [[Маклорен]], А. [[Клеро]], П. [[Лаплас]], К. [[Якоби]], А. М. [[Ляпунов]], А. [[Пуанкаре]], Дж. Дарвин (Великобритания), Л. Лихтенштейн.

Триумфом небесной механики явилось блестяще подтвердившееся предсказание Э. [[Галлей|Галлеем]] следующего появления кометы (1758), носящей теперь его имя, а также открытие новой планеты – Нептуна – по вычислениям У. [[Леверье]], который предположил, что неустранимые неувязки в движении Урана вызваны притяжением неизвестной планеты, и сумел указать её положение на небе. В 1844 Ф. [[Бессель]] предсказал существование невидимых спутников у Сириуса и Проциона, отклоняющих собственное движение этих звёзд от прямолинейного равномерного. Позднее спутники были обнаружены с помощью крупных телескопов. Наиболее сложной из разработанных к середине 20 века теорий движения небесных тел была теория движения Луны. Отклонения, которые раньше приписывались неизвестному негравитационному влиянию, оказались следствием неравномерности вращения Земли. С переходом к высокоточному атомному времени задача астрономической службы времени изменилась на противоположную: не определять время по наблюдениям звёзд, а изучать сложные движения Земли относительно своего центра масс.

В 1640 точность угломерных измерений повысилась в десятки раз, когда английский астроном У. Гаскойн поместил в фокусе телескопа тончайшие нити. Он же изобрёл окулярный микрометр для измерения малых угловых расстояний между деталями видимого в поле зрения изображения. Французский астроном Ж. Пикар в 1667 снабдил телескоп разделёнными кругами, по которым отсчитывались углы с точностью до секунды дуги. Методом триангуляции были получены более точные размеры Земли и определено отличие её формы от шара – полярное сжатие, важное для проверки теории тяготения Ньютона. Использовав окулярный микрометр, У. Гершель в 1803 установил, что многие звёзды образуют системы, состоящие из двух, а иногда и более звёзд, обращающихся в согласии с законом всемирного тяготения. Таким образом закон Ньютона был распространён с Солнечной системы на всю Галактику. Сравнивая свои наблюдения с древнегреческими, Э. Галлей в 1718 обнаружил большое смещение 3 ярчайших звёзд – Сириуса, Арктура и Альдебарана. Так были открыты собственные движения звёзд, и они перестали считаться неподвижными.

Одной из фундаментальных задач астрономии было определение среднего расстояния от Земли до Солнца (астрономической единицы). Первые близкие к истинным результаты получены методом Галлея по наблюдениям из разных мест прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769. Эти наблюдения стали первыми международными научными кампаниями; в них участвовала и Россия. Тщательная обработка наблюдений дала значение астрономической единицы от 1,25∙10<sup>11</sup> м до 1,55∙10<sup>11</sup> м. После открытия малых планет их наблюдения повысили точность в десятки раз. К середине 20 века было принято значение астрономической единицы 1,496∙10<sup>11</sup> м.

Другая фундаментальная проблема астрономии – определение расстояний до звёзд путём измерения для каждой из них годичного [[параллакс]]а. Параллаксы измерялись в течение 300 лет, начиная с Н. Коперника, но их значения слишком малы и терялись в погрешностях измерений. Тем не менее эти измерения принесли огромную пользу. У. Гершель открыл двойные звёзды при попытке найти параллакс, отслеживая движение яркой (предположительно близкой) звезды относительно расположенной близко на небесной сфере слабой (предположительно далёкой) звезды. Безуспешные попытки измерить параллакс привели Дж. [[Брадлей|Брадлея]] в 1728 к открытию аберрации света, которую он правильно объяснил конечностью скорости света, а в 1748 – к открытию [[нутация|нутации]] земной оси. Лишь в 1836–39 удалось надёжно определить параллаксы Веги (В. Я. [[Струве]]), звезды 61 Лебедя (Ф. Бессель) и звезды Альфа Центавра (Т. Гендерсон, Великобритания). Найденная впоследствии самая близкая к Солнцу звезда Проксима Центавра имеет параллакс в 0,76″, что отвечает расстоянию в 1,3 пк, или 4,3 световых года.

Важным направлением астрономии является составление звёздных каталогов, содержащих точнейшие координаты звёзд. Они нужны как для научных (определения астрономических постоянных и исследования кинематики Вселенной), так и для прикладных целей (геодезии, картографии, навигации). Особые заслуги в этой области имеют Гринвичская (основана в 1675), Капская (1820), Пулковская (1839) и Вашингтонская (1842) обсерватории.

== Развитие астрофизики ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ"/>

До начала 18 века можно говорить лишь о зачатках астрофизики: определение яркости (начало [[астрофотометрия|астрофотометрии]]) и цвета светил, поглощения и рассеяния света атмосферой Земли, попытки обнаружения атмосферы Луны, определение масс планет и Солнца. Фотометрия экспериментально разрабатывалась П. [[Бугер]]ом (1729) и И. Ламбертом (1760). Тогда же было окончательно доказано, что Солнце – близкая звезда. Выявленный В. Я. Струве закон роста числа звёзд с уменьшением их видимой яркости позволил ему в 1846 обосновать существование поглощения света межзвёздной средой, что было подтверждено в 1930 американским астрономом Р. Трамплером. В 1814 Й. [[Фраунгофер]] обнаружил и подробно описал тёмные линии в спектре Солнца; природа этих линий стала понятна с открытием спектрального анализа (Р. [[Бунзен]] и Г. [[Кирхгоф]], 1859). У. Хёггинс и Дж. Локьер (Великобритания), А. Секки (Италия) и П. Ж. С. [[Жансен]], применив этот метод к Солнцу, звёздам и туманностям, исследовали их химический состав. К. [[Доплер]] сформулировал в 1842 свой знаменитый принцип ([[эффект Доплера]]), уточнённый А. [[Физо]] в 1848 и экспериментально проверенный А. А. [[Белопольский|Белопольским]] на лабораторной установке в 1900. Эффект Доплера получил многочисленные применения в астрономии для измерения скорости движения по лучу зрения, в том числе для измерения скоростей вращения звёзд, галактик, а также турбулентных движений в солнечной фотосфере и др. Спектральный анализ позволил обнаружить множество спектрально-двойных звёзд, близкие компоненты которых невозможно раздельно наблюдать даже с помощью крупных телескопов.

Изобретённая в 1839 фотография получила широкое применение в астрономии. Длительные экспозиции, продолжительность которых ограничивалась лишь атмосферной засветкой и точностью гидирования, позволили фиксировать небесные светила, не видимые глазом даже в сильные телескопы. [[Астрофотография]] многократно увеличила возможности астрофотометрии, [[астроспектроскопия|астроспектроскопии]] и астрометрии, позволила исследовать строение, химический состав и движение небесных тел, повысила точность, объективность и документальность наблюдений. В 1887 был принят международный план составления фотографических карт неба, содержащих около 30 млн. звёзд до 14-й звёздной величины. В выполнении этой работы приняли участие 18 обсерваторий мира.

В 1922–24 А. А. [[Фридман]], исследуя уравнения общей теории относительности А. [[Эйнштейн]]а для Вселенной в целом и предполагая её однородность и изотропность, пришёл к трём типам решений, одно из которых описывало расширяющуюся со временем Вселенную. В 1929 Э. [[Хаббл]] открыл [[красное смещение]] галактик. Явлению найдена лишь одна непротиворечивая интерпретация: смещение вызвано эффектом Доплера; следовательно, все галактики удаляются со скоростями, пропорциональными расстоянию. Такая картина имеет место при наблюдении из любой галактики, так что все они равноправны. Открытия Фридмана и Хаббла положили начало теоретической и наблюдательной космологии.

Большинство звёзд обладают сходным химическим составом, но сильно различаются между собой по массе, радиусу, температуре поверхности и светимости. Между этими параметрами существует зависимость, которая носит статистический характер, поскольку химический состав звёзд не вполне одинаков. Эта зависимость впервые была обнаружена в 1913 Э. [[Герцшпрунг]]ом и независимо Г. [[Рессел]]ом, составившими диаграмму спектр – светимость ([[диаграмма Герцшпрунга — Рессела]]), играющую огромную роль при изучении строения и эволюции звёзд. Многие сотни диаграмм, составленных для рассеянных и шаровых скоплений Галактики, а также для других разрешённых на звёзды галактик, позволили выяснить жизнь звёзд от рождения до смерти. В частности, в 1940-е годы выяснилось, что звездообразование в Галактике интенсивно продолжается в наше время, причём звёзды рождаются группами в газово-пылевых облаках. В 1910 открыты [[белый карлик|белые карлики]] – звёзды с массами порядка массы Солнца и размерами порядка размера Земли. Были разработаны фотометрический способы определения расстояний до далёких (более 100 пк) звёзд, имеющих исчезающе малые параллаксы. Особенно полезным оказалось изучение цефеид – переменных звёзд высокой светимости, период изменения блеска которых связан со светимостью. Измерение видимой яркости и периода изменения блеска даёт расстояние до цефеиды и скопления, в котором она находится. Были подробно изучены и другие классы переменных звёзд, часть из которых тоже может служить «маяками Вселенной».

[[Файл:БРЭ_3502_003.jpg|thumb|350px|Оптический телескоп БТА (Большой телескоп азимутальный) с диаметром главного зеркала 6 м. Специальная астрофизическая обсерватория (Россия).]]В 1930-х гг. обнаружено много космических источников, излучающих в диапазоне от миллиметровых до метровых электромагнитных волн. Часть из них была отождествлена с Солнцем, галактиками и туманностями. Позднее было зарегистрировано радиоизлучение межзвёздной среды, прежде всего в линии 21 см атомарного водорода, ставшее мощным методом изучения Галактики.

Проблема источников колоссальной энергии звёзд, поставленная ещё в 19 веке, была решена в 1930-х годах. Х. [[Бете]] и К. Вейцзеккер (Германия) независимо друг от друга указали цепочки термоядерных реакций в недрах звёзд, ведущие к превращению водорода в гелий. Значительных успехов достигли исследования Солнца. Использование специальных фильтров, имеющих узкую спектральную полосу пропускания, позволило изучить распределение и движение отдельных химических элементов в солнечной хромосфере. Благодаря разработке специальных методик и аппаратуры (внезатменный коронограф, изобретённый в 1931 Б. Лио, Франция) стало возможным наблюдать на высокогорных обсерваториях солнечную корону вне затмений; открытие эффекта Зеемана позволило изучать магнитные поля, определяющие многие процессы на Солнце.

В 20 веке бурно развивалась техника наблюдений. Были построены большие рефлекторы. Увеличивались диаметры зеркал [254 см в 1917 (США); 508 см в 1948 (США); 605 см в 1975 (СССР)]. Создавались новые типы приёмников излучения. Во много раз повысилась чувствительность фотоэмульсий, расширилась их спектральная область. Фотоэлектронные умножители, электронно-оптические преобразователи, методы электронной фотографии и телевидения значительно повысили точность и чувствительность фотометрических наблюдений и расширили спектральный диапазон регистрируемых излучений. Совершенствование спектральной аппаратуры позволило получать спектрограммы с высокими дисперсиями и регистрировать спектры очень слабых светил. Доступным наблюдению стал мир далёких галактик, находящихся на расстояниях нескольких млрд. световых лет (см. [[Галактики]], [[Вселенная]]).

== Астрономия в космическую эру ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ"/>

С запуском первого искусственного спутника Земли (1957, СССР) в астрономии началась новая эпоха. Появилась возможность изучать тела Солнечной системы и межпланетную среду прямыми методами, исследовать Землю из космоса, ставить опыты (запуск космических зондов для определения геометрии поверхности океана и суши, магнитного и гравитационного полей Земли и других небесных тел – это эксперимент, а не только наблюдения), на порядки увеличить базу интерферометров. Астрономия стала всеволновой. В космосе работают приёмники инфракрасного, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения, применение которых на Земле невозможно из-за поглощающего действия атмосферы. Стали доступны изучению первичные космические лучи и микрометеориты. В космос запущены и оптические телескопы: благодаря отсутствию атмосферы изображения лишены основных дефектов, движение ИСЗ позволяет видеть всю небесную сферу. Крупнейший космический телескоп имени Э. Хаббла (США) с зеркалом диаметром 2,4 м запущен в 1990 и в 2016 всё ещё работал на околоземной орбите. С 1990-х годов астрофизические инструменты выводятся и на гелиоцентрические орбиты (например, SOHO – специализированный аппарат для исследований Солнца и околосолнечного пространства).

С началом космической эры совпало появление и развитие многих новых методов, пришедших в астрономию из других отраслей науки и техники. Радиоастрономия получила полноповоротные радиотелескопы с зеркалами диаметром до 100 м, неподвижную чашу радиотелескопа диаметром 300 м (Аресибо, США), составной радиотелескоп диаметром 600 м из отдельных элементов (Специальная астрофизич. обсерватория, Россия). Радио- и лазерные локаторы и радиоинтерферометры со сверхдлинной базой (порядка радиуса Земли) определяют расстояния до Луны и многих других тел Солнечной системы с точностью до метра, а в некоторых случаях – до миллиметра, что позволило измерить дрейф тектонических плит Земли. С 2011 в космосе работает российский радиотелескоп, увеличивший «сверхдлинную» базу интерферометра в 30 раз. Изменилась и наземная оптическая астрономия. В обоих полушариях Земли появились телескопы с зеркалами диаметром 8, 10, 12 и 15 м. Проектируются 25- и даже 100-метровые телескопы.

В 1970-х годах в астрономии наряду с фотографическими пластинками в качестве приёмников излучения стали применяться ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью). Уступая пока фотографии по размеру поля зрения, они многократно превосходят её по чувствительности. Предельно слабые объекты регистрируются современными электронными приёмниками с экспозицией, на порядок меньшей, чем требуется фотопластинке, либо позволяют использовать телескопы меньшего размера.

В 1968 построенный Р. Девисом (США) нейтринный телескоп дал первые результаты. К 2015 в 6 странах, включая Россию, а также в Антарктиде действуют нейтринные телескопы, различающиеся принципом регистрации нейтрино. Некоторые из них позволяют определить направление пролёта нейтрино и построить нейтринное изображение неба.

Гравитационно-волновые телескопы, первые варианты которых появились ещё в 1970-х годах, дают пока не вполне надёжные результаты.

[[Файл:БРЭ_4205.jpg|thumb|350px|Радиотелескоп обсерватории Аресибо (США).]]С быстрым развитием информатики и вычислительной техники стало возможным решение задач, ранее не ставившихся из-за необходимости необозримого количества вычислений. Аппараты дальнего космоса, марсоходы и т. п. могут работать только при наличии элементов искусственного интеллекта: сигнал до Марса и обратно идёт более 6 мин, а до Юпитера и обратно – более часа. Современные наземные и космические телескопы и устройства, обрабатывающие изображения, представляют собой своеобразных роботов. Стало возможным осуществлять программы наблюдений миллионов однотипных объектов с автоматическим переключением от одного объекта к другому.

=== Солнечная система ===

Космическими аппаратами исследованы все планеты, многие спутники, несколько комет и астероидов. Неоднократно запускались солнечные обсерватории, в том числе по перпендикулярной к плоскости эклиптики орбите для изучения полярных областей Солнца. Это позволило уточнить орбиты всех тел [[Солнечная система|Солнечной системы]]. Построенные с учётом релятивистских эффектов теории движения планет представляют их положение на десятки лет с погрешностью в доли километра для планет земной группы. На космогонических временах порядка 5–10 млрд. лет орбиты планет-гигантов и Плутона не претерпевают существенных изменений. Для планет земной группы это верно в течение по крайней мере 2 млрд. лет. Вследствие приливной диссипации энергии Земля замедляет своё вращение, Луна удаляется от Земли, месяц стремится совпасть с сутками, как сейчас для пары [[Плутон]] – [[Харон]]. Этот процесс требует десятков млрд. лет, но возмущения от притяжения Солнца, возможно, ещё раньше столкнут Луну со спутниковой орбиты. По той же причине Фобос, орбита которого ниже стационарной, приближается к Марсу и упадёт на него через 30 млн. лет. Отслеживание орбит геодезических и навигационных ИСЗ позволило определить свыше миллиона коэффициентов Стокса, описывающих гравитационное поле Земли, установить переменность некоторых из них (сезонные вариации и вековое уменьшение, вызванное послеледниковым поднятием). С несколько меньшей точностью измерены гравитационные поля Луны и других тел.

В 1978 американские астрономы Дж. Кристи и Р. Харрингтон открыли спутник Плутона Харон. Массы Плутона и Харона оказались меньше ожидаемых: 1/6 и, соответственно, 1/45 от массы Луны. Открытие нескольких сравнимых с Плутоном по массе объектов во внешней части Солнечной системы побудили Международный астрономический союз в 2006 ввести понятие карликовой планеты. К 2015 такой статус имеют 5 небесных тел, включая Плутон; всего их может быть несколько сотен.

Найдены следы атмосферы Плутона, вымерзающей с удалением его от Солнца. Построены подробные карты около 20 небесных тел, исследованы физические условия на их поверхности, химический состав пород и атмосферы. Обнаружены радиационные пояса у всех планет, обладающих магнитным полем, подробно изучены их магнитосферы, сложная динамика которых определяется взаимодействием солнечного ветра с потоком заряженных частиц.

У всех планет-гигантов открыты кольца, предсказанные в 1960-х гг. С. К. Всехсвятским, и обнаружено свыше 150 спутников, часть которых, связанная с кольцами, была предсказана А. М. Фридманом и Н. Н. Горькавым в 1985. Выяснилось, что у каждой планеты-гиганта система спутников, количество которых растёт с уменьшением их размеров, генетически связана с кольцами, представляющими собой систему спутников минимальных размеров, вплоть до пылинок.

К 2015 число открытых [[астероиды|астероидов]] превысило 670 тыс. Сфотографированный космическим аппаратом «Галилео» в 1993 астероид Ида оказался двойным (к 2015 двойных астероидов известно уже более 270). Обнаружены группы астероидов, сближающихся с Землёй и другими планетами, что показало реальность астероидной опасности (см. [[Астероидно-кометная опасность]]). В 1977 за Сатурном обнаружен астероид Хирон, более напоминающий ядро потухшей кометы. Подобных «кентавров» (тел с признаками астероидов и комет) к 2015 известно уже более 400. В 1992 за Нептуном открыт новый пояс небесных тел (пояс Койпера – Эджворта). Известно более 1000 объектов пояса – тёмных тел размером в сотни километров. Множество более мелких тел пока необнаружимы. Плутон представляется одним из массивных тел этого пояса.

В 1986 космические аппараты «Вега-1», «Вега-2» (СССР) и «Джотто» (Европейское космическое агентство) пролетели сквозь кóму кометы Галлея на близком расстоянии от ядра, получив его изображение, определив плотность, химический состав истекающих газов и пыли. Подтверждена модель ядра как конгломерата замёрзшей воды и газов, покрытых силикатной коркой, с приближением к Солнцу прорываемой испаряющимися газами и паром. В 1994 наблюдалось редкое явление падения кометы Шумейкеров – Леви 9 на Юпитер. Приливное воздействие планеты разорвало её на цепочку из 21 фрагмента; падение каждого оставляло на поверхности планеты пятно размером больше Земли. Космический аппарат SOHO за 8 лет обнаружил более 500 комет, испарившихся при подлёте к Солнцу. В 2014 космический аппарат «Розетта» стал искусственным спутником кометы Чурюмова – Герасименко; спускаемый аппарат «Филы» впервые совершил мягкую посадку на поверхность ядра кометы.

=== Внесолнечные планеты ===

После ста лет поисков первая планетная система обнаружена в 1992 А. Вольщаном (радиотелескоп Аресибо, США) у пульсара PSR B1257+12. В 1995 М. Майор и Д. Кело (Швейцария) открыли первую планету у звезды солнечного типа 51 Пегаса. К 2015 известно уже около 2000 внесолнечных планет, включая 500 планетных систем. Почти все они открыты по колебаниям лучевых скоростей материнской звезды или по фотометрическим измерениям прохождений планеты по диску звезды. Вначале открывались планеты, сравнимые по массе с Юпитером и расположенные недалеко от своей звезды. Совершенствование инструментов и запуск специализированных космических аппаратов привели к открытию планет, сравнимых с Землёй по массе и двигающихся в так называемой зоне жизни, где возможно существование жидкой воды.

=== Солнце ===

Детально изучен химический состав верхних слоёв [[Солнце|Солнца]], исследована природа солнечных вспышек и других нестационарных процессов, связанных со сложными, меняющимися магнитными полями. Космические обсерватории выявили тонкую структуру протекающих в поверхностных слоях Солнца процессов, связь глобального и локальных магнитных полей и их роль в солнечной активности. Потоки солнечных нейтрино, зарегистрированные нейтринными телескопами, подтвердили протекание термоядерных реакций в солнечном ядре. Расхождение между теоретически предсказанным и наблюдаемым потоком привело к фундаментальному открытию нейтринных осцилляций и наличия у нейтрино ненулевой массы покоя. Теперь теория согласуется с наблюдениями.

=== Звёзды ===

В 1967 открыты [[нейтронные звёзды]], предсказанные в 1930-е годы Л. Д. [[Ландау]], с массами порядка массы Солнца и размерами порядка размера Фобоса. Они были обнаружены Дж. Белл и Э. [[Хьюиш]]ем как пульсары по периодическому радиоизлучению, позднее зарегистрированному и в других диапазонах длин волн. В 1990-х годах открыты бурые карлики с массами менее 1/12 массы Солнца (в их недрах слишком низкая температура для ядерного горения водорода, но идут термоядерные реакции с участием дейтерия и лития). К 2015 обнаружено около 1000 кандидатов в чёрные дыры звёздных масс.

Разработанные ещё в 1960-х годах сценарии эволюции одиночных звёзд превратились в стройную теорию, подтверждённую миллионами наблюдений. В общих чертах стал понятен механизм [[звездообразование|звездообразования]]. В результате гравитационной неустойчивости газово-пылевое облако начинает сжиматься, фрагментироваться на плотные глобулы, превращающиеся в протозвёзды. В нашей Галактике и в ближайших галактиках обнаружено два десятка областей звездообразования с инфракрасными глобулами и протозвёздами.

=== Галактика ===

[[Файл:БРЭ_3503_003.jpg|thumb|350px|Космический телескоп имени Э. Хаббла.]]Достоверно установлено, что наша [[Галактика]] – спиральная, Солнце находится в пространстве между спиральными рукавами на расстоянии около 8 кпк от её центра, обращаясь вокруг него по близкой к круговой орбите с периодом 230 млн. лет. В центральной области Галактики выделяется близкое к сферическому ядро, концентрация звёзд в котором на порядки превышает концентрацию звёзд в окрестностях Солнца. В начале 21 века в самом центре ядра Галактики обнаружен компактный объект с массой около 4 млн. масс Солнца; по всей вероятности это сверхмассивная чёрная дыра. Межзвёздное пространство диска Галактики заполнено газово-пылевым веществом, частично сконденсированным в облака ионизованного, атомарного и молекулярного водорода. В качестве примесей присутствуют почти все химические элементы. Под действием излучений происходят синтез и распад молекул и образование пылинок. Зарегистрировано уже более 130 молекул, в том числе органических, содержащих до 13 атомов. Детектируются переходы между уровнями атома водорода с номерами более сотни, размеры таких атомов макроскопичны – доли миллиметра.

=== Галактики и квазары ===

Ближайшие [[галактики]] изучены почти так же детально, как и наша Галактика, а в описании общего плана строения – даже лучше. В инфракрасном диапазоне обнаружено несколько карликовых галактик – спутников Галактики, скрытых мощной пылевой полосой, лежащей вблизи плоскости галактического экватора. В 1963 открыт первый [[квазар]] – точечный источник, находящийся, судя по красному смещению, на космологическом расстоянии и имеющий спектр, подобный спектрам далёких галактик. Сейчас открыто более 10 тыс. квазаров, многие из них окружены туманными оболочками. Установлена их природа – это ядра далёких галактик, видимые нами в эпоху их молодости, много млрд. лет назад. В 1967 с борта ИСЗ «Vela-4a» (США) были зарегистрированы всплески гамма-излучения, в 1973 установлена их космическая природа. С 1997 часть гамма-всплесков удалось отождествить с известными объектами неба благодаря немедленной передаче сведений с ИСЗ земным обсерваториям. По крайней мере часть всплесков представляет собой излучение от наиболее мощных взрывов, приходящее с космологических расстояний.

=== Эволюция Вселенной ===

Теория расширяющейся в результате Большого взрыва Вселенной долгое время имела мало наблюдательных подтверждений: красное смещение галактик, распределение изотопов водорода, лития и гелия в зависимости от расстояния до галактик. В 1965 А. [[Пензиас]] и Р. [[Вильсон]] обнаружили [[микроволновое фоновое излучение]] (реликтовое излучение), приходящее изотропно со всего неба. В 1992 были измерены его флуктуации. В 1998 обнаружено ускорение темпа расширения Вселенной, из чего следует наличие сил отталкивания вакуума, впервые введённых в теорию относительности ещё А. Эйнштейном. Были проведены квантовомеханические расчёты поведения вещества вблизи сингулярности. Полная теория ещё далека от завершения, но приемлемый сценарий уже разработан. В результате квантовой флуктуации вакуум совершил фазовый переход и перешёл в наблюдаемое состояние, сохранив общую нулевую энергию. В нагретой до 1013 К сверхплотной материи происходили реакции рождения и аннигиляции пар элементарных частиц. В результате расширения Вселенной материя остывала, постепенно прекращались реакции рождения протон-антипротонных и электрон-позитронных пар, излучение отделилось от вещества. Асимметрии слабых взаимодействий оказалось достаточно для того, чтобы антивещество исчезло и осталось только вещество и излучение. С дальнейшим расширением и охлаждением возникли атомы изотопов водорода, лития и гелия, галактики и звёзды. Сменится ли расширение сжатием или будет продолжаться вечно? Ответ зависит от нерешённой проблемы скрытой массы. Обнаруживающая себя гравитацией масса на порядок превосходит общую массу излучающей в каком-либо диапазоне материи. Часть скрытой массы – обычная материя, а часть может быть материей в неизвестном физике состоянии.

== Значение астрономии для науки, искусства, практики ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ"/>

Фундаментальна роль астрономии в физике и химии: открытия закона всемирного тяготения, конечности скорости света, её инвариантности относительно систем отсчёта, эффекта Доплера, новых химических элементов (гелий был открыт на Солнце, короткоживущий радиоактивный технеций воссоздаётся в естественных условиях только на некоторых звёздах), атомов и ионов в необычных состояниях (атомы макроскопических размеров, 16-кратно ионизованное железо и др.), общей теории относительности, гравитационного линзирования, осцилляций нейтрино. Астрономия предоставляет физике и химии космическую лабораторию с недостижимыми в земных условиях параметрами: сильнейшие гравитационные и магнитные поля, макрообъекты с ядерной плотностью, высочайший вакуум, обладающие макроэнергией атомные ядра в космических лучах и др. Огромен вклад астрономии как поставщика труднейших задач в развитие математики.

Элементы астрономии входят в физическую географию (тропики Рака и Козерога, полярные круги, линия перемены даты и др.). По астрономическим явлениям (затмения, вспышки новых и сверхновых звёзд, кометы) произведены датировки многих исторических событий и согласование календарных систем разных народов.

Астрономические сюжеты (солнечные и лунные затмения, кометы, звездопады, полярные сияния, не говоря о восходах, закатах, лунном свете, звёздном небе и пр.) пронизывают все виды искусства. Мифология отражается в названиях созвездий и планет. Целый пласт научной фантастики обязан астрономии своим существованием. Астрономические термины вошли в общеупотребительную лексику в прямом и переносном значениях: зенит, горизонт, кульминация, апогей, аспект, противостояние, звезда первой величины, созвездие, плеяда, чёрная дыра и др. Множество исторических личностей увековечено в названиях тысяч малых планет, кратеров и других образований на телах Солнечной системы.

Практическое значение астрономии огромно. Астрономическими методами человек ориентируется на местности, определяет положение в открытом море или пустыне, время года и суток, фазы Луны, предвычисляет колебания высоты приливов. В конце 20 века созданы атомные часы, на порядки превосходящие по точности хода естественные часы – вращающуюся Землю. Однако жизнь человека связана с солнечными ритмами, поэтому астрономическая служба времени сохранила своё значение, внося поправки в атомное время для его согласования с солнечным. Космонавтика представляет собой приложение открытых в астрономии законов для практики. Траектории ИСЗ и космических зондов рассчитываются по законам небесной механики (см. [[Астродинамика]]). Ориентация транспортных средств теперь чаще производится по навигационным ИСЗ, слежение за которыми осуществляется астрономическими методами. Таким образом, прикладная космонавтика (спутники связи, телевидения, навигации, исследователи солнечной активности) – это в то же время и прикладная астрономия. С исторически неизбежным расширением деятельности людей вне Земли прикладное значение астрономии будет увеличиваться.

== Астрономические учреждения, общества и журналы ==

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ"/>

Наблюдения естественных и искусственных небесных тел и астрономических явлений ведутся главным образом в астрономических обсерваториях. Характерный облик обсерваториям придают здания для астрономических инструментов – башни цилиндрической или многогранной формы с полусферическими куполами или павильоны с отодвигающейся крышей. Радиотелескопы устанавливают под открытым небом. С 20 века для обсерваторий выбирают места с наилучшим [[астрономический климат|астрономическим климатом]] за пределами городов, в основном высоко в горах. Обработка результатов наблюдений, теоретические исследования в области астрономии, а также разработка наблюдательной и измерительной техники проводятся в астрономических обсерваториях, специализированных институтах и астрономических отделениях университетов.

В России крупнейшими астрономическими учреждениями являются [[Специальная астрофизическая обсерватория]] РАН, [[Главная астрономическая обсерватория]] РАН (Пулковская обсерватория), Государственный [[астрономический институт]] им. П. К. Штернберга, [[Институт астрономии]] РАН, [[Институт прикладной астрономии]] РАН, [[Астрокосмический центр]] ФИАН, Астрономический институт им. В. В. Соболева Санкт-Петербургского университета и др. Подготовка студентов астрономических специальностей и астрономические исследования ведутся в Московском, Санкт-Петербургском, Казанском, Уральском и других университетах.

Среди зарубежных астрономических учреждений наибольшее значение имеют: [[Европейская южная обсерватория]], учреждённая 11 государствами (расположена в Чили), [[Европейская северная обсерватория]] (расположена на Канарских островах), [[Астрономическая обсерватория Мауна-Кеа]] (США), обсерватория [[Австралийский телескоп]], [[Астрономическая Маунт-Паломар обсерватория]] (США), [[От-Провансская астрономическая обсерватория]] (Франция), Астрономии институт, [[Институт астрофизики]] и [[Институт радиоастрономии]] Общества им. Макса Планка (Германия), [[Радиоастрономическая обсерватория Аресибо]] (США).

Астрономические подразделения созданы в космических агентствах, поскольку всё больший объём наблюдений и экспериментов проводится с использованием орбитальных телескопов и межпланетных зондов.

Необходимость координации астрономических исследований привела к возникновению национальных и международных астрономических обществ. Первое общество образовано в 1863 в Германии для составления на 13 обсерваториях разных стран большого каталога звёзд Северного полушария неба. Международную роль играют и крупные современные региональные астрономические общества: Американское, Европейское, Лондонское королевское и др. В России существовало несколько небольших научных и любительских обществ. В 1932 на их базе образовано Всесоюзное (ныне Всероссийское) астрономо-геодезическое общество (ВАГО). В 1990 в СССР учреждено профессиональное Советское астрономическое общество (позднее – Евразийское астрономическое общество, Россия), открытое для граждан СНГ и других стран. В 1919 учреждён Международный астрономический союз (МАС). Каждые 3 года МАС проводит большие съезды для обсуждения планов дальнейшего развития астрономии.

Результаты наблюдений и теоретических исследований публикуются в специализированных журналах, издаваемых астрономическими учреждениями и обществами. Первый астрономический журнал – «Astronomische Nachrichten» основан в Германии в 1821. На начало 21 века около 20 астрономических журналов имеют международный или региональный (например, европейский) статус. Всероссийским статусом обладают журналы: «Астрономический журнал», «Письма в астрономический журнал», «Астрономический вестник», «Космические исследования».

== Литература статьи "Большой российской энциклопедии" ==

* Звезды и звездные системы. М., 1981
* ''Иванов В. В., Кривов А. В., Денисенков П. А.'' Парадоксальная Вселенная. СПб., 1997
* История астрономии в России и СССР. М., 1999
* ''Климишин И. А.'' Календарь и хронология. 2-е изд. М., 1985
* ''Кононович Э. В., Мороз В. И.'' Общий курс астрономии. М., 2001
* ''Куликовский П. Г.'' Справочник любителя астрономии. 5-е изд. М., 2002
* ''Леви Д.'' Звезды и планеты. М., 1998
* ''Маров М. Я.'' Планеты Солнечной системы. 2-е изд. М., 1986
* ''Миттон С., Миттон Ж.'' Астрономия. М., 1995
* ''Струве О., Зебергс В.'' Астрономия XX в. М., 1968
* Физика космоса: Маленькая энциклопедия. 2-е изд. М., 1986
* ''Угольников О. С.'' Небо начала века. 2001–2012. М., 2000
* ''Фламмарион К.'' Популярная астрономия. М.; Л., 1941
* ''Хокинг С.'' Краткая история времени: от большого взрыва до черных дыр. СПб., 2004.

== Видео ==

* [https://vk.com/video-11525744_456241244 Ближе к звёздам (2018).]

== Ссылки ==

* [http://www.astronet.ru/db/msg/1190817/index.html ''В.Е. Жаров'' Сферическая астрономия. Москва, 2002.]

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]
[[Категория:Ревизия 2021.03.06]]