Астрофізика
 
а б в г д е ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ъ ы ь э ю я
 

Астрофізика

Астрофізика, розділ астрономії, що вивчає фізичні явища, що відбуваються в небесних тілах, їх системах і в космічному просторі, а також хімічні процеси в них. А. включає розробку методів здобуття інформації про фізичні явища у Всесвіті, збір цієї інформації (головним чином шляхом астрономічних спостережень), її наукову обробку і теоретичне узагальнення. Теоретична А., займаючись узагальненням і поясненням фактичних даних, отриманих наглядовою А., користується законами і методами теоретичної фізики. Сукупність методів наглядової А. часто називають практичною А.

загрузка...

  На відміну від фізики, в основі якої лежить експеримент, пов'язаний з довільною зміною умов протікання явища, А. грунтується головним чином на спостереженнях, коли дослідник не має можливості впливати на хід фізичного процесу. Проте при вивченні того або іншого явища зазвичай представляється можливість спостерігати його на багатьох небесних об'єктах за різних умов, так що кінець кінцем Л. опиняється в не менш сприятливому положенні, чим експериментальна фізика. У багатьох випадках умови, в яких знаходиться речовина в небесних тілах і системах, набагато відрізняються від доступних сучасним фізичним лабораторіям (надвисока і наднизька щільність, високі температури і т. п.). Завдяки цьому астрофізичні дослідження незрідка приводять до відкриття нових фізичних закономірностей.

  Історично склалося розділення наглядової А. на окремі дисципліни по двох ознаках: по методах спостереження і по об'єктах спостереження. Різним методам присвячені такі дисципліни, як астрофотометрія, астроспектроскопія, астроспектрофотометрія, астрополяриметрія, астроколориметрія, рентгенівська астрономія, гамма-астрономія і ін. Прикладом дисциплін, виділених по об'єкту дослідження, можуть служити: фізика Сонця, фізика планет, фізика туманностей галактичних, фізика зірок і ін.

  У міру розвитку техніки космічних польотів в астрофізичних дослідженнях все велику роль грає позаатмосферна астрономія, заснована на спостереженнях за допомогою інструментів, розміщених на штучних супутниках Землі і космічних зондах. З розвитком космонавтики з'явилася можливість встановлювати такі інструменти також і на інших небесних тілах (перш за все на Луне). На цій же основі передбачається розвиток експериментальної астрономії. На межі наглядової і експериментальної астрономії знаходяться астрономія радіолокації (радіолокація метеорів, Місяця, найближчих до Землі планет), а також лазерна астрономія, одержуючі інформацію про небесні тіла, використовувану в А., шляхом їх штучного освітлення пучками електромагнітних хвиль.

  Астрофізичні відкриття, що розкривають в природі нові форми існування матерії і нові форми її природні організації, є блискучим підтвердженням фундаментальної тези діалектичного матеріалізму про якісну невичерпність матерії.

  Провідними центрами астрофізичних досліджень в СРСР є: Кримська астрофізична обсерваторія АН(Академія наук) СРСР, Астрономічна обсерваторія Пулковськая АН(Академія наук) СРСР Головна, Абастуманськая астрофізична обсерваторія АН Грузинською РСР і Бюраканськая астрофізична обсерваторія АН(Академія наук) Вірменською РСР. Важливі роботи в області А. ведуться також в Московському і Ленінградському університетах. Швидко розвиваються астрофізичні дослідження в астрономічних установах в Алма-Аті, Душанбе, Шемахе, Ризі. Що відродилася в останні десятиліття одна із старих обсерваторій нашої країни в Тарту (нині в Тиравере) в основному також займається астрофізичними дослідженнями. Роботи по А. ведуться також на Серпуховськой радіоастрономічній обсерваторії і на Зіменковськой радіоастрономічної обсерваторії . Серед іноземних наукових установ, ведучих астрофізичні дослідження, видне місце займають: Маунт-Паломарськая астрономічна обсерваторія і Лікськая астрономічна обсерваторія в США, обсерваторія Сен-Мішель і Паризький астрофізичний інститут у Франції, Ондржейовський астрономічний інститут в Чехословакії, астрономічна обсерваторія Конколі в Угорщині, радіоастрономічні обсерваторії в Кембріджі і Джодрелл-банці у Великобританії і в Парксе в Австралії і ін.

  Історична довідка. Вже в 2 ст до н.е.(наша ера) зірки, видимі неозброєним оком, були залежно від їх блиску розділені на 6 класів ( зоряні величини ) . По суті це розділення, пізніше уточнене і поширене на слабкіші зірки і на невізуальні способи прийому випромінювань, лягло в основу сучасної астрофотометрії. Ще до винаходу телескопа були описані сонячні протуберанці в російських літописах (12 ст), відкриті нові і найновіші зірки в Галактиці (зокрема, ретельні спостереження Найновішою 1572 в Касіопеї були вироблені данцем Тихо Бразі і празьким астрономом Т. Гайеком), яскраві комети. Винахід телескопа дозволив отримати коштовні відомості про Сонце, Місяць і планети. Виявлення фаз Венери Г. Галілєєм і атмосфери Венери М. В. Ломоносовим мало величезне значення для розуміння природи планет. Детальні дослідження темних ліній в спектрі Сонця німецьким ученим І. Фраунгофером (1814) з'явилися першим кроком в здобутті масової спектральної інформації про небесні тіла. Її цінність була визнана після робіт Г. Кирхгофа і Р. Бунзена (Німеччина) по спектральному аналізу (1859—62). З початку 90-х рр. 19 ст більшість найбільших телескопів світу були забезпечені щілинними спектрографами для вивчення спектрів зірок з високою дисперсією, і фотографування спектрів зірок і інших небесних світил склало основну частину програми спостережень за допомогою цих інструментів. Цьому присвятили свої роботи піонери сучасної астрофізики: російський астроном А. А. Белопольський, Г. Фогель (Німеччина), У. Кемпбелл і Е. Пікерінг (США) і ін. В результаті їх досліджень були визначені променеві швидкості багатьох зірок, відкриті спектрально-подвійні зірки, знайдена зміна променевих швидкостей цефєїд, закладені основи спектральній класифікації зірок .

  Швидкий розвиток лабораторної спектроскопії і теорії спектрів атомів і іонів на основі квантової механіки привів в 1-ій половині 20 ст до можливості інтерпретації зоряних спектрів і до розвитку на цій основі фізики зірок і в першу чергу — фізики зоряних атмосфер. Основи теорії іонізації в зоряних атмосферах заклав в 1-ій чверті 20 ст індійський фізик М. Саха.

  Поява в 1-ій чверті 20 ст теоретичної А., засновниками якої вважаються німецький астроном К. Шварцшильд і англійський астроном А. Еддінгтон, і зосередження її головних зусиль на фізиці зоряних атмосфер і будові зірок підсилили інтерес до вивчення зоряних спектрів. Цей процес тривав до середини століття, коли поряд із спектральними дослідженнями важливу роль в астрономічних дослідженнях стали грати методи, що розвиваються в радіоастрономії, позагалактичній астрономії, а також позаатмосферній астрономії .

  З початку 2-ої чверті 20 ст в результаті ототожнення заборонених ліній в спектрах газових туманностей і розширення досліджень міжзоряного поглинання, вперше вивченого російським астрономом В. Я. Струве (1847), почала швидко розвиватися фізика міжзоряної речовини, а методи радіоастрономії відкрили для цієї області А. необмежені можливості (спостереження радіовипромінювання нейтрального водню з довжиною хвилі 21 см і ін.).

  Вже в 20-х рр. 20 ст, завдяки роботам Е. Хаббла (США), була остаточно доведена позагалактична природа спіральних туманностей. Ці небесні об'єкти, галактики, гігантські конгломерати зірок і міжзоряної речовини, що є, вивчають як оптичними, так і радіоастрономічними методами; обидва методи дають однаково важливу і взаємно доповнюючу інформацію, хоча останній і поступається першому відносно кількості інформації. З кінця 40-х рр. 20 ст для фотографування піднебіння стали застосовувати крупні рефлектори, що володіють великим полем зору (телескопи Шмідта і Максутова), завдяки чому з'явилася можливість масового вивчення галактик і їх скупчень. Дослідження, виконані на Маунт-Паломарськой обсерваторії в США (Ст Бааде, Цвікки, Сандідж), на Бюраканськой астрофізичної обсерваторії АН(Академія наук) Вірменською РСР (Ст А. Амбарцумян, Б. Е. Маркарян і ін.) і в Астрономічному інституті ім. П. К. Штернберга в Москві (Б. А. Воронцов-Вельямінов), а також спостереження на радіоастрономічних обсерваторіях в Кембріджі (Великобританія) і в Парксе (Австралія) розкрили величезну різноманітність форм галактик і проходящих в них фізичних процесів. Відкриття в 2-ій половині 50-х рр. грандіозних вибухових процесів, що є проявом активності ядер галактик, поставило перед теоретичну А. завдання їх пояснення. У 1-ій половині 60-х рр. були відкриті квазізоряні радіоджерела (квазари). Вивчення квазарів і ядер галактик показало, що і ті та інші за своєю природою в корені відрізняються від зірок, планет і міжзоряного пилу або газу. Нові явища, спостережувані в них, настільки своєрідні, що до них не завжди застосовні фізичні вистави, що склалися. Завдяки цим і ряду інших відкриттів А. переживає, по суті, революцію, за своїм значенням порівнянну з революцією в астрономії часів Коперника, — Галілея — Кеплера — Ньютона і з тим переворотом, який пережила фізика в 1-ій третині 20 ст Розвиток позаатмосферної астрономії значно збагатив методи планетної астрономії, фотографування зворотної сторони Луни (1959, СРСР), перший запуск наукової апаратури на Місяць і здобуття знімків місячних пейзажів (1966, С1ССР), знімки Марса зблизька (1965, США), досягнення радянським космічним зондом нижніх шарів атмосфери Венери (1967, СРСР), висадка космонавтів на Місяць і початок прямих досліджень місячного грунту (1969 США) — такі перші видатні результати в цій області астрономії.

  Дослідження тіл Сонячної системи . Серед великих планет якнайповніше вивчена Земля, що є предметом досліджень геофізики . Відомості про останні вісім планет до середини 20 ст залишалися відносно мізерними. Проте розвиток досліджень, що спираються на спостереження з допомогою космічних зондів, дозволить вже в найближчому майбутньому змінити це положення. При вирішенні різних завдань, пов'язаних з вивченням будови і складу планетних атмосфер наземними методами, в А. часто застосовують ті ж наглядові і теоретичні методи, що і в геофізиці (зокрема, методи вивчення верхніх шарів земної атмосфери). Особливий інтерес представляють спектральні дослідження планет, що володіють атмосферним покривом. В результаті таких досліджень встановлені корінні відмінності у складі атмосфер планет. Зокрема, з'ясувалося, що в атмосфері Юпітера основної складової є аміак, в атмосфері Венери — вуглекислий газ, тоді як на Землі переважають молекулярний азот і кисень. Виявлення великих кратероподобних утворень на Марсе (за допомогою космічних зондів «Марінер», США) ставить завдання створення загальної теорії виникнення рельєфу на планетах і Луне. Існують дві протилежні теорії походження кратерів на Луне і Марсе. Одна приписує їх освіту вулканізму, інша — удару гігантських метеоритів. В результаті відкриття нових свідоцтв на користь вулканізму на Луне перша з них знаходить все більше прибічників. Зведення про особливості рельєфу планет, а також про закони їх обертання і деякі ін. доставляють спостереження радіолокацій [В. А. Котельников (СРСР) і ін.].

  Більшість супутників планет, так само як і всі малі планети, не має атмосфер, оскільки сила тяжіння на їх поверхні недостатня для утримання газів на них. Малі ж кутові розміри цих тіл не дозволяють вивчати; деталі їх поверхонь. Тому єдина інформація про фізику цих тіл заснована на вимірах їх інтегральної відбивної здатності в різних ділянках спектру. Зміни їх блиску дають нам відомості про їх обертання.

  Великим інтересом є явища, що виникають при наближенні комет до Сонця. В результаті процесів сублімації, що відбуваються під впливом сонячного випромінювання, з ядра комети виділяються гази, створюючі обширну голову комети. Дія сонячного випромінювання і, мабуть, сонячного вітру обумовлює утворення хвоста, що інколи досягає мільйонів кілометрів в довжину. Виділені гази вирушають в міжпланетний простір, унаслідок чого при кожному наближенні до Сонця комета втрачає значну частину своєї маси. У зв'язку з цим комети, особливо короткоперіодичні, розглядаються як об'єкти, що володіють невеликою тривалістю життя, вимірюваного тисячоліттями або навіть століттями (С. К. Всехсвятський і ін.). Вивчення походження і розвитку системи комет дозволить зробити висновки, що відносяться до еволюції всієї Сонячної системи.

  Фізика Сонця . Фізичні процеси, що відбуваються в Сонці, практично незалежні від дії довкілля. Розвиток Сонця, принаймні в нинішню епоху, обумовлено його внутрішніми закономірностями. З'ясовано, що усередині Сонця, так само, як і усередині всіх зірок, є джерела теплової енергії (ядерної природи), завдяки яким речовина Сонця (зірок) нагрівається до високої температури. Внаслідок цього відбувається випускання променистої енергії назовні. Встановлюється рівновага між потужністю випромінювання Сонця (зірок) і сумарною потужністю джерел теплової енергії, що знаходяться в нім. В той же час прояву сонячної активності — випромінювання Сонця, випускання ним потоків часток з магнітними полями, що «вморожують» в них, — робить істотний вплив на розвиток всіх тіл Сонячної системи. Об'єктами детального вивчення є різні утворення в атмосфері Сонця: сонячні плями, факели, протуберанці. Особливий інтерес представляють короткочасні спалахи хромосфер, що тривають звичайні декілька десятків хвилин і що супроводяться виділенням значної кількості енергії. Корпускулярні потоки, пов'язані з активними областями Сонця, були вивчені на Кримській астрофізичній обсерваторії АН(Академія наук) СРСР (Е. Р. Мустель). У зовнішніх шарах Сонця відбуваються постійні зміни магнітних полів. Дослідження, проведені на цій же обсерваторії (А. Б. Північний), дозволили встановити зв'язок спалахами і швидкими змінами в будові магнітного поля в даній частині сонячної поверхні. Теоретичні дослідження показали, що перенесення енергії в Сонці (так само, як і в зірках) відбувається головним чином шляхом випускання і поглинання випромінювання. На цьому виводі побудована теорія променистої рівноваги Сонця, що відноситься як до зовнішніх, так і до внутрішніх шарів Сонця.

  Найважливіше питання фізики Сонця (так само, як і зірок) — природа джерел енергії. Енергія гравітаційного стискування виявилася недостатньою. Гіпотеза, по якій джерелом сонячної енергії є термоядерні реакції, з кількостей, сторони може задовільно пояснити випромінювання протягом мільярдів років; проте вона потребує остаточної перевірки. Повне з'ясування природи джерел сонячної і зоряної енергії матиме величезне значення для вирішення питань еволюції Сонця і зірок.

  Зважаючи на наукового значення вивчення фізичних процесів, що відбуваються в поверхневих шарах Сонця, і їх впливу на верхні шари земної атмосфери, обсерваторії багатьох країн об'єдналися для систематичного спостереження цих процесів всіма доступними методами, організувавши цілодобову службу Сонця.

  Фізика зірок . При вивченні зірок важливу роль грають уявлення про будову Сонця, які модифікуються таким образом, щоб вони задовольняли фотометричним і особливо спектральним даним про зірки. Унаслідок всілякого характеру спектральної інформації кінець кінцем удається знайти однозначне вирішення цієї проблеми. До теперішнього часу класифіковані спектри більш ніж мільйона зірок. Спектральна класифікація зірок була вперше розроблена на початку 20 ст на Гарвардській обсерваторії (США), а потім удосконалювалася і уточнювалася. Головною ознакою при цій класифікації є наявність тих або інших спектральних ліній і їх відносні інтенсивності.

  Цікавими об'єктами є т.з. білі карлики, що мають відносно високу поверхневу температуру (від 7000° до 30 000°) і низьку світимість, у багато разів меншу світимості Сонця (див. Світимість зірки ) . Середня щільність деяких білих карликів більш ніж в мільйон разів перевершують щільність води. Надалі теоретично була встановлена можливість конфігурацій зоряних мас, що складаються з виродженого газу нейтронів і навіть пшеронов. Щільність таких конфігурацій повинна досягати 10 14 —10 15 щільність води. Проте протягом багатьох років такі конфігурації не змогли бути виявлені. Лише у 1967 були виявлені пульсари об'єкти, що випускають з періодом змінності, вимірюваним в одних випадках секундами, а в інших — долями секунди. Є серйозні підстави передбачати, що це і є надщільні конфігурації.

  Особливий інтерес представляють змінні зірки, в яких міняється блиск і спектр. У тих випадках, коли такі зміни носять періодичний або приблизно періодичний характер, вони пояснюються пульсаціями, тобто послідовними розширеннями і сжатіямі зірки. Глибші зміни відбуваються в нестаціонарних зірках, багато хто з яких є молодими зірками, що знаходяться в процесі становлення. Важливе значення мають зірки типа RW Візничого, виявляючі абсолютно неправильні зміни блиску і що входять до складу Т-асоціацій (див. Зоряні асоціації ), вік яких не перевершує 10 млн. років. На пізнішій стадії розвитку багато хто з цих зірок, маючи нормально постійну яскравість, переживає час від часу спалахи, що тривають всього декілька мін, коли їх яскравість збільшується до декількох разів, а інколи (у короткохвильовій частині спектру) в сотні разів. Прикладом зірки, що знаходиться в цій стадії, є змінна зірка UV Кита. Тоді як нормальне випромінювання зірок має чисто теплову природу, енергія, виділена під час спалахів, має явно нетеплове походження. Ще грандіозніші процеси виділення енергії відбуваються при спалахах нових зірок і найновіших зірок . Під час спалахів найновіших за проміжок часу порядка 1 мес виділяється 10 42 дж (10 49 ерг ) . Під час спалахів нових і найновіших зірок відбувається викидання газових оболонок, що розширюються. Спалахи так званих новоподобних змінних зірок, зокрема зірок типа SS Лебедя, займають по масштабах проміжне положення між спалахами нових зірок і зірок типа UV Кита.

  Фізика туманностей. Досить детально вивчені фізичні процеси, що відбуваються в газових туманностях, освітлених гарячими зірками. Ці процеси зводяться по суті до флуоресценції під впливом ультрафіолетового випромінювання гарячих зірок. Що стосується газових туманностей, не освітлених гарячими зірками, то їх дослідження можливе завдяки тому, що вони випромінюють радіолінію водню з довжиною хвилі 21 див. В більшості газових туманностей присутній також і пилова речовина, що складається з твердих часток. Якщо газопилова туманність освітлена зіркою відносно низької температури, випромінювання якої не може викликати флуоресценцію газу, то спостерігається віддзеркалення світла освітлюючої зірки від пилової компоненти туманності. У таких випадках спектр туманності є репродукцією спектру зірки. У Галактиці спостерігаються також радіотуманності, що випускають безперервний спектр в радіодіапазоні; таке випромінювання пов'язане з гальмуванням релятивістських електронів в магнітних полях — так зване синхротронне випромінювання (дослідження радянського астронома І. С. Шкловського і ін.). Ці туманності виникли унаслідок спалахів найновіших зірок; такі Крабовидна туманність і радіоджерело Кассиопея А. Продолжітельность їх життю вимірюється всього тисячами, а інколи навіть лише сотнями років.

  Фізика позагалактичних об'єктів. На початку вивчення галактики розглядалися як механічні конгломерати зірок і туманностей. Тому обговорювалися лише питання їх внутрішньої кінематики і динаміки. Проте незабаром було з'ясовано, що існує певний зв'язок між формою галактик (еліптична, спіральна, неправильна) і класами вхідних в них зірок («зоряного населення»), зокрема наявністю в них молодих зірок — блакитних гігантів. У рукавах спіральних галактик спостерігаються великі неоднорідності, о-асоціації, що є системами, що складаються з молодих зірок і туманностей. Їх виникнення зв'язане, мабуть, з глибокими фізичними процесами, при яких великі маси до-зоряної речовини перетворюються на звичайні зірки. Вивчення цих процесів є одній з важких невирішених проблем А.

  Починаючи з середини 20 ст стала виявлятися велика роль ядер галактик в їх еволюції. Встановлено існування різних форм активності ядер, зокрема гігантські вибухи, при яких викидаються величезні хмари релятивістських електронів. В результаті таких вибухів звичайні галактики перетворюються на радіогалактики. Відбувається також викидання хмар і струменів звичайного газу. Всі ці явища свідчать про те, що в ядрах галактик відбуваються вельми глибокі процеси перетворень речовини і енергії.

  Відкриття квазізоряних джерел радіовипромінювання (квазарів), так само як квазізоряних чисто оптичних об'єктів, привело до виявлення ще глибших процесів. Перш за все виявилось, що серед квазарів є об'єкти, які випускають в 10 13 раз потужніше випромінювання, ніж Сонце, і в сотні разів яскравіше, ніж надгігантські галактики. Квазари випробовують відносно швидкі зміни блиску, що говорить про їх невеликі діаметри (безперервний спектр випромінюється з об'єму діаметром не більше 0,2 парсек ) . У багатьох відношеннях квазари схожі з найбільш активними ядрами галактик, лише масштаби явищ в них більші. Маси квазарів невідомі. Проте, розглядаючи їх як дуже великі, ізольовані ядра, можна прийняти, що вони складають 10 11 мас Сонця і більше.

  Теоретична астрофізика. Мета теоретичної А. — пояснення тих, що вивчаються А. явищ на основі загальних законів фізики. При цьому вона користується як методами, вже розробленими в теоретичній фізиці, так і спеціальними методами, розробленими для вивчення явищ в небесних тілах і пов'язаними із специфічними властивостями цих тіл. Оскільки вся інформація про астрофізичні процеси виходить на основі реєстрації випромінювання, що досягає нас, то перше завдання теоретичної А. — пряме тлумачення результатів спостережень і складання на першому етапі зовнішньої картини процесу, що розгортається (наприклад, спостереження блиску і спектрів нових зірок удалося тлумачити на основі уявлення про викид зовнішніх шарів зірки в те, що оточує простір). Проте кінцева її мета — з'ясування механізму і причин явища (у наведеному прикладі — причини вибуху, який приводить до викидання оболонки). Основною відмінністю процесів, що вивчаються А., в більшості випадків є істотна роль взаємодії речовини з випромінюванням. Тому теоретична А., поряд з вирішенням конкретних завдань, розробляє також загальні методи дослідження цієї взаємодії. В той час, як теоретична фізика цікавиться елементарними процесами цього типа, А. вивчає результати багатократної і складної взаємодії у великих системах; так, теорія перенесення випромінювання в матеріальному середовищі, яке застосовується і в інших розділах фізики, досягла великої досконалості саме в А. Успешноє розвиток в працях радянських астрономів В. В. Собольова і ін. теорії перенесення випромінювання в спектр, лініях дозволило встановити точні закономірності освіти в зоряних атмосферах ліній поглинання і ліній випромінювання. Таким чином стала можливою кількісна інтерпретація зоряних спектрів. Розроблені також загальні методи обчислення станів рівноваги зоряних мас. Великі роботи по конфігураціях рівноваги газових зірок виконані М. Шварцшильдом (США) і А. Г. Масевіч (СРСР). Теорія вироджених конфігурацій, в якій враховується звиродніння електронного газу, була розроблена в 2-ій чверті 20 ст Е. Мілном (Великобританія) і С. Чандрасекаром (Індія). У випадку надщільних конфігурацій (у яких вироджений вже баріонний газ) розрахунки слід вести на основі загальної теорії відносності. Ці питання так само, як і теоретичні дослідження, що стосуються процесу розширення Всесвіту в цілому, складають нову галузь теоретичної А., що отримала назву релятивістської астрофізики .

  Результати астрофізичних досліджень публікуються головним чином в працях обсерваторій, а також в спеціальних журналах, серед яких основні: «Астрономічний журнал» (М., з 1924), «Астрофізика» (Ер., з 1965), «Astrophysical Journal» (Chi., з 1895), «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» (L., з 1827), «Annales d''astrophysique» (P., з 1938—68), «Zeitschrift fur Astrophysik» (Ст, з 1930—44) і ін.

  Літ.: Курс астрофізики і зоряної астрономії, т. 1—3, М-код.—Л., 1951—64; Собольов Ст Ст, Курс теоретичної астрофізики, М., 1967; Амбарцумян Ст А., Проблеми еволюції Всесвіту, Ер., 1968; Розвиток астрономії в СРСР, М., 1967; Струве О. Ст, Зебергс Ст, Астрономія 20 ст, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1968; Зельдовіч Я. Б. і Новіков І. Д., Релятивістська астрофізика, М., 1968.

  Ст А. Амбарцумян.