գավառ, որն ստացել է ռելյատիվիստական Ա. անունը։
Աստղաֆիգիկական հետազոտությունների արդյունքները հրապարակվում են գլխավորապես աստղադիտարանների տեղեկագրերում, ինչպես նաև հատուկ պարբերականներում, որոնցից հիմնականներն են՝ «Աստրոնոմիչեսկի ժուռնալ» («Астрономический журнал», М., 1924-ից), «Աստղաֆիզիկա Астрофизика» (Ե., 1965-ից, ռուս.), «Astrophysical Journal» (Chi., 1895-ից), «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» (L., 1827-ից), «Astronomy and Astrophysics» ևն։
Գրկ. Համբարձումյան Վ. Հ., Տիեզերքի էվոլյուցիայի պրոբլեմները, Ե., 1968։ Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 1–3, М.–Л., 1951–64; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, М., 1967; Развитие астрономии в СССР, М., 1967; Струве О. В., Зебергс В., Астрофизика 20 в., пер. с англ., М., 1968; Зельдович Я. Б. и Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1968.
«ԱՍՏՂԱՖԻԶԻԿԱ» («Астрофизика»), համամիութենական գիտական եռամսյա հանդես։ Հրատարակում է ՀՍՍՀ ԳԱ։ Լույս է տեսնում 1965-ից, Երևանում, ռուսերեն։ Գլխավոր խմբագիրն է Վ. Համբարձումյանը։ Հանդեսը տպագրում է աստղերի ֆիզիկայի, միգամածությունների և միջաստղային նյութի ֆիզիկայի, աստղաբաշխության, արտագալակտիկ աստղագիտության, ինչպես նաև աստղաֆիզիկային հարակից գիտությունների բնագավառներից ինքնատիպ հոդվածներ։
ԱՍՏՂԱՖԻԶԻԿԱԿԱՆ ԻՆՍՏԻՏՈՒՏ ՂԱԶԱԽԱԿԱՆ ՍՍՀ ԳԻՏՈՒԹՅՈՒՆՆԵՐԻ ԱԿԱԴԵՄԻԱՅԻ, գիտահետազոտական հիմնարկ Ալմա–Աթայում։ Հիմնադրվել է 1942-ին։ Ինստ–ի լեռնային աստղադիտարանում (ծովի մակարդակից 1500 մ բարձր) տեղակայված են Մակսուտովի աստղադիտակ (50 սմ տրամագծով), ռեֆլեկտոր (70 սմ տրամագծով) և այլ գործիքներ։ Ինստ–ի բարձրլեռնային բազայում (ծովի մակարդակից ավելի քան 3000 մ բարձր) գտնվում է արևապսակային կայանը։ Ինստ–ում աշխատանքներ են տարվում մթնոլորտային օպտիկայի, Արեգակնային համակարգի անդամների ֆիզիկայի, աստղերի ու միջաստղային միջավայրի փոխադարձ կապի, աստղային համակարգերի դինամիկայի, կոսմոգոնիայի և կոսմոլոգիայի ուղղությամբ։
ԱՍՏՂԵՐ, սեփական ճառագայթում ունեցող երկնային մարմիններ, շիկացած գազերի հսկայական գնդեր։ Տիեզերքի մեր դիտումների համար մատչելի մասում նյութի մեծ մասը հավաքված է Ա–ում, որոնք կազմում են գալակտիկաների հիմնական բնակչությունը։ Մեր Գալակտիկայում կան շուրջ 100 մլրդ. Ա.։ Մեծ հեռավորությունների պատճառով Ա., նույնիսկ խոշորագույն աստղադիտակներով, դիտվում են որպես պայծառ կետեր (բացառությամբ ամենամոտ աստղի՝ Արեգակի)։ Հաջորդ մոտակա աստղը գտնվում է շուրջ 270000 անգամ ավելի հեռու, քան Արեգակը։ Ա–ի տարածական շարժումները որոշվում են աստղերի սեփական շարժումների և աստղերի տեսագծային արագությունների միջոցով։ Տարածական շարժումների արագությունները հասնում են ավելի քան 100 կմ/վ–ի։ Ա–ի պայծառություններն արտահայտվում են աստղային մեծություններով։ Անզեն աչքով դիտվում են մինչև 6-րդ մեծության Ա.։ Նրանց թիվը երկնքում (երկու կիսագնդերում) շուրջ 6000 է։ Ա–ի դիտվող պայծառությունը կախված է նրանց իրական պայծառությունից և հեռավորությունից։ Իրական պայծառությունները համեմատվում են բացարձակ աստղային մեծությունների միջոցով։ Ա–ի իրական պայծառության չափանիշը նրանց լուսատվությունն է (ճառագայթման հզորությունը)։ Լուսատվությունը չափվում է Արեգակի լուսատվության միավորներով։ Արեգակի բոլոմետրիկ լուսատվությունը կազմում է 3,8·1033 էրգ/վ։ Հայտնի աստղերից ամենամեծ լուսատվությունն ունի Ոսկե ձկնիկ համաստեղության S աստղը, որը մոտ 400 000 անգամ գերազանցում է Արեգակի լուսատվությունը, մինչդեռ Վոլֆ 1055 աստղի արբանյակի լուսատվությունը 700 000 անգամ փոքր է վերջինիս լուսատվությունից։ Ըստ լուսատվության, Ա. բաժանվում են թզուկների, հսկաների և գերհսկաների։ Իրենց չափերով Ա. շատ բազմազան են։ Հայտնի ամենամեծ աստղի՝ Կառավարի ինֆրակարմիր արբանյակի շառավիղը գրեթե 3000 անգամ մեծ է Արեգակի շառավղից, իսկ սպիտակ թզուկները երբեմն փոքր են նույնիսկ Լուսնից։ Ա–ի զանգվածները համեմատաբար քիչ են տարբերվում (մի քանի տասնյակից մինչև 0,01 արեգակնային զանգված)։ Այդ իսկ պատճառով էլ նրանք նյութի խտությամբ նույնպես խիստ բազմազան են։ Կարմիր գերհսկա Ա–ի նյութի միջին խտությունը հաճախ Երկրի մթնոլորտի խտությունից ավելի փոքր է, իսկ սպիտակ թզուկներինը հասնում է մինչև մի քանի տասնյակ տոնի՝ մեկ խորանարդ սանտիմետրում։ Վերջին ժամանակներս վկայություններ են ստացվել շատ ավելի մեծ խտություն ունեցող նեյտրոնային աստղերի գոյության վերաբերյալ։ Բոլոր Ա–ի քիմիական բաղադրությունը գրեթե նույնն է (ըստ կշռի, մոտավորապես 70% ջրածին, 28% հելիում և 2% մնացած տարրեր)։ Այդ պատճառով Ա–ի վիճակը որոշվում է միայն երեք, իրար հետ փոխադարձաբար կապված մեծություններով՝ լուսատվություն, շառավիղ և զանգված։ Ա–ի քիմիական բաղադրությունը որոշվում է նրանց սպեկտրների միջոցով։ Ա–ի ճնշող մեծամասնության սպեկտրները կազմում են անընդհատ հաջորդականություն։ Նրանց այդ հատկության վրա է հիմնված աստղերի սպեկտրալ դասակարգումը։ Սպեկտր–լուսատվություն բազմարժեք առնչությունը սովորաբար ներկայացվում է դիագրամայի ձևով, որը հայտնագործողների անունով կոչվում է Հերցշպրունգ–Ռեսսելի դիագրամա։
Ա–ի մեծ մասի պայծառությունը գործնականում հաստատուն է։ Սակայն կան Ա., որոնց պայծառությունը ժամանակի ընթացքում փոփոխվում է։ Այդ, այսպես կոչված, փոփոխական Ա., կախված պայծառության փոփոխության բնույթից, բաժանվում են երկու մեծ խմբի՝ կանոնավոր (պարբերական) և անկանոն փոփոխականների։ Վերջիններից գիտական առանձնահատուկ հետաքրքրություն են ներկայացնում T Ցուլի տիպի և նրան հարող փոփոխական, բռնկվող (շատ հաճախ դիտվում են աստղասփյուռների կազմում) Ա.։ T Ցուլի տիպի Ա–ի ուսումնասիրության մեջ լուրջ ներդրում ունի Բյուրականի աստղադիտարանը։ Բռնկվող Ա–ի հազվագյուտ դասերին են պատկանում նոր և գերնոր Ա.։ Նոր Ա–ի բռնկումների ժամանակ նրանց պայծառությունը աճում է մի քանի տասնյակ հազարից մինչև մի քանի հարյուր հազար անգամ, իսկ գերնոր Ա–ինը՝ մինչև մի քանի մլրդ. անգամ։
Ա. հաճախ կազմում են ֆիզիկական խմբեր (կրկնակի և ավելի մեծ բազմակիություն)։ Կան մի քանի տասնյակից մինչև մի քանի հարյուր Ա–ից կազմված խմբեր՝ բաց աստղակույտեր և նույնիսկ տասնյակ ու հարյուր հազարավոր Ա–ից կազմված խմբեր՝ գնդաձև աստղակույտեր։ Բոլոր Ա-ի համար բնորոշ է առանցքային պտույտը (հասարակածում մի քանի կմ/վ–ից մինչև մի քանի հարյուր կմ/վ արագությամբ), որը որոշվում է նրանց սպեկտրալ գծերի հետագոտմամբ: Վաղ սպեկտրալ դասերի (O, B, A, F) Ա. շատ ավելի արագ են պտտվում, քան ուշ դասերինը (G, K, M)։ Արեգակի (G դաս) հասարակածային գոտում պտտման արագությունը մոտ 2 կմ/վ է։ Ա–ի մթնոլորտների և ներքին կառուցվածքի տեսությունները կարևոր դեր են խաղում նրանց ուսումնասիրության համար։ Առաջինը հիմնվում է ճառագայթային հավասարակշռության, իսկ վերջինը՝ ջերմամիջուկային ռեակցիաների (որպես Ա–ի ճառագայթման աղբյուրների) պատկերացումների վրա։ Ա–ի ֆիզիկայի, առաջացման և էվոլյուցիայի հարցերը գիտական ճանաչողական և աշխարհայեցողական մեծ նշանակություն ունեն։ Նրանց բազմակողմանի հետազոտությունը, ինչպես վկայում են, մասնավորապես, Բյուրականի աստղադիտարանի աշխատանքները, կարևոր է նյութի արմատական հատկությունների ու զարգացման օրինաչափությունների բացահայտման տեսակետից։
Գրկ. Համբարձումյան Վ. Հ., Աստղերի էվոլյուցիան ու աստրոֆիզիկան, Ե., 1948։ Նույնի, Տիեզերքի էվոլյուցիայի պրոբլեմները, Ե., 1968։ Միրզոյան Լ. Վ., Երկնային մարմինների առաջացման մասին, Ե., 1956։ Աղեկյան Թ. Ա․, Աստղեր, գալակտիկաներ, Մետագալակտիկա, Ե., 1971:
ԱՍՏՂԵՐԻ ՍԵՓԱԿԱՆ ՇԱՐԺՈՒՄՆԵՐ, աստղերի տարեկան անկյունային տեղաշարժը երկնքում։ (Անկյուն, որի տակ դիտվում է աստղի տարածական արագության պրոյեկցիան տեսագծին ուղղահայաց հարթության վրա)։ Է. Հալլեյը նկատեց (1718), որ Սիրիուսի, Պրոցիոնի և Արկտուրի կոորդինատները չեն համընկնում հին հույների տված կոորդինատների հետ։ Անցել էր շուրջ 2000 տարի, և տեղաշարժերը հասել էին զգալի չափերի։ Այնպես որ, դրանք միայն դիտողական սխալներ համարելը ճիշտ չէր լինի։ Հետևաբար, ենթադրվեց, որ աստղերն ունեն սեփական շարժումներ։
Ա. ս. շ. շատ աննշան են (տարեկան միջին հաշվով 0",01)։ Աստղերի միայն 10%
