Большая Советская Энциклопедия (ВН)

газовые и пылевые туманности встречаются уже среди сравнительно близких к нам объектов. Несколько раньше Х. Шепли (США) удалось определить расстояния до шаровых звёздных скоплений, из которых более далёкие с трудом «разлагаются» на звёзды даже в сильнейшие телескопы.

  Природа остальных туманных пятен (а их огромное большинство; в каталогах содержится около 30 тыс. объектов до 15-й видимой звёздной величины) выяснилась к середине 20-х гг. 20 в. Ещё в середине 19 в. английский учёный У. Росс обнаружил спиральную структуру у наиболее крупных из них, но всё многообразие и тонкость структуры туманностей выявились лишь после введения в астрономическую практику фотографии и повышения мощности телескопов. Шведский астроном К. Лундмарк, наблюдая в спиральных туманностях едва заметные вспышки новых звёзд, имеющих в действительности колоссальную светимость, пришёл к заключению, что спиральные туманности находятся за пределами нашей Галактики. В дальнейшем выяснилось, что звёзды, вспышки которых наблюдались в галактиках, были чаще всего не новыми звёздами, а в сотни раз более яркими сверхновыми звёздами, вследствие чего оценки расстояний до спиральных туманностей, проведённые Лундмарком, пришлось увеличить. В нашей Галактике со времени изобретения телескопа ни одна сверхновая звезда не наблюдалась. Поэтому изучение этих интересных небесных тел в основном опирается на результаты В. а.

  Позднее Э. Хаббл более точно определил расстояния и размеры спиральных галактик М31 (Большая туманность в созвездии Андромеды), М33 (в созвездии Треугольника) и NGC 6822 (в созвездии Стрельца). Он доказал большое сходство этих звёздных систем с нашей Галактикой, установив, что все они содержат звёзды одинаковых типов, одинаковые звёздные скопления и диффузные газовые туманности, новые звёзды. Эти открытия, как и многие последующие в области В. а., были выполнены с помощью крупнейших в мире телескопов, установленных в США.

  В 1924—25 на фотографиях ближайших спиральных галактик были обнаружены переменные звёзды, в том числе цефеиды, светимость которых связана известным образом с периодом изменения их блеска. Таким образом, определив светимость по наблюдаемому изменению блеска и сравнив её с видимой звёздной величиной этих небесных тел, можно оценить расстояния до цефеид, а следовательно, и до галактик, содержащих их. (Размеры галактик малы сравнительно с расстояниями до них.) Метод цефеид для определения расстояний до удалённых звёздных систем наиболее точен, но применим лишь к ближайшим из них. Для более далёких, вплоть до самых удалённых из числа наблюдаемых в настоящее время, наилучшим является метод определения расстояния до галактик по величине смещения линий в спектре галактик, так называемого красного смещения. В 1924 К. Лундмарк и К. Вирц, (Германия) обнаружили, что чем больше расстояние до галактики, тем сильнее линии её спектра смещены к красному концу. Позже величина красного смещения, вызванного удалением от нас (эффект Доплера), была уточнена. При определении расстояний этим методом принимают, что на каждый миллион парсек расстояния красное смещение возрастает примерно на 100 км/сек (закон Хаббла). На это систематическое смещение, обусловленное расширением метагалактики, накладываются смещения спектральных линий (в сторону красного или синего конца спектра), обусловленные индивидуальными скоростями галактик, которые, однако, обычно не превосходят 1000 км/сек. Из-за этого метод определения расстояний по красному смещению спектральных линий ненадёжен в применении к близким галактикам.

  Задачами В. а. являются фотографическое изучение формы и вида галактик, их классификация (основы последней заложил Хаббл), измерение звёздной величины и цвета галактик в целом и отдельных их участков, а также исследование закономерностей строения и состава скоплений галактик. В ближайших галактиках изучают число и распределение различных объектов разной светимости. При помощи спектрального анализа изучаются скорости движения и законы вращения галактик, что даёт материал для определения их масс. Изучается и сравнивается химический состав звёзд, входящих в галактики. При фотографировании галактик применяются электронные усилители яркости, сокращающие время экспонирования и позволяющие фотографировать очень слабые объекты.

  Новые возможности получила В. а., применяя методы радиоастрономии. С их помощью были открыты принципиально новые объекты и явления в Метагалактике. К числу таких объектов относятся так называемые радиогалактики, для которых характерно необычайно мощное излучение в радиодиапазоне, происходящее, по-видимому, от элементарных частиц колоссальных энергий, движущихся в магнитных полях некоторых галактик, а также квазары, природа которых изучена ещё недостаточно. Однако уже сейчас из очень больших красных смещений в спектрах большинства наблюдаемых квазаров заключают, что многие из них находятся на расстояниях в несколько миллиардов парсек. Светимостью и спектром с квазарами сходны так называемые квазизвёздные галактики, звездоподобные объекты, не имеющие сильного, а может быть и умеренного, радиоизлучения. Их число в десятки раз больше, чем число квазаров. В то же время есть много общего между бурными процессами в квазарах и в ядрах некоторых галактик.

  В СССР наиболее обширные теоретические и наблюдательные исследования в области В. а. ведутся на Бюраканской астрофизической обсерватории АН Армянской ССР и в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга Московского университета. См. также Галактики.

  Лит.: см. при ст. Галактики.

  Б. А. Воронцов- Вельяминов.

Внегалактические туманности

Внегалакти'ческие тума'нности (устаревшее), название звёздных систем, подобных звёздной системе (Галактике), в которую входит Солнце. Название «В. т.» связано с тем, что большинство таких объектов имеет вид светлых туманных пятен, расположенных вне полосы Млечного Пути, или галактического пояса. См. Галактики.

Внезапный выброс

Внеза'пный вы'брос угля и газа, динамическое явление, возникающее вследствие быстрого изменения напряжённого состояния насыщенного газом угольного пласта вблизи горной выработки (как правило, груди очистного или подготовительного забоя); сопровождается частичным или полным разрушением угля, бурным выделением газа и образованием потока угля, взвешенного в газе. Характеристикой В. в. является его интенсивность, измеряемая количеством выброшенного угля и дальностью его отброса. Количество выбрасываемого угля В. в. составляет от нескольких т до тысяч т, а объём выделяющегося газа — от нескольких м³ до сотен тысяч м³. Горные выработки при этом заваливаются углём на десятки м и заполняются газом, а в пласте образуется полость или каверна, которая на крутых пластах часто имеет грушевидную форму (рис.).

  В. в. часто предшествуют предупредительные признаки (усиленное давление на крепь, шелушение угля, сильный треск в массиве), однако выброс может произойти и неожиданно. С увеличением глубины разработки угольных пластов растёт давление горных пород и газа, увеличиваются частота и сила В. в. Разработан комплекс мероприятий по прогнозу и предупреждению В. в.; различают несколько видов прогноза: региональный (оценка опасности выброса по данным геологической разведки), локальный (определение опасности по данным обследования механических, фильтрационных, сорбционных, петрографических свойств, структуры угля и пласта в целом) и текущий (улавливание предупредительных признаков или предвестников В. в., в том числе сейсмоакустическими методами).

  Наиболее надёжными способами предупреждения В. в. являются: опережающая разработка защитных пластов, бурение дегазационных и увлажнительных скважин из штреков для заблаговременного снижения давления газа и увлажнения участка пласта, намеченного к выемке.

  Лит.: Ходот В. В., Внезапные выбросы угля и газа, М., 1961; Чернов О. И., Розанцев Е. С., Предупреждение внезапных выбросов угля и газа в угольных шахтах, М., 1965.

  В. В. Ходот.

Схема внезапного выброса угля и газа.