- отрыв от атомов, молекул, атомных или молекулярных ионов электрона (электронов) или заменяющих его частиц, напр. в мезоатомах и мезомолекулах - мезонов. Обычно ионизуемые системы находятся в состояниях с отрицат. полной энергией, В этом случае на отрыв частицы требуется затратить энергию. Как правило, И. происходит либо вследствие поглощения фотона (фотоионизация), либо под действием ударов частиц.

изучает роль процессов микромира в космич. явлениях. Предметом Я.а. явл. ядерные процессы в звездах и др. космич. объектах, приводящие к выделению энергии и образованию хим. элементов (изменению состава объектов). Эти процессы включают ядерные реакции и радиоактивный распад неустойчивых ядер. Ядерные процессы, происходящие на ранней, дозвездной, стадии эволюции Вселенной, рассматриваются в теории космологич.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ - компактные звёзды с массами , сравнимыми с массой Солнца , но с радиусами R, примерно в 100 раз меньшими радиуса Солнца . Вследствие малых размеров ср. плотность Б. к. (~10 6 г/см 3 ) в миллионы раз выше плотности норм. звёзд. При таких плотностях давление вещества определяется электронным вырожденным газом. Поэтому часто Б. к. наз.

- непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий собой Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний ~100 а.е. С.в. образуется при газодинамич. расширении солнечной короны в межпланетное пространство. При высоких темп-рах, к-рые существуют в солнечной короне ( К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.

1. Введение 2. Способы записи ядерных реакций 3. Энергетический выход ядерной реакции 4. Сечение и скорость ядерной реакции 5. Радиус действия ядерных сил, кулоновский и центробежный энергетические барьеры 6. Механизмы ядерных реакций. Термоядерные реакции 7. Статически равновесные ядерные реакции 8. Термоядерная эволюция звезд 9. Заключение 1. Введение Я.р.

- процесс перехода вещества звёзд в нейтронное состояние на заключительных стадиях эволюции звёзд. Вещество, из к-рого образуются звёзды, состоит преимущественно из водорода с нек-рой добавкой гелия и малой примесью более тяжёлых хим. элементов (см. Звездообразование). В звезде, начинающей свою термоядерную эволюцию, на 1 нейтрон звёздного вещества приходится примерно 6 протонов.

Около 70 лет назад первые работы по определению расстояний до ближайших галактик показали истинные масштабы доступной наблюдениям Вселенной, положив начало исследованию далеких звездных систем. Стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в этих гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсек до нескольких десятков килопарсек.

Наряду с обычными звездами, свет которых можно видеть невооруженным глазом, в нашей и в других галактиках существуют так называемые вырожденные звезды. В таких звездах вещество (или его отдельные компоненты) в основном состоят из вырожденного газа, движение частиц в котором описывается не классическими, а квантовыми законами.

Среди великого разнообразия небесных тел особое место занимает класс объектов, называемых черными дырами (ЧД). Их поле тяготения столь велико, что никакая частица, включая частицу (квант) света, не может вырваться изнутри такого объекта и уйти на бесконечность.

8 июля 2010 г. после тяжелой болезни скончался выдающийся астроном-теоретик главный научный сотрудник Главной астрономической обсерватории РАН профессор Вадим Анатольевич Антонов. Уход из жизни В. А. Антонова   невосполнимая потеря для российской науки.