Советский физик и астрофизик, академик (1966). Р. в Москве. В 1938 окончил Московский ун-т. В 1938-1940 -аспирант того же ун-та. С 1940 работает в Физическом ин-те АН СССР (с 1971 - руководитель отдела теоретической физики), одновременно заведует созданной им кафедрой проблем физики и астрофизики Московского физико-технического ин-та.

Советский физик и астрофизик, академик (1958). Р. в Минске. В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984 - зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного астрономического ин-та им. П. К.

Химический состав - один из фундаментальных параметров звезды, от которого зависят ее строение и спектр испускаемого излучения. Показана важность изучения химического состава звезд при решении общенаучных проблем, таких, как происхождение химических элементов, эволюция звезд, происхождение и развитие Вселенной.

Английский астроном, член Лондонского королевского об-ва (1957), его вице-президент в 1970-1971. Р. в Йоркшире. В 1939 окончил Кембриджский ун-т. В 1939-1973 работал в Кембриджском унте (в 1958-1973 - профессор астрономии, в 1967-1973 - директор созданного им Ин-та теоретической астрономии; в 1972 этот ин-т слился с обсерваториями ун-та и образовал Ин-т астрономии Кембриджского унта).

Материя, состоящая из античастиц. Ядра атомов антивещества "построены" из антинуклонов, а внешняя оболочка - из позитронов. Возможность существования антивещества следует из инвариантности законов природы относительно преобразования CPT (см. Теорема CPT). Вследствие инвариантности сильного взаимодействия относительно зарядового сопряжения (C-инвариантности) ядерное взаимодействие между антинуклонами в точности совпадает

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.

- распределение частиц (молекул, атомов) идеального газа но скоростям в условиях термодинамического (теплового) равновесия. М. р. было выведено в 1860 г. англ. физиком Дж.К. Максвеллом на основе модели, в к-рой газ рассматривается как совокупность огромного числа маленьких, абсолютно упругих шаров, находящихся в сосуде с заданной темп-рой Т стенок. Согласно М. р., ср.

- относительное ср. содержание (иногда говорят обилие) данного хим. элемента (нуклида) в космич. веществе. Под Р.э. часто понимают не только содержание к.-л. хим. элемента, но также и его отдельных устойчивых изотопов. Р.э. определяется на основании совокупности всех данных космохимии: изучения спектров Солнца и звезд, состава первичных космических лучей, хим.

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.

Обсуждаются проблемы самых мощных взрывов во Вселенной: гамма-всплесков (GRB) и сверхновых (SN). Объясняются трудности в понимании природы этих явлений. В центральных областях галактик распределение плотности GRB согласуется с распределением звезд, во внешних областях плотность GRB уменьшается значительно медленнее. Не исключена корреляция GRB с распределением темной материи во внешних областях галактик.