Основные понятия астрофизики. Профессия астрофизик

Астрофизика - раздел астрономии, изучающий физическую природу небесных тел и их систем, их происхождение и эволюцию.

Как ясно из самого названия, астрофизика - это физика небесных тел. Космос является по существу большой физической «лабораторией», где возникают условия, часто совершенно недостижимые в земных физических лабораториях и представляющие поэтому исключительный интерес для науки. Астрофизические методы исследований имеют две существенные особенности, отличающие их от методов лабораторной физики. Во-первых, в лаборатории физик сам ставит эксперименты, подвергает исследуемые тела различным воздействиям. В астрофизике возможны только пассивные наблюдения, так как пока нельзя проводить эксперименты, например, на звездах. Во-вторых, если в лаборатории можно непосредственно измерять температуру, плотность, химический состав тел и т. д., то в астрофизике почти все данные о далеких небесных телах получают с помощью анализа приходящих от них электромагнитных волн - видимого света и других, невидимых глазом лучей.

Основу астрофизики составляют астрофизические наблюдения. При этом важнейший метод - спектральный анализ, т. е. исследование потока энергии приходящего на землю излучения в зависимости от длины электромагнитных волн. Электромагнитные волны несут информацию об условиях в веществе, где они зарождаются или где испытывают поглощение и рассеяние.

Задача спектрального анализа - расшифровать эту информацию.

Появление спектрального анализа во второй половине XIX в. сразу позволило делать выводы о химическом составе небесных тел. Одним из первых блестящих достижений астрофизики, полученных с помощью этой экспериментальной методики, явилось открытие неизвестного ранее элемента - гелия - при изучении спектра хромосферы Солнца во время полного затмения в 1868 г. В дальнейшем, в результате развития экспериментальной и теоретической физики стало возможным с помощью спектрального анализа определять буквально все физические характеристики небесных тел и межзвездной среды. Спектры позволяют узнать температуру газа, его плотность, относительное содержание разных химических элементов, состояние атомов этих элементов, скорости движения газа, напряженности магнитных полей. По спектрам звезд можно также вычислить расстояние до них, узнать их скорости движения по лучу зрения, измерить вращение и выяснить многое другое.

В современных спектральных приборах, применяемых в телескопах, используют новейшие фотоэлектрические приемники излучения (см. Фотоэффект), которые гораздо точнее и чувствительнее, чем фотопластинка или человеческий глаз.

Бурное развитие техники и экспериментальной физики за последние десятилетия привело к созданию астрофизических инструментов, предназначенных для изучения невидимых глазом электромагнитных волн. Астрофизика стала «многоволновой». Это, конечно, неизмеримо расширило ее возможности получать информацию о небесных телах. Еще в 30-е гг. текущего столетия было открыто радиоизлучение нашей Галактики. В последующие годы построены гигантские радиотелескопы и сложные системы таких радиотелескопов. С помощью радиотелескопов наблюдают, например, холодный межзвездный газ, не излучающий видимого света, изучают движение электронов в межзвездных магнитных полях. Радиоизлучение приходит на Землю от далеких галактик, часто неся сведения о происходящих там бурных взрывных процессах. Радиоастрономия стала одним из основных способов изучения нейтронных звезд - пульсаров. Радиоволны несут сведения об остатках вспышек сверхновых звезд и о совершенно удивительных условиях в плотных газовых облаках.

Наконец, радиоастрономия позволила открыть реликтовое излучение Вселенной - слабое электромагнитное излучение, заполняющее всю Вселенную и имеющее температуру около 3 К. Это излучение - остывший остаток (реликт) от прошлого состояния вещества в расширяющейся Вселенной, когда оно около 15 млрд. лет назад было плотным и горячим (см. Космология, Материя, Пространство).

Много интересного узнали астрофизики с помощью инфракрасных лучей, которые свободно проходят сквозь облака пыли, поглощающие видимый свет (см. Инфракрасное излучение). Так, в инфракрасных лучах наблюдаются процессы в ядре нашей Галактики, а также «молодые» звезды, зарождающиеся в плотных газо-во-пылевых комплексах.

Особый интерес для астрономии имеет астрофизика высоких энергий, изучающая процессы бурного выделения энергии, часто связанные с катастрофическими явлениями в небесных телах. Возникающее при этом электромагнитное излучение имеет высокую частоту, соответственно короткую длину волны и относится к невидимым ультрафиолетовым, рентгеновским и гамма-лучам (см. Рентгеновские лучи, Гамма-излучение). Эти виды излучений поглощаются земной атмосферой. Поэтому развитие данных разделов наблюдательной астрофизики стало возможно только с началом космической эры, после создания обитаемых и автоматических научных станций за пределами земной атмосферы.

Астрофизика высоких энергий привела ко многим удивительным открытиям. С помощью рентгеновских телескопов были открыты горячий газ в скоплениях галактик, импульсное рентгеновское излучение нейтронных звезд в двойных звездных системах. Наконец, было открыто излучение сильно нагретого плотного газа, по-видимому, закручивающегося вихрем при падении в черную дыру. Гамма-телескопы позволили обнаружить в центре нашей Галактики процессы аннигиляции электронов и позитронов - превращения их при столкновении в гамма-излучение.

В последние годы начал развиваться новый раздел астрофизики - нейтринная астрономия. Нейтрино благодаря своей огромной проникающей способности представляет собой единственный вид излучения, которое может попадать на Землю из самих глубин Солнца и звезд и приносить информацию о протекающих там процессах. Уже первые данные о потоках солнечных нейтрино позволили сделать очень интересные гипотезы о процессах термоядерного синтеза в недрах Солнца; их предстоит проверить в будущих опытах.

Сейчас ведутся поиски нейтринных вспышек от сверхновых звезд в момент их гравитационного коллапса (т. е. сжатия под действием силы тяжести), в результате чего огромные количества энергии должны уноситься в виде нейтринного излучения. Расчеты показывают, что эти нейтринные вспышки могут быть зарегистрированы в подземных лабораториях (таких, например, как Баксанская нейтринная обсерватория Института ядерных исследований АН СССР), даже если вспыхнувшая сверхновая звезда оптически ненаблюдаема из-за слишком больших расстояний.

На основе данных наблюдательной астрофизики, опираясь на законы физики, астрономы делают выводы об условиях в небесных телах, которые непосредственно не наблюдаются. Например, рассчитывают внутреннее строение звезд и Солнца с использованием наблюдательных данных об условиях на их поверхности. Теоретическая астрофизика позволяет также описать эволюцию Солнца, звезд и других небесных тел.

Как уже говорилось, при изучении астрофизических явлений астрономы часто встречаются с физическими условиями, совершенно недостижимыми в земных лабораториях. Так, плотность межзвездного газа в миллиарды раз меньше плотности воды, а плотность нейтронных звезд такая же, как и плотность атомных ядер;и миллиардов раз превышает напряженность магнитного поля Земли.

Не удивительно, что в столь необычных условиях возможно протекание новых, неизвестных процессов, а значит, и открытие новых физических закономерностей. В этом состоит значение астрофизики для физики, для всей фундаментальной науки, познающей окружающий мир.

АСТРОФИЗИКА, раздел астрономии, изучающий небесные тела, их системы и пространство между ними на основе анализа происходящих во Вселенной физических процессов и явлений. Астрофизика изучает небесные объекты любых масштабов, от космических пылинок до межгалактических структур и Вселенной в целом, все виды полей (гравитационные, магнитные, электромагнитного излучения) и геометрические свойства самого космического пространства. Цель астрофизических исследований - понимание строения, взаимодействия и эволюции небесных тел, их систем и Вселенной как целого. Диапазон физических параметров - плотности, температуры, давления, напряжённости магнитного поля и др., с которыми приходится иметь дело в астрофизике, - далеко превосходит достижимый в земных лабораториях. Поэтому многие астрофизические объекты выступают в роли уникальной физической лаборатории, предоставляющей возможности для изучения вещества и полей в экстремальных условиях. Это делает астрофизику неотъемлемой частью физики.

По объектам исследования в астрофизике выделяют физику Солнечной системы, гелиофизику (физику Солнца), физику звёзд и межзвёздной среды, галактическую (объект исследования - наша Галактика) и внегалактическую астрономию (объекты за пределами Галактики), космологию (изучение Вселенной как целого). Подавляющую часть информации в астрофизике получают путём регистрации и анализа электромагнитного излучения небесных тел. В зависимости от того, в каком спектральном диапазоне ведутся наблюдения, различают оптическую наблюдательную астрофизику (сложившуюся ещё в 19 веке), радиоастрономию (ставшую самостоятельным разделом астрофизики в середине 20 века), ультрафиолетовую и рентгеновскую астрономию (получившую широкое развитие с 1970-х годов), инфракрасную, субмиллиметровую и гамма-астрономию. Несколько особняком стоит астрофизика космической лучей (оформившаяся в 1960-е годы), нейтринная астрофизика (зародившаяся в 1970-е годы) и делающая первые шаги гравитационно-волновая астрономия. По методам исследования в астрофизике выделяют астрополяриметрию, астроспектроскопию и астрофотометрию. В 20 веке астрофизика заняла в астрономии доминирующее положение. Стремительное развитие астрофизики с начала 20 века было обусловлено, с одной стороны, общим техническим прогрессом, приведшим к радикальным изменениям в технике астрофизических наблюдений, с другой стороны, развитием физики. Особенно важное влияние на астрофизику оказало появление квантовой механики (1920-е годы) и ядерной физики (1930-1950-е годы). Постепенно возрастала и к началу 21 века стала важнейшей в астрофизике роль общей теории относительности. (Об истории развития астрофизики смотри в статье Астрономия.)

Солнечная система . Большая часть физической информации о Солнечной системе получена в ходе космических исследований. Были получены крупномасштабные изображения и выполнено картирование поверхностей Луны, планет земной группы, спутников планет и ряда астероидов. Прояснилась относительная роль эндогенных (вулканизм, тектонические перемещения) и экзогенных (метеоритная бомбардировка) факторов и процессов эрозии в формировании их рельефа. Открыт активный вулканизм на спутнике Юпитера Ио и выяснен его механизм (диссипация энергии приливных деформаций). Для Луны, Марса и астероида Эрос прямыми измерениями найден химический и минералогический состав их покрова. Установлен возраст доставленных на Землю лунных пород (до 4,5 миллиардов лет). Детально определён химический состав, изучено строение, общая циркуляция и динамика атмосфер планет. При этом проводились прямые измерения в атмосферах Венеры и Юпитера со спускаемых аппаратов, на Марсе измерения неоднократно велись с его поверхности. Возникло новое научное направление - климатология планет. На Марсе обнаружены большие количества водяного льда. Имеются убедительные указания на присутствие на планете в прошлом значительных количеств жидкой воды. С космических аппаратов измерены магнитные поля планет и изучена их структура. Строение магнитосфер планет с магнитным полем (Меркурий, Земля, планеты-гиганты) оказалось сложным, особенно у Юпитера. У Земли и планет-гигантов открыты радиационные пояса, самые мощные - у Юпитера. Значительно уточнены представления о внутреннем строении планет. Одной из ключевых проблем физики Солнечной системы остаётся проблема её происхождения. Общепринятая точка зрения состоит в том, что планеты сформировались около 5 миллиардов лет назад, вскоре после рождения Солнца, из окружавшего его газово-пылевого диска.

Физика Солнца . Специфика исследований Солнца определяется его близостью к нам. Отсюда - большие потоки излучения и возможность наблюдения явлений, развивающихся на Солнце на малых пространственных масштабах, вплоть до 100 км. Кроме того, прямому исследованию доступно вещество солнечного ветра и частицы солнечных космических лучей. Большинство гелиофизических исследований имеет прикладное значение из-за прямого воздействия событий на Солнце на биосферу Земли, в том числе на здоровье людей и их технологическую деятельность (радиосвязь, космонавтика и др.).

То, что мы видим как «поверхность» Солнца, - так называемая фотосфера, - это слои солнечной атмосферы с температурой 5000- 6000 К. По интенсивностям линий поглощения в спектре Солнца детально изучен химический состав фотосферы, а по доплеровским смещениям линий - движение газа в ней. В фотосфере наблюдаются различные структурные образования, в том числе солнечные пятна. В наружных слоях солнечной атмосферы - хромосфере и особенно в короне — определяющую роль играет магнитное поле, управляющее движением солнечной плазмы. Эти слои солнечной атмосферы крайне неоднородны и динамичны, в них имеются различные образования (протуберанцы, магнитные петли, корональные дыры и др.), меняющиеся день ото дня, иногда происходят взрывы, сопровождающиеся перестройкой магнитного поля (хромосферные вспышки, эруптивные протуберанцы). Мониторинг солнечной активности, так называемая служба Солнца, зародился ещё в 19 веке. В середине 20 века к оптическим наблюдениям добавились систематические измерения радиоизлучения Солнца, а затем и его ультрафиолетового и рентгеновского излучения с борта космических аппаратов.

С 1970-х годов начаты измерения потока нейтрино, приходящих непосредственно из недр Солнца и рождающихся при идущих там термоядерных реакциях. В 2003 году надёжно установлено, что полный поток солнечных нейтрино согласуется с предсказанным теоретически по модели строения Солнца. Одновременно эти измерения позволили доказать, что масса покоя нейтрино отлична от нуля - факт, важный для физики элементарных частиц. Нейтринные эксперименты доказали правильность основных представлений о ядерных реакциях как источнике энергии Солнца (и звёзд) и, более того, позволили измерить температуру в центре Солнца с погрешностью в несколько процентов. Исследования колебаний и волн, распространяющихся по «поверхности» Солнца (гелиосейсмология), позволили измерить основные физические характеристики недр Солнца и полностью подтвердили теоретическую модель.

Физика звёзд - один из важнейших разделов астрофизики. Она развивалась в двух направлениях - изучение строения наружных слоёв звезды, из которых излучение выходит непосредственно (звёздные атмосферы), и исследование звёздных недр и происходящих там процессов, определяющих строение и эволюцию звезды как целого. Изучение звёздных атмосфер - это фактически интерпретация звёздных спектров. В 1-й половине 20 века сложилась эмпирическая двумерная классификация звёздных спектров. Создание последовательной теории звёздных спектров стало возможным лишь с развитием квантовой механики, позволившей понять физику элементарных процессов взаимодействия излучения и вещества. Один из важнейших фактов, установленных при изучении звёздных спектров, - сходство химического состава атмосфер большинства нормальных звёзд диска Галактики с химическим составом атмосферы Солнца [водород около 70% по массе, гелий 27%, все остальные элементы, вместе взятые (так называемые тяжёлые), не более 3%]. У звёзд сферической составляющей нашей Галактики содержание тяжёлых элементов в десятки и сотни раз ниже солнечного. Этот факт, обнаруженный в 1940-50-е годы, нашёл объяснение в созданной в 1950-60-х годах теории происхождения химических элементов в звёздах, согласно которой все химические элементы, кроме водорода и частично гелия и лития, были синтезированы в недрах нескольких поколений звёзд (смотри Нуклеосинтез).

Наблюдательной основой изучения строения и эволюции звёзд служат статистические зависимости между их основными глобальными параметрами - массами, светимостями и радиусами (смотри Герцшпрунга - Рессела диаграмма, Масса светимость зависимость). Массы звёзд находятся по третьему закону Кенлсра из изучения движения двойных звёзд. Оказалось, что они заключены в интервале от 0,1 до 100 масс Солнца. С физической точки зрения отличительные особенности нормальных звёзд - это идущие в их недрах термоядерные реакции превращения Н в Не, а после его выгорания - синтез С и О из Не и так далее, вплоть до железа 56Fe. Конкретные цепочки реакций ядерного горения водорода, обеспечивающих энерговыделение в звёздах и на Солнце на протяжении большей части их жизни, были указаны в конце 1930-х годов (Х. Бете, К. Вайцзеккер). Анализ показал, что звёзды с массами больше ≈100 масс Солнца были бы не устойчивы, поэтому их в природе нет. Тела с массами от ≈0,1 до ≈0,01 массы Солнца представляют собой объекты, промежуточные между звёздами и планетами, - так называемые субзвёзды или бурые карлики (обнаружены в 1990-е годы). Температуры в них недостаточны для синтеза гелия, однако в их недрах происходит выгорание тяжёлого изотопа водорода - дейтерия, а также лития. Если же масса меньше ≈0,01 массы Солнца (точнее, ≤13 масс Юпитера), то термоядерные реакции не идут совсем - это уже планета.

Конечным продуктом эволюции звёзд с начальными массами ≤ 8 масс Солнца являются компактные белые карлики (размером с земной шар). Массивные звёзды проходят все этапы ядерного горения вплоть до образования железа, после чего их механическое равновесие нарушается, происходит грандиозный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды. При вспышках сверхновых рождаются нейтронные звёзды (радиусом около 10 км), на возможность существования которых указал Л. Д. Ландау в 1932 году. Они были обнаружены во 2-й половине 1960-х годов (Дж. Белл, Э. Хьюиш) в виде пульсаров точечных источников радиоизлучения периодически меняющейся интенсивности. Самые массивные звёзды, вспыхивая в конце жизни как сверхновые, по-видимому, рождают чёрные дыры - объекты, не находящиеся в равновесии и продолжающие неограниченное сжатие. К началу 21 века в Галактике обнаружено около 20 объектов, являющихся, судя по многих признакам, чёрными дырами звёздных масс. Выброс вещества при вспышках сверхновых приводит к обобщению межзвёздной среды тяжёлыми элементами и тем самым постепенно меняет химический состав строительного материала для последующих поколений звёзд.

Создание последовательной теории строения и эволюции звёзд - одно из крупных достижений естествознания 20 века. В астрономии теория звёздной эволюции сыграла роль, сопоставимую с ролью дарвиновской теории эволюции в биологии.

Физика межзвёздной среды . Межзвёздная среда состоит из нескольких основных компонентов - газа, пыли (около 1% от массы газа), частиц высокой энергии - космических лучей, магнитных полей и электромагнитного излучения. В оптическом диапазоне межзвёздное вещество проявляется в виде газовых и пылевых туманностей. Космическая пыль вызывает также межзвёздное поглощение. Теория свечения газовых туманностей под действием ультрафиолетового излучения погружённых в них горячих звёзд стала основой определения температур, плотностей и химического состава туманностей. Колоссальный прогресс в исследовании межзвёздной среды вызвало развитие радиоастрономии. Излучение нейтрального водорода в линии с длиной волны 21 см (открыто в 1950-е годы) дало возможность изучить распределение и движение нейтрального водорода в нашей, а затем и в других галактиках. Радиоспектроскопия межзвёздной среды позволила открыть присутствие в ней более сотни видов молекул, в том числе многоатомных. Были обнаружены мощные природные мазеры, работающие на молекулах ОН, Н 2 О и др. Внеатмосферные исследования в ультрафиолетовом диапазоне привели в 1970-е годы к открытию в Галактике нескольких тысяч гигантских облаков молекулярного водорода с массами порядка миллиона масс Солнца. Рентгеновские наблюдения дали информацию о наиболее горячем компоненте межзвёздной среды и позволили (наряду с наблюдениями в радиодиапазоне) детально исследовать большое число остатков вспышек сверхновых звёзд. Одним из центральных вопросов физики межзвёздной среды к концу 20 века стало изучение идущих в ней процессов рождения звёзд. Установлено, что звездообразование происходит в гигантских массивных газово-пылевых комплексах вследствие возникновения в них гравитационной неустойчивости (критерий которой найден Дж. Х. Джинсом ещё в 1902 году). Исследование процесса звездообразования в нашей и других галактиках - активно развивающаяся область астрофизики.

Физика Галактики . Представление о нашей Галактике как о типичной спиральной галактике сложилось постепенно, начиная с 1920-х годов, когда впервые было установлено (Х. Шепли), что Солнце находится далеко от центра нашей звёздной системы. По современным данным, расстояние от Солнца до центра Галактики - 8 кпк, или 27 тысяч световых лет, период его обращения (галактический год) - около 230 миллионов лет. Большая часть непосредственно наблюдаемого (светящегося) вещества в Галактике сосредоточена в звёздах, число которых порядка 1011. Масса межзвёздной среды составляет около 10% от суммарной массы звёзд. В Галактике выделяют три составляющие - диск (звёздное население I плюс тонкий газово-пылевой слой межзвёздного вещества), сферическая составляющая (звёздное население II) и тёмное гало (тела и/или частицы неизвестной природы, присутствие которых выявляется только по их гравитации). В диске Галактики рождение звёзд продолжается и в наше время (темп звездообразования около 1 массы Солнца в год). Родившиеся в газово-пылевых комплексах звёзды образуют рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации. К сферической составляющей Галактики относится также около 150 шаровых звёздных скоплений. Изучение звёздных скоплений в 1930-50-е годы дало прочную наблюдательную основу и одновременно стало тестом теории эволюции звёзд. В гало Галактики, существование которого было установлено в конце 20 века, сосредоточена большая часть массы Галактики. Что представляет собой вещество гало - неизвестно. Оно не светится ни в каком диапазоне и потому получило название тёмной материи. Выяснение её природы - одна из важных нерешённых задач астрофизики. В самом центре Галактики находится массивное (около 3-106 масс Солнца) компактное тело, по общепринятой точке зрения, - чёрная дыра.

Физика внегалактических объектов . Галактики трёх основных морфологических типов - эллиптические, спиральные и неправильные - сильно отличаются по содержанию в них межзвёздного газа (меньше всего его в эллиптических, больше всего в неправильных галактиках) и по интенсивности процесса звездообразования в них. В эволюции галактик важную роль играет их взаимодействие, столкновения и даже слияния (смотри Взаимодействующие галактики). Изучение морфологии галактик в сопоставлении с составом их звёздного населения - одна из активно развивающихся областей внегалактических исследований. Важное открытие сделано при изучении вращения спиральных галактик по эффекту Доплера (как в оптическом диапазоне, так и по радиолинии нейтрального водорода с длиной волны 21 см). Оказалось, что в галактиках суммарная масса звёзд составляет всего несколько десятков процентов от их полных масс, остальное - это тёмная материя, образующая вокруг видимого тела галактики обширное гало, значительно превышающее размеры звёздного диска. Существование тёмной материи предполагалось давно (по измерениям скоростей движений галактик в скоплениях) и в конце 20 века подтверждено ещё несколькими методами, в частности, наблюдениями гравитационного линзирования излучения далёких галактик и квазаров.

Давняя задача исследования галактик - объяснение природы спиральных ветвей. Считается, что они представляют собой волны плотности, перемещающиеся по вращающемуся звёздному диску галактики. В них идёт активный процесс звездообразования. Одна из актуальных проблем астрофизики - изучение процессов, происходящих в ядрах галактик. В ядрах эллиптических и спиральных галактик находятся сверхмассивные (10 6 - 3?10 9 масс Солнца) компактные объекты, по всем признакам - чёрные дыры. В непосредственной близости от них наблюдаются газ и звёзды, движущиеся со скоростями до тысяч километров в секунду. При захвате газа и звёзд чёрными дырами происходит выделение колоссальной гравитационной энергии, перерабатывающейся в излучение всех спектральных диапазонов - от радио- до рентгеновского. Если светимость активного ядра галактики превышает светимость целой галактики на 2-3 порядка, то объект называют квазаром, при меньшем энерговыделении говорят просто об активной галактике того или иного типа (смотри Активные ядра галактик).

Галактики распределены в пространстве неравномерно, образуя группы и скопления (с числом членов от нескольких до тысяч), а также гигантские пустоты - войды размером в десятки мегапарсек. Наша Галактика находится на периферии богатого скопления галактик, на расстоянии около 15 Мпк (около 50 миллионов световых лет) от его центра. В межгалактическом пространстве в скоплениях галактик имеется крайне разреженный (1 атом на несколько кубических метров) горячий (с температурой 107-108 К) газ, который был обнаружен по его рентгеновскому излучению. Масса межгалактического газа превосходит суммарную массу звёзд, имеющихся во всех галактиках скопления. Неоднородность в распределении галактик сохраняется до масштабов около 100 Мпк, на больших масштабах Вселенная в среднем однородна.

Космология . В основе космологии лежит общая теория относительности А. Эйнштейна (1915 год). Исходя из открытых им фундаментальных уравнений, связывающих распределение материи с геометрическими свойствами пространства и ходом времени, в 1917 году Эйнштейн построил статическую модель Вселенной. В 1922 году А. А. Фридман обнаружил, что уравнения Эйнштейна имеют решения, которые описывают расширяющийся со временем мир. Так в науку была введена парадигма эволюционирующей Вселенной. В 1929 году Э. Хаббл установил, что любые две галактики, разделённые достаточно большим расстоянием, удаляются друг от друга со скоростью, пропорциональной этому расстоянию (Хаббла закон). Из-за описываемого законом Хаббла общего расширения пространства линии в спектрах далёких объектов - галактик и квазаров - смещены в красную сторону за счёт эффекта Доплера. Таким образом, теория расширяющейся Вселенной получила наблюдательное подтверждение. В 1946 году Дж. Гамов выдвинул концепцию горячей Вселенной, согласно которой на ранних этапах расширения, вскоре после своего рождения (так называемый Большой взрыв), Вселенная была очень горячей и в ней излучение доминировало над веществом. При расширении температура падала, и с некоторого момента пространство стало для излучения практически прозрачным. Излучение, сохранившееся от этого момента эволюции (микроволновое фоновое излучение, или реликтовое излучение), равномерно заполняет всю Вселенную до сих пор. Из-за космологического расширения температура этого излучения продолжает падать. В настоящее время она составляет 2,7 К. Реликтовое излучение было открыто в 1965 году (А. Пензиас, Р. Вильсон). В 1992 году в распределении интенсивности реликтового излучения по небу были открыты предсказанные теоретически небольшие флуктуации, несущие информацию о ранней Вселенной. Их изучение дало важные для космологии результаты. В 1998 году исследование вспышек сверхновых в предельно далёких галактиках привело к неожиданному открытию, вызвавшему кардинальный пересмотр представлений о динамике расширения Вселенной и о роли в ней обычной материи. Было установлено, что в настоящее время Вселенная расширяется ускоренно. Агент, вызывающий это ускорение, получил название тёмной энергии. В отличие от обычного вещества, она создаёт отрицательное давление. Природа тёмной энергии пока неизвестна. В массу Вселенной около 70% вносит тёмная энергия, 27% - тёмная материя неизвестной природы и всего 3% обеспечивается обычным (барионным) веществом, из которых лишь около 0,5% дают звёзды. Возраст Вселенной - 14 миллиардов лет. К началу 21 века космология стала наиболее быстро развивающейся областью астрофизики.

Лит.: Аллен К. У. Астрофизические величины. М., 1977; Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. М., 1985; Физика космоса: Маленькая энциклопедия. 2-е изд. М., 1986; Carroll В. W., Ostlie D. А. An introduction to modern astrophysics. Reading (Mass.), 1996; Padmanabhan Т. Theoretical astrophysics: In 3 vol. Camb., 2000-2002.

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

АСТРОФИЗИКА

Введение

Цель астрофизики - изучение физической природы и эволюции отдельных космических объектов, включая и всю Вселенную. Таким образом, астрофизика решает наиболее общие задачи астрономии в целом. За последние десятилетия она стала ведущим разделом астрономии. Это не означает, что роль таких «классических» разделов как небесная механика, астрометрия и т.п. - уменьшилась. Наоборот, количество и значимость работ в традиционных областях астрономии в настоящее время также растет, но в астрофизике этот рост проходит быстрее. В целом астрономия развивается гармонически, как единая наука, и направление исследований в различных ее разделах учитывает взаимные их интересы, в том числе и астрофизики. Так, например, развитие космических исследований частично способствовало возникновению нового раздела небесной механики - астродинамики. Построение космических моделей Вселенной предъявляет особые требования к «классическим задачам» астрометрии и т.д

Как известно, за свою многовековую историю астрономия претерпела несколько революций, полностью изменивших ее характер. Одним из результатов этого процесса явилось возникновение и бурное развитие астрофизики. Особенно этому способствовало применение телескопа с начала XVII века, открытие спектрального анализа и изобретение фотографии в XIX веке, возникновение фотоэлектрики, радиоастрономии и внеатмосферных методов исследования в XX веке. Все это необычно расширило возможности наблюдательной или практической астрофизики, и привело к тому, что в середине XX века астрономия стала всеволновой, т.е. получила возможность извлекать информацию из любого диапазона спектра электромагнитных излучения

Параллельно с развитием методов практической астрофизики, благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика. Ее цель - интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики

Оба раздела астрофизики в свою очередь подразделяются на более частные. Разделение теоретической астрофизики, как правило, производится по объектам исследований: физика звезд, Солнца, планет, туманностей, космических лучей, космологией и т.д. Разделы практической астрофизики обычно отражают те или иные применяемые методы: астрофотометрия, астроспектрометрия, астрофотография, колориметрия и т.д

Разделы астрофизики, основание на применение принципиально новых методов, составившие эпоху в астрономии, и, как правило, включающие соответствующие разделы теоретической астрофизики получили такие названия, как радиоастрономия, баллонная астрономия, внеатмосферная астрономия (космические исследования), рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, нейтринная астрономия

«Я вне себя от изумления, так как уже успел убедится, что Луна представляет собой тело, подобное Земле.»

Галилео Галилей (1610 год)

Оптические телескопы и их использование

История первых оптических наблюдений

Трудно сказать, кто первый изобрел телескоп. Известно, что еще древние употребляли увеличительные стекла. Дошла до нас и легенда о том, что якобы Юлий Цезарь во время набега на Британию с берегов Галлии рассматривал в подзорную трубу туманную британскую землю. Роджер Бекон, один из наиболее замечательных ученных и мыслителей XIII века, он изобрел такую комбинацию линз, с помощью которой отдаленные предметы при рассматривании их кажутся близкими

Так ли это было в действительности - неизвестно. Бесспорно, однако, что в самом начале XVII века в Голландии почти одновременно об изобретении подзорной трубы заявили три оптика - Липперсгей, Мециус и Янсен. Рассказывают, что будто бы дети одного из оптиков, играя с линзами, случайно расположили две из них так, что далекая колокольня вдруг показалась близкой. Как бы там ни было, к конце 1608 года первые подзорные трубы были изготовлены и слухи об этих новых оптических инструментах быстро распространились по Европе

В Падуе в это время уже пользовался широкой известностью Галилео Галилей, профессор местного университета, красноречивый оратор и страстный сторонник учения Коперника. Услышав о новом оптическом инструменте, решил собственноручно построить подзорную трубу. Сам он рассказывает об этом так: «Месяцев десять тому назад стало известно, что некий фламандец построил перспективу, при помощи которой видимые предметы, далеко расположенные от глаз, становятся отчетливо различимы, как будто они находятся вблизи. Это и было причиной, по которой я обратился к изысканию оснований и сре дств дл я изобретения сходного инструмента. Вскоре после этого, опираясь на учение о преломлении, я постиг суть дела и сначала изготовил свинцовую трубу, на концах которой я поместил два оптических стекла, оба плоских с одной стороны, с другой стороны одно стекло выпукло-сферическое, другое вогнутое»

Этот первенец телескопической техники давал увеличение всего в три раза. Позже Галилео удалось построить более совершенный инструмент, увеличивающий в 30 раз. И тогда, как пишет Галилей «оставив дела земные, я обратился к небесам»

7 января 1610 года навсегда останется памятной датой в истории человечества. Вечером этого дня Галилей впервые направил построенный им телескоп на небо. Название «телескоп» было присвоено новому инструменту по решению итальянской Академии наук. Он увидел то, что предвидеть заранее было невозможно. Луна, испещренная горами и долинами, оказалась миром, схожим хотя бы по рельефу с Землей. Планета Юпитер предстала перед глазами изумленного Галилея крошечным диском, вокруг которого обращались четыре необычные звездочки - его спутники. Картина эта в миниатюре напоминала Солнечную систему по представлению Коперника. При наблюдениях в телескоп планета Венера оказалась похожей на маленькую луну. Она меняла свои фазы, что свидетельствовал о о ее обращении вокруг Солнца. На самом Солнце (поместив перед глазами темное стекло) Галилей увидел черные пятна, опровергнув тем самым общепринятое учение Аристотеля о «неприкосновенной чистоте небес». Эти пятна смещались по отношению к краю солнца, из чего Галилей сделал правильный вывод о вращении Солнца вокруг оси

В темные прозрачные ночи в поле зрения галилеевского телескопа было видно множество звезд, недоступных невооруженным глазу. Некоторые туманные пятна на ночном небе оказались скопищами слабо светящихся звезд. Великим собранием скучено расположенных звездочек оказался и Млечный путь - беловатая, слабо светящаяся полоса, опоясывавшая все небо

Несовершенство первого телескопа помешало Галилею рассмотреть кольца Сатурна. Вместо колец он увидел по оде стороны Сатурна два каких-то странных придатка

Открытия Галилея положили начало телескопической астрономии. Но его телескопы, утвердившие окончательно новое коперническое мировоззрение, были очень не совершенны

Уже при жизни Галилея им на смену пришли телескопы несколько иного типа. Изобретателем нового инструмента был уже знакомый нам Иоган Кеплер. В 1611 году в трактате «Диоптрика» Кеплер дал описание телескопа, состоявшего из двух двояковыпуклых линз. Сам Кеплер, будучи типичным астрономом - теоретиком, ограничился лишь описанием схемы нового телескопа, а первым, кто построил такой телескоп и употребил его для астрономических целей, был иезуит Шейкер, оппонент Галилея в их горячих спорах о природе солнечных пятен

Галилей изготовил трубу с увеличением в 30 раз. Эта труба имела длину 1245 мм; объективом у нее была выпуклая линза, диаметром в 53,5 мм; плосковогнутый окуляр имел диаметр в25 мм. Труба с увеличением в 30 раз была лучшей из труб Галилея; она до сих пор сохраняется в музее во Флоренции. При ее помощи Галилей сделал все свои телескопические открытия

Галилей открыл на Луне горы и горные цепи, а также несколько темных пятен, которые назвал морем. При первом же знакомстве с поверхностью Луны Галилео бросилось в глаза сведущее обстоятельство: поверхность Луны казалась похожей на поверхность Земли - на лунной поверхности (как и на земной) оказались и большие горы, и горные цепи, и моря, и долины. Галилей первое время предполагал присутствие на Луне воды (в морях) и атмосферной оболочки

В конце 1609 и в начале 1610 годов Галилей исследовал при помощи телескопа различные небесные объекты, в том числе млечный Путь. Аристотель считал Млечный Путь атмосферным явлением. Но в телескоп Галилей сразу увидел, что сияние Млечного Пути вызывается бесчисленно скученно расположенными звездочками. Таким образом, Млечный путь оказался скоплением звезд, т.е. явлением космическим, а вовсе не атмосферным

Изумительное открытие сделал Галилей, наблюдая в начале января 1610 года планету Юпитер

Сохранился журнал наблюдений Галилея, который он начал регулярно вести с 7 января 1610 года. 7 января он увидел около Юпитера три светлые звездочки; две находились к востоку от Юпитера, а третья - к западу. 8 января он опять направил свою трубу на Юпитер. И что же? Расположение звездочек изменилось. Все три звездочки помещались теперь к западу от планеты и ближе одна к другой, чем в предшествующее наблюдение. «Они, - пишет Галилей в «Звездном вестнике», - по прежнему стояли на одной прямой линии, но уже были разделены собой равными промежутками». 9 января было видно только две, и обе они находились к востоку от Юпитера

13 января Галилей увидал уже четыре звездочки около Юпитера; затем все четыре звездочки он снова наблюдал 15 ,19, 20, 21, 22 и 26 января и окончательно уверился в том, что он сделал совершенно неожиданное открытие: установил существование четырех спутников планеты Юпитер. Этих спутников Галилей решил назвать «светилами Медичи», посвятив свое открытие герцогу Тосканскому Козимо II Медичи

В октябре 1610 года Галилей сделал новое сенсационное открытие: он заметил фазы Венеры. Галилей был уверен, что Венера имеет фазы и нисколько не был удивлен, что их увидел. К концу 1610 года относится еще одно замечательное открытие: Галилей усмотрел на диске Солнца темные пятна. Эти пята приблизительно в тоже время увидели и другие: английский математик Гарриот (1560 - 1621), голландский астроном Иоганн Фабриций (1587 - 1615) и иезуит Христофор Шейнер (1575 - 1650)

Фабриций первый оповестил ученый мир о своем открытии, издав на латинском языке брошюру «Рассказ о пятнах, наблюдениях о Солнце, и кажущемся их перемещении вместе с Солнцем». В этой брошюре автор утверждает, что впервые заметил пятно на диске Солнца 9 марта 1611 года. После нескольких дней наблюдений пятно исчезло на западном краю солнечного диска, а недели через две снова появилось на восточном. Из этих наблюдений Фабриций заключил, что пятно совершает обращение вокруг Солнца. Вскоре, однако, он понял, что перемещение пятна по солнечному диску только кажущееся, и что в действительности само Солнце вращается вокруг оси

Герриот увидел три черных пятна на солнечном диске 1 декабря 1610 года. Наконец, иезуит Христофор Шейнер увидел солнечные пятна в 1611 году, но не торопился с опубликованием своего неожиданного открытия

Открытие Галилея сравнивали с открытием Америки; писали, что текущее столетие будет по праву гордится открытием «новых небес». Имя Галилея прославлялось в многочисленных письмах, в честь него сочинялись оды. Он сделал в короткое время самым знаменитым ученым Европы. Галилей демонстрировал в телескоп небесные объекты многим своим согражданам и случайным посетителям

Замечание Галилея относительно природы Луны и относительно лунных гор и горных цепей и сделанные им измерения высот лунных гор показывают, что он стоял на точке зрения Коперника и Бруно. Из чтения «Звездного вестника» читатели могли вывести только такое заключение, что Галилей, на основании своих телескопических наблюдений, считает Луну сходной по своей природе с Землей

С точки зрения церкви это пахло ересью, так как шло в разрез с освещавшейся церковью идеей Аристотеля о категорическом различие «земного» и « небесного». В свою трубу Галилей не один раз наблюдал «пепельный свет» молодой Луны; он, как за столетие до этого и Леонардо да Винчи, объяснил совершенно правильно явление пепельного света тем, что темная часть поверхности луны в это время освещается светом Солнца, отраженным от земной поверхности. Галилей использовал свое объяснение в чисто коперническом духе в качестве сильного аргумента в пользу того предложения, что и зама Земля, подобно другим планетам, является светилом. Галилей так и пишет: «При помощи доказательств и естественнонаучных выводов мы стократно подтвердили, что Земля движется, как планета, и превосходит Луну блеском своего света». Подобное заключение вело прямо к нарушению основного положения учения Коперника, что Земля - одна из планет, обращающихся вокруг Солнца. Ученые различных лагерей, читавшие «Звездный вестник», хорошо это понимали. Вот почему «Звездный вестник» одними читался с восторгом, другими - с отвращением, как книга еретическая, противная церковной традиции и физике Аристотеля. Говоря о спутниках Юпитера. Галилей также открыто заявляет себя коперниканцем

Против открытий, описанных в «Звездном вестнике», посыпались печатные возражения. Немецкий астролог Мартин Хорки написал брошюру под заглавием: «Очень краткий поход против «Звездного вестника»». Это произведение - стряпня астролога, проникнутого верой в свою «науку» и не желавшего «верить галилеевой трубе», так как «трубы порождают иллюзии». Спутники Юпитера придуманы Галилеем, утверждал Хорки, «для удовлетворения ненасытной его жадности к золоту»

Другой оппонент - итальянец Коломбе - послал Галилею целый трактат, где между прочим возражал против лунных гор и вообще против всякого рода возвышений и углублений на луне. По мнению Коломбе, наблюдавшиеся Галилеем на луне пропасти и впадины заполнены каким-то совершенно прозрачным кристаллическим веществом. Таким образом, Луна все-таки представляет собою точную сферу, как и предполагал «великий учитель Аристотель»

Флорентинец Франческо Сицци тоже выпустил памфлет против «Звездного вестника», где свел споры о новых неожиданных открытиях Галилея к чисто богословским тонкостям. Так, Сицци заявляет, что во второй книге Моисея и в четвертой главе книги пророка Захарии будто бы содержаться указания, что число планет на небе равно семи. Число семь вообще является символом совершенства, например, в голове человека - семь «отверстий» (два уха, два глаза, две ноздри и один рот). Аналогично бог создал семь планет: две «благодетельные» - Юпитер и Венеру, две «вредоносные» - Марс и Сатурн, две являющиеся «светилами» - Солнце и Луну, и одну «безразличную» - Меркурий. Отсюда Сицци делает вывод: никаких новых планет (т.е. спутников Юпитера) не может быть, а Галилей с его трубой грубо ошибся

Таковы были аргументы тогдашних ученых. Однако открытия Галилея скоро были подтверждены. Существование спутников юпитера констатировал Иоган Кеплер. Он описал свои наблюдения в небольшой брошюре на латинском языке: «Рассказ Иоганна Кеплера о его наблюдениях четырех спутников Юпитера, которых флорентийский математик Галилей по праву открытия назвал Медическими светилами». Кеплер наблюдал в довольно посредственную трубу. Несколько раз в начале сентября 1610 года Кеплер ясно видел то двух, то трех спутников Юпитера, но в наблюдении четвертого не был уверен. В ноябре 1610 года Пейреск во Франции тоже регулярно, как и Галилей, стал наблюдать спутников Юпитера, задавшись целью составить таблицы их движения. В наблюдениях ему помогали Готье и Гассенди. Таблиц, однако, им составить не удалось, так как наблюдения их были недостаточно точны

Галилею хотелось подтвердить сделанные им телескопические открытия, отведя нелепые обвинения его в том, что он все это просто придумал. Вскоре ему это удалось. Римская коллегия подтвердила с некоторыми, очень незначительными оговорками действительность телескопических открытий Галилея. Отцы-иезуиты римской коллегии сами наблюдали весьма тщательно и усердно, записи и чертежи их наблюдений юпитеровых спутников сохранились и были опубликованы в миланском издании сочинений Галилея. Таким образом, в ожесточенной борьбе между учеными-новаторами и учеными-схоластиками, занимавшим положение Аристотеля, победил Галилей. Но его победа над упрямыми противниками создала ему множество врагов среди ученых схоластического лагеря. Католическая церковь всячески поддерживала учение Аристотеля, так что печатные выступления Галилея против последнего расценивалось его противниками как выпад против церкви и общепринятого тогда церковного миро представления. Борьба Галилея за новую науку, за новое коперническое мировоззрение началась. В последующие годы эта борьба еще более развернулась и обострилась

Рассмотрим оптические схемы и принцип действия галилеевского и кеплеровского телескопов. Линза А, обращенная к объективу наблюдения, называется объективом, а та линза В , к которой прикладывает свой глаз наблюдатель - окуляром. Если линза толще посередине, чем на краях, она называется собирательной или положительной, в противном случае - рассеивающей или отрицательной. В телескопе самого Галилея объективом служила плосковыпуклая линза, а окуляром - плосковогнутая. По существу, галилеевский телескоп был прообразом современного театрального бинокля, в котором используются двояковыпуклые и двояковогнутые линзы в телескопе Кеплера и объектив и окуляр были положительными двояковыпуклыми линзами

Представим себе простейшую двояковыпуклую линзу, сферические поверхности которой имеют одинаковую кривизну. Прямые, соединяющие центры этих поверхностей, называются оптической осью линзы. Если на такую линзу падают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляются в линзе, собираются в точке оптической оси, называемом фокусом линзы. Расстояние от центра линзы до ее фокуса называют фокусным расстоянием

Чем больше фокусное кривизна поверхностей собирательной линзы, тем меньше ее фокусное расстояние. В фокусе такой линзы всегда получается действительное изображение предмета

Иначе ведут себя рассеивающие, отрицательные линзы. Падающий на них параллельно оптической оси пучок они рассеивают и в фокусе такой линзы сходятся не сами лучи, а их продолжение. Поэтому рассеивающие линзы имеют, как говорят, мнимый фокус и дают мнимое изображение

Небесные светила, практически говоря, находятся «в бесконечности», то изображение их получаются в фокальной плоскости, то есть в плоскости, проходящей через фокус F и перпендикулярной к оптической оси. Между фокусом и объективом Галилей поместил рассеивающую линзу, которая давала мнимое, прямое увеличение изображение MN

Главным недостатком галилеевского телескопа было очень малое поле зрения - так называют угловой поперечник кружка неба, видимого в телескоп. Из-за этого наводить телескоп на небесное светило и наблюдать его Галилею было очень трудно. По этой же причине галилеевские телескопы после смерти их изобретателя в астрономии не употреблялись и их реликтом можно считать современные театральные бинокли

В кеплеровском телескопе изображение получается действительное, увеличенное и перевернутое. Последнее обстоятельство, неудобное при наблюдениях земных предметов в астрономии несущественно - ведь в космосе нет какого-то абсолютного верха или низа, а потому небесные тела не могут быть повернуты телескопом «вверх ногами»

Первое из двух главных преимуществ телескопа - это увеличение угла зрения, под которым видим небесные объекты. Человеческий глаз способен в отдельности различать две части предмета, если угловое расстояние между ними не меньше одной минуты дуги. Поэтому, например, на Луне невооруженный глаз различает только крупные детали, поперечник которых превышает 100 км. В благоприятных условиях, когда Солнце затянуто облачной дымкой, на его поверхности удается рассмотреть самые крупные из солнечных пятен. Никаких других подробностей невооруженным глазом на небесных телах не видно. Телескоп же увеличивает угол зрения в десятки и сотни раз

Второе преимущество телескопа по сравнению с глазом заключается в том, что телескоп собирает гораздо больше света, чем зрачок человеческого глаза, имеющий даже в полной темноте диаметр не больше 8 мм. Очевидно, что количество света, собираемого телескопом, во столько раз больше того количества, которое собирает глаз, во сколько площадь объектива больше площади зрачка. Иначе говоря, это отношение равно отношению квадратов диаметров объектива и зрачка

Собранный телескопом свет выходит из его окуляра концентрированным световым пучком. Наименьшее его сечение называется выходным зрачком. У галилеевской трубы выходного зрачка нет. В сущности, выходной зрачок - это изображение объектива, создаваемое окуляром. Можно доказать, что увеличение телескопа (то есть увеличение угла зрения по сравнению с невооруженным глазом) равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра. Казалось бы, можно достичь любых увеличений. Теоретически это так, но практически все выглядит иначе. Во-первых, чем больше употребляемое в телескопе увеличение, тем меньше его поле зренья. Во-вторых, с ростом увеличения становятся все заметней движения воздуха. Неоднородные воздушные струи размазывают, портят изображение и иногда то, что видно при малых увеличениях, пропадает для больших. Наконец, чем больше увеличение, тем бледнее, тусклее изображение небесного светила (например, Луны). Иначе говоря, с ростом увеличения хотя и видно больше подробностей на Луне, солнце и планетах, но зато уменьшается поверхностная яркость их изображений. Есть и другие препятствия, мешающие применять очень большие увеличения (например, в тысячи и десятки тысяч раз). Приходится искать некоторый оптимум и поэтому даже в современных телескопах, как правило, наибольшие увеличения не превосходят нескольких сотен раз

При создании телескопов со времен Галилея придерживаются следующего правила: выходной зрачок телескопа не должен быть больше зрачка наблюдателя. Легко сообразить, что в противном случае часть света, собранного объективом, будет напрасно потеряна. Очень важной величиной, характеризующей объектив телескопа, является его относительное отверстие, то есть отношение диаметра объектива телескопа к его фокусному расстоянию. Светосилой объектива называется квадрат относительного отверстия телескопа. Чем « светосильнее » телескоп, т.е. чем больше светосила его объектива, тем более яркие изображения объектов он дает. Количество же света, собираемого телескопом, зависит лишь от диаметра его объектива (но не от светосилы). Из-за явления, именуемого в оптике дифракцией, при наблюдениях в телескопы яркие звезды кажутся небольшими дисками, окруженными несколькими концентрическими радужными кольцами. Разумеется, к настоящим дискам звезд дифракционные диски никакого отношения не имеют

Таково было скромное начало развернувшегося позже «Чемпионата» телескопов - длительной борьбы за усовершенствование этих главных астрономических инструментов

Схема и устройство оптических телескопов

После того как в 1609 году Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот год явился началом новой эры в науке - эры телескопической астрономии. Телескоп Галилея по нынешним понятиям был несовершенным, однако современникам казалось чудом из чудес. Каждый, заглянув в него, мог убедится, что Луна - это сложный мир, во многом подобный Земле, что вокруг Юпитера обращается четыре маленьких спутника, так же как Луна вокруг Земли. Все это будило мысль, заставляло задумываться о сложности Вселенной, ее материальности, о множестве обитаемых миров. Изобретение телескопа вместе с системой Коперника сыграло немалую роль в ниспровержении религиозной идеологии средневековья

Изобретение телескопа, как и большинство великих открытий, не было случайным, оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники. В XVI веке мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы, а отсюда был один шаг до телескопа и микроскопа

Телескоп имеет три основных назначения:

Собирать излучения от небесных светил на приемное устройство (глаз, фотографическую пластинку, спектрограф и др.);

Строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенного участка неба;

Помочь различать объекты, расположение на близком угловом расстоянии друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом

Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет и строит изображение объекта или участка неба. Объектив соединяется с приемным устройством- трубой (тубусом). Механическая конструкция, несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой. Если приемником света является глаз (при визуальных наблюдениях), то обязательно необходим окуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом. При фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен. Фотографическая пластинка, входная диафрагма электрофотометр, щель спектрографа и т.д. устанавливаются непосредственное в фокальной плоскости телескопа

Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим телескопом. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному, то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление называется хроматической аберрацией. Хроматическая аберрация в значительной мере устранена в объективах, составленных из двух линз, изготовленных из стекол с разным коэффициентом преломления (ахроматический объектив или ахромат)

Законы отражения не зависит от длины волны, и естественно возникла мысль заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом. Такой телескоп называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор (диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен ньютоном в 1671 году

Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает в фокусе несколько разлитое пятнышко. Это искажение называется сферической аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида вращения, то сферическая аберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид вдоль его оси, собирается в фокусе практически без искажений, если не считать неизбежного размытия из-за дифракции. Поэтому современные рефлекторы имеют зеркала параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы

До конца XIX века основной целью телескопических наблюдений было изучение видимых положений небесных светил. Важную роль играли наблюдения комет и деталей на планетных дисках. Все эти наблюдения производились визуально, и рефракторы с двулинзовым объективом полностью удовлетворял потребности астрономов

В конце XIX и особенно в XX веке характер астрономической науки претерпел органические изменения. Центр тяжести исследований переместился в область астрофизики и звездной астрономии. Основным предметом исследования стали физические характеристики Солнца, планет, звезд, звездных систем. Появились новые приемники излучения - фотографическая пластинка и фотоэлемент. Стала широко применяться спектроскопия. В результате изменились и требования к телескопам

Для астрофизических исследований желательно, чтобы оптика телескопа не накладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн: земная атмосфера и так ограничивает его слишком сильно. Между тем стекло, из которого делаются линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение. Фотографические иммульсии и фотоэлементы чувствительны в более широкой области спектра, чем глаз, и потому хроматическая аберрация при работе с этими приемниками сказывается сильнее

Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому же большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовый ахромат: надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны или 0,07 микрона для визуальных лучей) одну поверхность вместо четырех, и при этом не предъявляется особых требований к однородности стекла. Все это привело к тому, что рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В астрометрических работах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, что рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала: так как угол падения равен углу отражения, то поворот зеркала на некоторый угол b смещает изображение на угол 2 b . Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение. А так как в астрометрии надо измерять положение светил с максимальной точностью, то выбор был сделан в пользу рефракторов

Как уже сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси появляются искажения. Поэтому рефлектор с одним толь параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков неба размером, скажем, 5 0 x 5 0 , а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик и галактических туманностей. Поэтому, для наблюдений, требующих большого поля зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в которых аберрация зеркала исправляется тонкой линзой, часто увиолевой (сорт стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи)

Зеркала рефлекторов в прошлом (XVIII - XIX веках) делали металлическими из специального сплава, однако впоследствии по технологическим причинам оптики перешли на стеклянные зеркала, которые после оптической обработки покрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения (чаще всего алюминий)

Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе параболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом. Часто используются более сложные системы рефлекторов; например, с помощью дополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывести фокус в бок за пределы трубы (ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклым пред фокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в отверстие просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус), и т.д. некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рисунке. они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-за дополнительных отражений дают большие потери света

Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и смещение за ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких десятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор действовал в советском Союзе. Он имел диаметр 6 м и установлен на высоте 2070 м (гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на Северном Кавказе). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США (обсерватория Маунт Паломар)

Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярные оси, поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке, называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая лежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются небольшие переносные телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной монтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось), а другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп на экваториальной монтировке называется экваториалом

Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать его только вокруг полярной оси в направлении роста часового угла, так как склонение светила остается неизменным. Этот поворот осуществляется автоматически часовым механизмом. Известно несколько типов экваториальной монтировки. Телескопы умеренного диаметра (до 50- 100 см) часто устанавливаются на «немецкой» монтировке, в которой полярная ось и ось склонения образуют параллактическую головку, опирающуюся на колонну. На оси склонения, по одну сторону от колонны, располагается труба, а по другую - уравновешивающий ее груз, противовес. «Английская» монтировка отличается от немецкой тем, что полярная ось опирается концами на две колонны, северную и южную, что придает ей дополнительную устойчивость. Иногда в английской монтировке полярную ось заменяет четырехугольной рамой, так что труба оказывается внутри рамы. Подобная конструкция не позволяет направить инструмент на полярную неба. Если северный (верхний) подшипник полярной оси сделать в форме подковы, то такого ограничения не будет. Наконец, можно вообще убрать северную колонну и подшипник. Тогда получиться «американская» монтировка или «вилка»

Часовой механизм не всегда действует только, и при получении фотографий с длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится следить за правильностью наведения телескопа и время от времени его подправлять. Этот процесс называется гидированием. Гидирование осуществляется с помощью гида - небольшого вспомогательного телескопа, установленного на общей монтировке с главным телескопом

Использование фотографических методов

С середины прошлого века в астрономии стал применяться фотографический метод регистрации излучения. В настоящее время он занимает ведущее место в оптических методах астрономии

Длительные экспозиции на высокочувствительных пластинках позволяют получать фотографии очень слабых объектов, в том числе таких, которые практически недоступны для визуального наблюдения. В отличие от глаза, фотографическая эмульсия способна к длительному накоплению светового эффекта. Очень важным свойством фотографии является панорамность: одновременно регистрируется сложное изображение, которое может состоять из очень большого числа элементов. Существенно, наконец, что информация, которая получается фотографическим методом, не зависит от свой ств гл аза наблюдателя, как это имеет место при визуальных наблюдениях. Фотографическое изображение, полученное однажды, сохраняется как угодно долго, и его можно изучать в лабораторных условиях

Фотографическая эмульсия состоит из зерен галоидного серебра (AgBr , AgCl и др.; в различных сортах эмульсии применяются разные соли), взвешенных в желатине. Под действием света в зернах эмульсии протекают сложные фотохимические процессы, в результате которых выделяется металлическое серебро. Чем больше света поглотилось данным участком эмульсии, тем больше выделяется серебра

Галоидное серебро поглощает свет в области l < 5 0 0 0 Е. Область спектра 3000-5000Е называют иногда фотографической (аналогично визуальной, 3900-7600Е). Чтобы сделать эмульсию чувствительной к желтым и красным лучам, в ней вводят органические красители - сенсибилизаторы, расширяющие область спектральной чувствительности. Панхроматические эмульсии - это сенсибилизированные эмульсии, чувствительные до 6500-7000Е (в зависимости от сорта). Кривые спектральной чувствительности различных эмульсий показаны на рисунке. они широко применяются в астрономической и обычной фотографии. Значительно реже встречаются инфрахроматические эмульсии, чувствительные к инфракрасным лучам до 9000Е, иногда и до 13000Е

Звезды на фотографиях выходят в виде кружков. Чем ярче звезда, тем большего диаметра получается кружочек при данной экспозиции. Различие в диаметрах фотографических изображений звезд является чисто фотографическим эффектом и никак не связан с их истинными угловыми диаметрами. Научной обработке подвергаются, как правило, только сами негативы, так как при перепечатке искажается заключенная в них информация. В астрономии используются как стеклянные пластинки, так и пленки. Пластинки предпочтительнее в тех случаях, когда по негативам изучается относительное положение объектов. Сравнивая между собой фотографии одной и той же части неба, полученные в разные дни, месяцы и годы, можно судить об изменениях, которые в этой области произошли. Так, смещение малых планет и комет (когда они находятся далеко от Солнца и хвост еще не заметен) среди звезд легко обнаруживается при сравнении негативов, полученных с интервалом в несколько суток. Собственные движения звезд, а также отдельны сгустков межзвездного вещества в газовых туманностях изучаются по фотографиям, полученным через большие интервалы времени, иногда достигающие многие десятилетия. Изменение блеска переменных звезд, вспышки новых или сверхновых звезд тоже легко обнаруживается при сравнении негативов, полученных в разные моменты времени

Для исследования подобных изменений используются специальные приборы - стереокомпаратор и блинк-микроскоп. Стереокомпаратор служит для обнаружения перемещений. Он представляет собой своего рода стереоскоп. Обе пластинки, снятые в разное время, располагаются так, что исследователь видит их изображения совмещенными. Если какая-либо звезда заметно сместилась, она «выскочит» из картинной плоскости. Блинк-микроскоп отличаются от стереокомпаратора тем, что специальной заслонкой можно закрывать либо одно, либо другое изображение. Если эту заслонку быстро колебать, то можно сравнивать не только положения, но и величины изображений звезд на обеих пластинках. Изменение положения или изменение звездной величины при этом легко обнаруживаются. Точные измерения положения звезд не пластинках производятся на координатных измерительных приборах

Почернение негатива приблизительно определяется произведением освещенности E на продолжительность экспозиции t . Этот закон называется законом взаимозаместимости. Он выполняется более или менее хорошо лишь в ограниченном интервале освещенности. Для каждого сорта эмульсии, при которых он наиболее эффективен. В частности, очень чувствительные кино- и фотопленки, предназначенные для коротких экспозиций, не пригодны для длительных, применяемые в астрономии

Фотография позволяет проводить фотометрические исследования астрономических объектов, т.е. определять количество их яркость и звездную величину. Для этого необходимо знать зависимость почернения негатива от освещенности - провести калибровку негатива. Чтобы измерить степень почернения, надо пропустить сквозь негатив световой пучок, интенсивность которого регистрируется. Можно выделить три участка или области характеристической кривой: область недодержек, где крутизна кривой уменьшается с уменьшением Et , область нормальной экспозиции, где крутизна максимальная и зависимость почти линейная, и область передержек, где крутизна уменьшается с увеличением Et . При правильно выбранной экспозиции почернение должно соответствовать линейному участку. Чтобы построить характеристическую кривую, на эмульсию впечатывается изображение нескольких (обычно порядка 10) площадок, освещенность которых находится в известном отношении. Эта операция называется калибровкой негатива

Зная характеристическую кривую, можно сравнивать освещенности, соответствующие различным точкам негатива, и в случае протяженных объектов, таких как туманности или планеты, построить их щофоты. Этого достаточно для относительной фотометрии (т.е. измерения отношения яркости и блеска). Для абсолютной фотометрии (т.е. измерение абсолютных значений яркости и блеска) необходимо провести, кроме калибровки, еще и стандартизацию. Для стандартизации надо впечатать на эмульсию изображение площадки с известной яркостью (для протяженных источников) или иметь на негативе звезды с известными звездными величинами. При относительной фотометрии точечных объектов калибровка делается обычно по звездам с известным блеском

Для измерения почернения негатива применяются фотоэлектрические микрофотометры. В этих приборах интенсивность светового пучка, прошедшего сквозь негатив, измеряется фотоэлементом

Главный недостаток фотографической пластинки приемника излучения - это нелинейная зависимость почернения от освещенности. Кроме того, почернение зависит от условий обработки. В результате точность фотометрических измерений, производимых фотографическим методом, обычно не превышает 5-7 %

Спектральные наземные исследования

Рассмотрим основные типы спектральных приборов, применяемых в астрономии. Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке итальянский астроном Секки. После его работ спектральным анализом занялись многие астрономы. Вначале использовались визуальный спектроскоп, потом спектры стали фотографировать, а сейчас применяются также и фотоэлектрическая запись спектра. Спектральные приборы с фотографической регистрацией спектра обычно называют спектрографами, а с фотоэлектрической - спектрометрами

На рисунке дана оптическая схема призменного спектрографа. Перед призмой находятся щель и объектив, которые образуют коллиматор. Коллиматор посылает на призму параллельный пучок лучей. Коэффициент преломления материала призмы зависит от длины волны. Поэтому после призмы параллельные пучки, соответствующие различным длинам волн, расходятся под различными углами, и второй объектив (камера) дает в фокальной плоскости спектр, который фотографируется. Если в фокальной плоскости камеры поставить вторую щель, то спектрограф превратиться в монохроматор. Перемещая вторую щель по спектру или поворачивая призму, можно выделять отдельные более или менее узкие участки спектра. Если теперь за выходной щелью монохроматора поместить фотоэлектрический приемник, то получится спектрометр

В настоящее время наряду с призменными спектрографами и спектрометрами широко применяются и дифракционные. В этих приборах вместо призмы диспергирующим (т.е. разлагающим на спектр) элементом является дифракционная решетка. Наиболее часто используется отражательные решетки

Отражательная решетка представляет собой алюминированое зеркало, на котором нанесены параллельные штрихи. Расстояние между штрихами и их глубина сравнимы с длинной волны. Например, дифракционные решетки, работающие в видимой области спектра, часто делаются с расстоянием между штрихами 1,66 мк (600 штрихов на 1 мм). Штрихи должны быть прямыми и параллельными друг другу по всей поверхности решетки, и расстояние между ними должно сохраняться постоянным с очень высокой точностью. Изготовление дифракционных решеток, поэтому является наиболее трудным из оптических производств

Получая спектр с помощью призмы, мы пользуемся явлением преломления света на границе двух сред. Действий дифракционной решетки основано на явлении другого типа - дифракция и интерференция света. Заметим, что она дает, в отличи и от призмы, не один, а несколько спектров. Это приводит к определенным потерям света по сравнению с призмой. В результате применения дифракционных решеток в астрономии долгое время ограничивалось исследованиями Солнца. Указанный недостаток был устранен американским оптиком Вудом. Он предложил придавать штрихам решетки определенный профиль, такой, что большая часть энергии концентрируется в одном спектре, в то время как остальные оказываются сильно ослабленными. Такие решетки называются направленными или эшелеттами

Особенности оптической схемы и конструкции астрономических спектральных приборов сильно зависит от конкретного характера задач, для которых они предназначены. Спектрографы, построенные для получения звездных спектров (звездные спектрографы), заметно отличаются от небулярных, с которыми исследуются спектры туманностей. Солнечные спектрографы тоже имеют свои особенности. Реальная разрешающая сила астрономических приборов зависит от свойств объекта. Если объект слабый, т.е. от него приходит слишком мало света, то его спектр нельзя исследовать очень детально, так как с увеличением разрешающей силы количество энергии, приходящей на каждый разрешаемый элемент спектра, уменьшается. Поэтому самую высокую разрешающую силу имеют, естественно, солнечные спектральные приборы. У больших солнечных спектрографов она достигает 10 6 . линейная дисперсия этих приборов достигает 10 мм/Е (0,1 Е/мм)

При исследовании наиболее слабых объектов приходится ограничиваться разрешающей силой порядка 100 или даже 10 и дисперсиями ~1000 Е/мм. Например, спектры слабых звезд получаются с помощью объективной призмы, которая является простейшим астрономическим спектральным прибором. Объективная призма ставиться прямо перед объективом телескопа, и в результате изображение звезд растягиваются в спектр. Камерой служит сам телескоп, а коллиматор не нужен, поскольку свет от звезды приходит в виде параллельного пучка. Такая конструкция делает минимальными потери света из-за поглощения в приборе. На рисунке приведена фотография звездного поля, полученная с объективной призмой

Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с помощью светофильтров. В фотографической и визуальной областях спектра часто применяют светофильтры из окрашенного стекла. На рисунке приведены кривые, показывающие зависимость пропускания от длины волны для некоторых светофильтров, комбинируя которые с тем или иным приемником, можно выделить участки не уже нескольких сотен ангстрем. В светофильтрах из окрашенного стекла используется зависимость поглощения (абсорбции) света от длины волны. Светофильтры этого типа называются абсорбционными. Известны светофильтры, в которых выделение узкого участка спектра основано на интерференции света. Они называются интерференционными и могут быть сделаны довольно узкополосными, позволяющими выделять участки спектра шириной в несколько десятков ангстрем. Еще более узкие участки спектра (шириной около 1 ангстрема) позволяют выделять интерференционнополяризационные светофильтры

С помощью узкополосных светофильтров можно получить изображение объекта в каком-либо интересном участке спектра, например, сфотографировать солнечную хромосферу в лучах H a (красная линия в бальмеровской серии спектра водорода), солнечную корону в зеленой и красной линиях, газовые туманности в эмиссионных линиях

Для солнечных исследований разработаны приборы, которые позволяют получить монохроматические изображения в любой длине волны. Это - спектрогелиограф и спектрогелиоскоп. Спектрогелиограф представляет собой монохроматор, за выходной щелью которого находится фотографическая кассета. Кассета движется с постоянной скоростью в направлении, перпендикулярном выходной щели, и с такой же скоростью в плоскости выходной щели перемещается изображение Солнца. Легко понять, что в этом случае на фотографической пластинке получиться изображение Солнца в заданной длине волны, называемое спектрограммой. В спектрогелиоскопе, перед выходной щелью и после выходной щели устанавливаются вращающиеся призмы с квадратным сечением. В результате вращения первой призмы некоторый участок солнечного изображения периодически перемещается в плоскости входной щели. Вращение обеих призм согласованно, и если оно происходит достаточно быстро, то, наблюдая в зрительную трубу вторую щель, мы видим монохроматическое изображение Солнца

Достижения современной оптической астрономии

Использование ПЗУ-матриц ЭВМ

Развитие физики твердого тела и достижения в области твердотельной технологии обеспечили возможность промышленного изготовления стабильных фотоприемников, пригодных для эксплуатации в инфракрасной бортовой оптико-электронной аппаратуре. Успехи в этих областях знаний позволили создать в последние годы линейки и матрицы приемников с высокой плотностью чувствительных элементов

Для формирования выходного сигнала аппаратуры необходимо поочередно измерить электрические сигналы, поступающие с каждого элемента линейки. Можно сказать, должно быть обеспечено последовательное подключение электрических проводников от отдельных элементов к общему выходу

Путем такого «опроса» чувствительных площадок, расположенных в ряд, вырабатывается электрический сигнал, соответствующий одной строке изображения. Процесс переключения электрических цепей чувствительных элементов в аппаратуре осуществляется специальным электронным переключателем последовательного действия. В итоге линейка приемников обеспечивает строчное сканированное изображение электронным, а не механическим способом

В новейших, наиболее перспективных образцах инфракрасной аппаратуры все чаще используются твердотельные схемы, обеспечивающие прием и обработку сигнала с линейки или матрицы в одном устройстве. Первых два коротких сообщения группы американских исследователей об этой новой идее в области физики твердого тела и об ее экспериментальной проверке появились в 1970 году. Приборы с зарядовой связью - так был назван этот класс устройств - привлекали к себе чрезвычайный интерес и за прошедшие после их изобретения годы нашли самое широкое применение в устройствах формирования изображений в вычислительной технике, в устройствах отображения информации

С точки зрения физики приборы с зарядовой связью интересны тем, что электрический сигнал в них представлен не током или напряжением, а электрическим зарядом. Прибор с зарядовой связью представляет собой линейку электродов на изолирующей основе, нанесенной на поверхность тонкой пластины полупроводника. Обычно под металлическими под металлическими электродами расположен изолирующий слой окисла SiO 2 , а в качестве полупроводникового материала используется Si . В результате образуется как бы сэндвич: металл - окисел - полупроводник

В приборах с зарядовой связью появляется возможность, подавая напряжение на металлические электроды, воздействовать через изолятор на положение энергетического уровня, сдвигая его вниз от горизонтальной линии в местах расположения электродов. В итоге на границе раздела Si - SiO 2 энергетическая диаграмма будет представлять собой не ровную, а холмистую поверхность, на которой впадины будут расположены под теми электродами, к которым приложено напряжение

Для наглядности впадины этого рельефа на энергетической диаграмме представляют в виде ямы с плоским дном и вертикальными стенками. Чем выше напряжение на электроде, тем глубже яма под данным электродом в месте его расположения. Когда фотон попадает на чувствительный к излучению Si и создает электронно-дырочную пару, то электрон стекает в ближайшую потенциальную яму. При дальнейшем облучении образца электроны будут накапливаться и сохраняться в соответствующих потенциальных ямах

Для совокупности электронов, захваченных потенциальной ямой, физики также придумали образное название, ставшее общепризнанным, - «зарядовый пакет». Такие зарядовые пакеты в соответствии с изложенным механизмом будут возникать на поверхности полупроводника

Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до звезд

Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении их горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по параллактическому смещению светила, называются тригонометрическими

Подобные документы

    Цель астрофизики – изучение физической природы и эволюции отдельных космических объектов. Оптические телескопы и их использование. История первых наблюдений. Схема и устройство телескопов. Спектральные наземные исследования. Современная астрономия.

    реферат , добавлен 01.07.2008

    Особенности проведения наблюдений и исследования избранных космических объектов в фотометрической системе Джонсона. Определение фотометрических величин оптических источников в условиях городской засветки. Алгоритм выявления таксонометрического класса.

    дипломная работа , добавлен 16.02.2016

    Эволюция Земли в тесном взаимодействии с Солнцем и Луной. Роль и значение луны для жизни на планете Земля. Спектральный анализ как один из основных методов современной астрофизики. Методы поиска различных форм жизни с помощью космических аппаратов.

    презентация , добавлен 08.07.2014

    Астрономия - наиболее древняя среди естественных наук, история ее развития. Изучение видимых движений Солнца и Луны в Древнем Китае за 2 тысячи лет до н.э. Система мира Птолемея. Возникновение науки астрофизики. Современные достижения астрономии.

    презентация , добавлен 05.11.2013

    Классификация спутников Земли, виды космических кораблей и станций. Порядок вычисления круговой орбитальной скорости. Особенности движения спутников вблизи Земли. Характеристика электромагнитных волн. Принципы работы аппаратуры оптических спутников.

    презентация , добавлен 02.10.2013

    Формирование галактик. Неустойчивость, сжатие. Наблюдая эволюцию галактик. Типы галактик. Перерождение галактик. Наша Галактика - это еще не вся Вселенная. Физика и логика эфирной Вселенной. Проблемы современной астрофизики.

    курсовая работа , добавлен 24.10.2002

    Расстояние до квазаров. Красное смещение. Скорость удаления. Возраст квазаров. Необычайная светимость. Источник энергии. Переменность и размер. Инфракрасное и рентгеновское излучение квазаров. Кратные квазары. Радиоструктура квазаров.

    реферат , добавлен 13.04.2003

    Фундаментальные проблемы в астрофизике: космология, ядра галактик, поиск внеземных цивилизаций. Граничные условия, необходимые для существования жизни. Следы жизни на планетах, естественных спутниках планет, астероидах и кометах солнечной системы.

    реферат , добавлен 03.07.2010

    Современное развитие техники наблюдений. Совершенствование спектральной аппаратуры. Снимок чёрной дыры в рентгеновских лучах. Использование специальных фильтров для исследования Солнца. Разработка теории эволюции звёзд на основе ядерных процессов.

    презентация , добавлен 09.02.2014

    Требования к структуре малых космических объектов. Основные элементы корпуса спутника, имеющие соединение с телом ракеты-носителя. Структурно-параметрический синтез универсальной платформы, ее расчет на прочность. Выбор оптимальной формы корпуса аппарата.

АСТРОФИЗИКА

Основы теоретической астрофизики

Методы практической астрофизики

Краткие исторические сведения

Современные проблемы астрофизики

А.- раздел астрономии, изучающий физ. состояние и хим. состав небесных тел и их систем, межзвёздной и межгалактич. сред, а также происходящие в них процессы. Осн. разделы А.: физика планет и их спутников, физика Солнца, физика звёздных атмосфер, межзвёздной среды, теория внутр. строения звёзд и их эволюции. Проблемы строения сверхплотных объектов и связанных с ними процессов (захват вещества из окружающей среды, аккреционные диски и др.) и задачи космологии рассматривает релятивистская А.

В отличие от физика-экспериментатора астрофизик-наблюдатель не имеет возможности влиять на ход изучаемого им процесса. Тем не менее он может делать вполне определ. заключения, сравнивая между собой сходные явления, происходящие на MH. небесных объектах. Более того, А. изучает свойства и поведение вещества в условиях, к-рые зачастую не могут быть реализованы в земных лабораториях, и это способствует углублению представлений о закономерностях строения и эволюции окружающего нас мира и его отд. частей. Так, изучение спектров газовых туманностей , вещество и излучение в к-рых находятся в исключительно разреженном состоянии, привело к открытию метастабильных уровней энергии атомов, возможностей переходов между близкими весьма высокими энергетич. уровнями в атомах водорода, гелия и др. Изучение белых карликов и пульсаров привело к выводу, что вещество звёзд может находиться в состояниях, принципиально отличных от известных нам, а его плотность может достигать плотности атомного ядра. Установление же природы источников энергии звёзд поставило вопрос о практич. реализации управляемого термоядерного синтеза на Земле.

Основы теоретической астрофизики

При разработке теорий и моделировании явлений, наблюдающихся во Вселенной, теоретич. А. использует законы и методы теоретич. физики, в частности законы теплового излучения, установленные для абс. чёрного тела, теорию атомных спектров, ф-лы Л. Больцмана (L. Boltzmann) и M. Саха (M. Saha) для определения кол-ва атомов, находящихся соответственно в возбуждённом и ионизованном состояниях, ф-лу Дж. К. Максвелла (J. С. Maxwell) для описания распределения атомов по скоростям, а также ф-лу К. Доплера (Ch. Doppler), позволяющую по смещению длины волны в спектре звёзд или галактик найти лучевую скорость их движения относительно наблюдателя или, изучая профили спектральных линий, определить физ. характеристики атмосфер звёзд и планет.

Долгое время при построении моделей звёзд и их атмосфер принимались во внимание лишь два фактора - тяготение и упругость газа. В кон. 40-х гг. 20 в. стала очевидной необходимость учёта эл--магн. сил. Ими, в частности, определяются состояние внеш. слоев Солнца, структура его короны, динамика протуберанцев , существование солнечных пятен и, главное, такие мощные процессы, как вспышки на Солнце . Осн. идеи магнитной гидродинамики сформулированы в 1942 X. Альвеном (H. Alfven), он же установил существование магнитогидродинамич. волн. Ныне космич. - один из важнейших разделов теоретич. А.

В сер. 20 в. было установлено, что существует ещё один фактор, существенно влияющий на динамику межзвёздной среды и её энергетич. баланс,- космические лучи (КЛ), т. е. ядра атомов и электроны, ускоренные до субсветовых скоростей. КЛ образуются при вспышках на Солнце, вспышках новых и сверхновых звёзд; по-видимому, мощными ускорителями частиц являются пульсары, квазары и ядра активных галактик.

Исключит. значение для понимания происходящих во Вселенной процессов, для установления природы MH. космич. объектов имел сделанный в сер. 20 в. вывод о том, что регистрируемое наблюдателем излучение может быть нетепловым. Прежде всего, нетепловое эл--магн. излучение генерируется в результате торможения релятивистских электронов в магн. полях (синхротронное излучение) . В космич. пространстве и вблизи нек-рых объектов происходит рассеяние фотонов на релятивистских электронах (обратный комптон-эффект), причём процессы рассеяния могут происходить и на породивших эти фотоны электронах. Нетепловое эл--магн. излучение генерируется также при переходе электронов из одной среды в другую (переходное излучение )и при рассеянии плазменных волн, в частности продольных плазмонов ,на релятивистских электронах. Теория этих процессов уже достаточно разработана, в частности благодаря успехам плазменной А., задачей к-рой является анализ поведения плазмы в разл. астрофиз. объектах.

И, наконец, важная составная часть теоретич. А.- ядерная астрофизика ,изучающая и радиоактивный распад неустойчивых ядер в звёздах и др. космич. объектах, в результате к-рых происходит выделение энергии и образование хим. элементов. Одним из продуктов ядерных реакций являются нейтрино и , к-рые практически беспрепятственно уходят из ядра звезды в космич. пространство, унося с собой часть освободившейся энергии. Установлено, что на определ. этапе жизни звезды, если только её масса превышает нек-рый предел, эти потери на высвечивание нейтрино могут быть столь большими, что равновесие звезды нарушается и происходит гравитационный коллапс ,итогом к-рого является вспышка сверхновой с образованием нейтронной звезды или чёрной дыры .

Методы практической астрофизики

Астрофиз. наблюдения и исследования проводятся на астр. обсерваториях с помощью оптич. телескопов (как рефракторов, так и рефлекторов, диаметры зеркал у последних достигают 4-6 м). Планируется создание гигантских мультизеркальных наземных телескопов с эквивалентными диаметрами зеркал до 25 м и проницающей силой до 26 m . С выводом на околоземную орбиту телескопов с диаметром зеркал ок. 2,5 м, для наблюдений станут доступными объекты до 29 m .

С сер. 19 в. в А. используется фотографич. метод наблюдений. Фотоэмульсия способна накапливать энергию излучения, на ней одноврем. могут быть зафиксированы сотни и тысячи светил. Однако теоретич. действующий (ДКВ) совр. фотоэмульсий не превышает 4%, в астрофотометрии он составляет ок. 0,1%, что существенно затрудняло изучение слабых источников света, особенно их спектров.

С сер. 20 в. широко используются в А. фотоэлектрич. приёмники излучения. С 1953 измерение блеска звёзд, звёздных скоплений, галактик и квазаров проводится с помощью широкополосных светофильтров - ультрафиолетового (U) , синего (В )и жёлтого (V )(трёхцветная фотометрич. система UBV) . В последующем система была расширена в далёкую ИК-часть спектра. Фотоэлектрич. метод с применением светофильтров даёт возможность судить о распределении энергии в отдельных спектральных интервалах и в нек-рой степени заменяет спектральные наблюдения. При этом если перед камерой установлена призма или . решётка, то регистрация излучения от объекта проводится одноврем. в неск. интервалах длин волн.

В качестве усилителей яркости изображения (в 10 4 - 10 7 раз) используются простые и каскадные электронно-оптич. преобразователи (ЭОП) и электронные камеры. Активно внедряются для нужд А. волоконная оптика, твердотельные приёмники излучения и др. Широкое применение в А. нашла телевиз. астрофотометрия. ДКВ телевиз. системы в неск. десятков раз больше, чем у обычной фотоэмульсии. При этом, в частности, используются аналого-цифровые системы, в к-рых видеосигнал преобразуется в цифровой код и затем поступает в ЭВМ. Телевиз. приёмники излучения позволяют проводить изучение слабых источников, в т. ч. осуществлять патруль вспышек сверхновых в др. галактиках, причём за одно ночное наблюдение становится возможным получить неск. десятков и даже сотен фотографий этих объектов. По-видимому, использование телевиз. аппаратуры на больших телескопах позволит вскоре измерять блеск слабых звёзд (до 24 m) при экспозиции всего 1-2 ч.

С кон. 40-х гг. 20 в. началось развитие радиофиз. методов, благодаря к-рым стало доступным для изучения космич. эл--магн. излучение в интервале от дека-метровых до субмиллиметровых волн, т. е. в диапазоне длин волн в 2500 раз более широком, чем оптический. Благодаря освоению радиодиапазона открыты многочисл. источники нетеплового радиоизлучения - радиогалактики и квазары, импульсные источники радиоизлучения - пульсары, проведено изучение распределения нейтрального и ионизованного водорода в нашей и др. галактиках. Выведение за пределы атмосферы на ИСЗ и автоматич. межпланетных станциях (AMC) детекторов КВ-излучения сделало возможным изучение космич. объектов в УФ-, рентгено- и гамма-диапазонах. Открыты неск. сотен источников рентг. излучения (в т. ч. импульсные - барстеры) , зарегистрированы мощные гамма-всплески ,природа к-рых окончательно не Установлена.

Краткие исторические сведения

Первыми астрофиз. исследованиями можно считать введение Гиппархом (2 в. до н. э.) понятия звездная величина и разделение видимых невооружённым глазом звёзд на 6 классов в зависимости от их блеска. Ряд астрофиз. сведений получен после изобретения в 1609, Г. Галилеем (G. Galilei) телескопа: сформированы определ. представления о природе поверхности Луны (Галилей), осуществлены первые опыты разложения солнечного света стеклянной призмой (И. Ньютон, 1662) и первые наблюдения спектра Венеры (Ньютон, 1669), установлено наличие плотной атмосферы у Венеры (M. В. Ломоносов, 1761), сформулированы законы фотометрии [И. Ламберт (J. H. Lambert), 1760], проведены систематич. наблюдения неск. переменных звезд , в т. ч . открыта переменность звезды 8 Цефея [Дж. Гудрайк (J. Goodricke), 1794].

Подлинная история А. началась с 1802, когда У. Волластон (W. Wollaston) обнаружил, что спектр Солнца пересечён тёмными линиями. В 1814 Й. Фраунгофер (J. Fraunhofer) детально описал неск. сотен тёмных линий солнечного спектра и установил, что они присущи также спектру Луны и планет, причём положение одной из них совпадает с линией масляного пламени. Методы спектрального анализа были развиты в 1859-62 Г. Кирхгофом (G. Kirchhoff) и P. Бунзеном (R. Bunsen). В 1868 Дж. H. Локьер (J. N. Lockyer) обнаружил в спектре хромосферы Солнца линию ранее неизвестного элемента - гелия. В 1863 А. Секки (A. Secchi) начал систематизацию звёзд по особенностям их спектров. В 1-й четв. 20 в. построены модели атмосфер звёзд с учётом лучистого переноса энергии и сформулирован критерий конвективной неустойчивости [К. Шварцшильд (К. Schwarzschild) и А. Шустер (A. Schuster), 1905], дано объяснение спектральной последовательности звёзд на основе теории атомов [Э. Милн (E. Milne), M. Саха, 1921-23], установлен принцип инвариантности в теории переноса излучения и созданы основы точных методов этой теории [В. А. Амбарцумян, В. В. Соболев, С. Чандрасекар (S. Chandrasekhar), 1943-49].

В 1869 Дж. X. Лейн (J. H. Lane), исходя из представления, что Солнце - огромный газовый шар, в к-ром давление возрастает по направлению к центру, впервые оценил темп-ру его поверхности, а в 1878-83 А. Риттер (G. A. D. Ritter) выполнил серию работ по теории гравитац. равновесия и пульсации газовых шаров. Вскоре была построена теория политропных газовых шаров , сформулирована полная система ур-ний теории внутр. строения звёзд [А. Эддингтон (A. S. Eddington), 1916]. В 1934 была высказана гипотеза о возможности существования нейтронных звёзд [В. Бааде (W. Baade), Ф. Цвикки (F. Zwicky)]. затем проведены первые расчёты моделей нейтронных звёзд, выяснена принципиальная возможность гравитац. коллапса [Г. Волков (G. M. Volkoff), P. Оппенгеймер (R. Oppenheimer), X. Снайдер (H. Snyder), 1938-39], заложены основы теории термоядерных реакции в звёздах и построены первые модели звёзд, в т. ч. красных гигантов, с учётом термоядерных реакций [Г. Гамов, С. Чандрасекар, M. Шварцшильд (M. Schwarzschild) и др., 1941-45], исследованы строение и энергетика белых карликов , установлен механизм пульсаций цеферид (С. А. Жевакин, 1953), открыты пульсары [А. Хьюиш (A. Hewish) и др., 1967], а в 1974 - глобальные колебания Солнца с периодом 160 мин (А. Б. Северный с сотрудниками).

При изучении межзвёздной среды был установлен критерий гравитационной неустойчивости [Дж. Джине (J. H, Jeans), 1902], отождествлены запрещённые линии в спектрах туманностей [А. Боуэн (I. S. Bowen), 1927], подтверждён сделанный ещё в 1847 В. Я. Струве вывод о в межзвеодной среде , разработана теория свечения планетарных и газовых туманностей [В. А. Амбарцумян, Г. Занстра (H. Zanstra), 1931-34], открыто существование зон ионизованного водорода вокруг горячих звёзд [Б. Сдрёмгрен (В. G. D. Stromgren), 1939], предсказано радиоизлучение нейтрального водорода на волне 21 см и рекомбинац. излучение ионизованного водорода (H. С. Кардашёв, 1959; см. Рекомбинационные радиолинии ),сыгравшие исключительно важную роль в изучении распределения нейтрального и ионизованного водорода в нашей и др. галактиках; предсказана возможность наблюдений в радиодиапазоне линий, принадлежащих молекулам межзвёздного пространства (И. С. Шкловский, 1949), дана интерпретация нетеплового радиоизлучения Галактики как синхротронного излучения (X. Альвен, В. Л. Гинзбург, И. С. Шкловский и др., 1950-52).

В 1912 были начаты измерения красных смещений линий в спектрах "спиральных туманностей" [В. Слайфер (V. M. Slipher)], было доказано, что эти объекты являются на самом деле гигантскими звёздными системами - галактиками [Э. Хаббл (E. P. Hubble), 1924], установлено расширение наблюдаемого мира галактик со скоростями, прямо пропорциональными их расстояниям от наблюдателя (Э. Хаббл, 1929), на основе общей теории относительности разработана теория расширяющейся Вселенной (А. А. Фридман, 1922). В 60-х гг. открыты квазизвёздные радиоисточники - квазары , квазизвёздные галактики - квазаги (А. Сандидж), реликтовое радиоизлучение , послужившее подтверждением модели "горячей Вселенной" (Г. Гамов, Я. Б. Зельдович и др.).

Современные проблемы астрофизики

Начиная с 60-х гг. 20 в. при помощи аппаратуры, установленной на ИСЗ и AMC, были получены важные сведения о планетах Солнечной системы и их спутниках, в частности о физ. состоянии и хим. составе атмосфер и поверхностных слоев двух ближайших планет - Венеры и Марса, подробно исследован спутник Земли - Луна, существенно углублены представления о природе процессов, происходящих на поверхности и в недрах Солнца и др. звёзд, в межзвёздной среде и в мире галактик. Одна из важнейших проблем совр. А.- разработка теории гидромагнитного динамо с целью объяснения солнечного магнетизма, в т. ч. механизма генерации и усиления магн. поля во внутр. слоях Солнца, механизмов формирования и поддерживания устойчивости солнечных пятен, колебания полярности с периодом в 22 года. В 60-х гг. на основе теории токовых слоев удалось сделать первые шаги в объяснении солнечных вспышек, динамики протуберанцев и солнечной короны в целом. Пока нельзя считать полностью решённой проблему солнечных нейтрино, а следовательно и внутр. строения Солнца.

Располагающиеся на краях нек-рых газовых туманностей источники мощного излучения в отд. линиях молекул межзвёздного газа - космические мазеры (см. Мазерный эффект -)служат доказательством происходящих и в наше время процессов звездообразования в Галактике. С помощью быстродействующих ЭВМ удалось создать "сценарии" эволюции звёзд от начала сжатия фрагмента газопылевого облака (протозвезды) до её заключит. стадии - медленного сброса звездой оболочки (стадия планетарной туманности )и образования белого карлика или (при большой массе звезды) вспышки сверхновой с образованием нейтронной звезды (или чёрной дыры). Однако пока существует полная неясность относительно деталей процесса перемешивания вещества на конвективной стадии сжатия протозвезды, не исследована роль вращения и магн. полей облака, окончательно не установлен верх. предел массы устойчивой нейтронной звезды. Не разработан в деталях механизм ускорения частиц в пульсарах. Пока нет объяснения активности ядер галактик, неясной остаётся природа квазаров. Требует уточнения вопрос о природе ядра нашей Галактики как двойной сверхмассивной системы (двойная чёрная дыра или чёрная дыра и компактное звёздное скопление), активно взаимодействующей с окружающими её звёздами.

В релятивистской А. до конца не решены вопросы о барионной асимметрии Вселенной , о величине отношения числа ядер и электронов к числу фотонов, о роли нейтрино, а возможно, и других пока неизвестных частиц в образовании наблюдаемой структуры Вселенной, состояния вакуума и фазовых переходов в эволюции горячей Вселенной.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 3 изд., M., 1977; его же, Курс общей астрофизики, 3 изд., M., 1979; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, 3 изд., M., 1985; Гинзбург В. Л., Современная астрофизика, M., 1970; его же, Теоретическая физика и астрофизика, M, 1975; Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Теория тяготения и , M., 1971; их же, Строение и эволюция Вселенной, M., 1975; Ленг К., Астрофизические формулы, ч. 1-2, пер. с англ., M., 1978; На переднем крае астрофизики, пер. с англ., M., 1979; Имшенник В. С., Hадёжин Д. К., Конечные стадии эволюции ввеад и вспышки сверхновых, в кн.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 21, M., 1982; Зельдович Я. Б., Структура Вселенной, там же, т. 22, M., 1983. И. А. Климишин .

Астрофизика - раздел астрономии, изучающий физическую природу небесных тел и их систем, их происхождение и эволюцию.

Как ясно из самого названия, астрофизика - это физика небесных тел. Космос является по существу большой физической «лабораторией», где возникают условия, часто совершенно недостижимые в земных физических лабораториях и представляющие поэтому исключительный интерес для науки. Астрофизические методы исследований имеют две существенные особенности, отличающие их от методов лабораторной физики. Во‑первых, в лаборатории физик сам ставит эксперименты, подвергает исследуемые тела различным воздействиям. В астрофизике возможны только пассивные наблюдения, так как пока нельзя проводить эксперименты, например, на звездах. Во‑вторых, если в лаборатории можно непосредственно измерять температуру, плотность, химический состав тел и т. д., то в астрофизике почти все данные о далеких небесных телах получают с помощью анализа приходящих от них электромагнитных волн - видимого света и других, невидимых глазом лучей.

Основу астрофизики составляют астрофизические наблюдения. При этом важнейший метод - спектральный анализ, т. е. исследование потока энергии приходящего на землю излучения в зависимости от длины электромагнитных волн. Электромагнитные волны несут информацию об условиях в веществе, где они зарождаются или где испытывают поглощение и рассеяние. Задача спектрального анализа - расшифровать эту информацию.

Появление спектрального анализа во второй половине XIX в. сразу позволило делать выводы о химическом составе небесных тел. Одним из первых блестящих достижений астрофизики, полученных с помощью этой экспериментальной методики, явилось открытие неизвестного ранее элемента - гелия - при изучении спектра хромосферы Солнца во время полного затмения в 1868 г. В дальнейшем, в результате развития экспериментальной и теоретической физики стало возможным с помощью спектрального анализа определять буквально все физические характеристики небесных тел и межзвездной среды. Спектры позволяют узнать температуру газа, его плотность, относительное содержание разных химических элементов, состояние атомов этих элементов, скорости движения газа, напряженности магнитных полей. По спектрам звезд можно также вычислить расстояние до них, узнать их скорости движения по лучу зрения, измерить вращение и выяснить многое другое.

В современных спектральных приборах, применяемых в телескопах, используют новейшие фотоэлектрические приемники излучения (см. Фотоэффект), которые гораздо точнее и чувствительнее, чем фотопластинка или человеческий глаз.

Бурное развитие техники и экспериментальной физики за последние десятилетия привело к созданию астрофизических инструментов, предназначенных для изучения невидимых глазом электромагнитных волн. Астрофизика стала «многоволновой». Это, конечно, неизмеримо расширило её возможности получать информацию о небесных телах. Еще в 30‑е гг. текущего столетия было открыто радиоизлучение нашей Галактики. В последующие годы построены гигантские радиотелескопы и сложные системы таких радиотелескопов. С помощью радиотелескопов наблюдают, например, холодный межзвездный газ, не излучающий видимого света, изучают движение электронов в межзвездных магнитных полях. Радиоизлучение приходит на Землю от далеких галактик, часто неся сведения о происходящих там бурных взрывных процессах. Радиоастрономия стала одним из основных способов изучения нейтронных звезд - пульсаров. Радиоволны несут сведения об остатках вспышек сверхновых звезд и о совершенно удивительных условиях в плотных газовых облаках. Наконец, радиоастрономия позволила открыть реликтовое излучение Вселенной - слабое электромагнитное излучение, заполняющее всю Вселенную и имеющее температуру около 3 K. Это излучение - остывший остаток (реликт) от прошлого состояния вещества в расширяющейся Вселенной, когда оно около 15 млрд лет назад было плотным и горячим (см. Космология, Материя, Пространство).

Много интересного узнали астрофизики с помощью инфракрасных лучей, которые свободно проходят сквозь облака пыли, поглощающие видимый свет (см. Инфракрасное излучение). Так, в инфракрасных лучах наблюдаются процессы в ядре нашей Галактики, а также «молодые» звезды, зарождающиеся в плотных газово-пылевых комплексах.

Особый интерес для астрономии имеет астрофизика высоких энергий, изучающая процессы бурного выделения энергии, часто связанные с катастрофическими явлениями в небесных телах. Возникающее при этом электромагнитное излучение имеет высокую частоту, соответственно короткую длину волны и относится к невидимым ультрафиолетовым, рентгеновским и гамма‑лучам (см. Рентгеновские лучи, Гамма-излучение). Эти виды излучений поглощаются земной атмосферой. Поэтому развитие данных разделов наблюдательной астрофизики стало возможно только с началом космической эры, после создания обитаемых и автоматических научных станций за пределами земной атмосферы.

Астрофизика высоких энергий привела ко многим удивительным открытиям. С помощью рентгеновских телескопов были открыты горячий газ в скоплениях галактик, импульсное рентгеновское излучение нейтронных звезд в двойных звездных системах. Наконец, было открыто излучение сильно нагретого плотного газа, по‑видимому, закручивающегося вихрем при падении в черную дыру. Гамма-телескопы позволили обнаружить в центре нашей Галактики процессы аннигиляции электронов и позитронов - превращения их при столкновении в гамма-излучение.

В последние годы начал развиваться новый раздел астрофизики - нейтринная астрономия. Нейтрино благодаря своей огромной проникающей способности представляет собой единственный вид излучения, которое может попадать на Землю из самих глубин Солнца и звезд и приносить информацию о протекающих там процессах. Уже первые данные о потоках солнечных нейтрино позволили сделать очень интересные гипотезы о процессах термоядерного синтеза в недрах Солнца; их предстоит проверить в будущих опытах.

Сейчас ведутся поиски нейтринных вспышек от сверхновых звезд в момент их гравитационного коллапса (т. е. сжатия под действием силы тяжести), в результате чего огромные количества энергии должны уноситься в виде нейтринного излучения. Расчеты показывают, что эти нейтринные вспышки могут быть зарегистрированы в подземных лабораториях (таких, например, как Баксанская нейтринная обсерватория Института ядерных исследований РАН), даже если вспыхнувшая сверхновая звезда оптически ненаблюдаема из‑за слишком больших расстояний.

На основе данных наблюдательной астрофизики, опираясь на законы физики, астрономы делают выводы об условиях в небесных телах, которые непосредственно не наблюдаются. Например, рассчитывают внутреннее строение звезд и Солнца с использованием наблюдательных данных об условиях на их поверхности. Теоретическая астрофизика позволяет также описать эволюцию Солнца, звезд и других небесных тел.

Как уже говорилось, при изучении астрофизических явлений астрономы часто встречаются с физическими условиями, совершенно недостижимыми в земных лабораториях. Так, плотность межзвездного газа в миллиарды раз меньше плотности воды, а плотность нейтронных звезд такая же, как и плотность атомных ядер; напряженность магнитного поля нейтронных звезд в тысячи миллиардов раз превышает напряженность магнитного поля Земли.

Не удивительно, что в столь необычных условиях возможно протекание новых, неизвестных процессов, а значит, и открытие новых физических закономерностей. В этом состоит значение астрофизики для физики, для всей фундаментальной науки, познающей окружающий мир.