астрофизика

АСТРОФИЗИКА

Содержание:

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.

А. разделяют на теоретическую и практическую. Теоретич. А. анализирует результаты наблюдений небесных тел с целью установления их физ. природы. Задача практич. А.- разработка астрофиз. инструментов и методов исследований. В основе практич. А. лежит анализ эл--магн. излучения небесных объектов в целом (астрофотометрия)и в отдельных спектральных диапазонах (астроколориметрия), распределения энергии по длинам волн и в отдельных спектральных линиях (астроспектроскопия ),а также измерения поляризации света этих объектов (поляриметрия).

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. электродинамика - 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 ядерные реакции 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 антинейтрино, 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 квантовый выход (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 дифракц. решётка, то регистрация излучения от объекта проводится одноврем. в неск. интервалах длин волн.

В качестве усилителей яркости изображения (в 10⁴- 10⁷ 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 ионизации 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 [P. Эмден (R. Emden), 1907], 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 [X. Бете (H. Bethe), K. Вайцзеккер (С. von Weizsacker), 1937-39] 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 [P. Фаулер (R. H. Fowler), 1926; С. А. Каплан, Э. Шацман (E. Schatzman), 1946-49], 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 поглощении света в межзвеодной среде [P. Трюмплер (R. J. Trumpler), 1930], 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 [X. К. ван Хюлст (H. Ch. van Hulst), 1944] 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 [T. Мэтьюз (T. A. Matthews), A. Сандидж (A. Sandage), M. Шмидт (M. Schmidt)], квазизвёздные галактики - квазаги (А. Сандидж), реликтовое радиоизлучение [P. Уилсон (R. Wilson), A. Пензиас (A. Penzias), 1965], 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 когерентного 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 эволюции звезд, 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.

   <<      Предметный указатель      >>