— раздел астрономии, изучающий физическое состояние и химический состав небесных тел и их систем, межзвездной и межгалактической сред, а также происходящие в них процессы. Основные разделы астрофизики: физика планет и их спутников, физика Солнца, физика звездных атмосфер, межзвездной среды, теория внутреннего строения звезд 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 астрофизика.

Некоторые сведения по фотометрии

Слово фотометрия означает «измерение света». С помощью фотометрического метода можно измерить интенсивность света, приходящего от любого источника лучистой энергии, в том числе и от небесных тел.
Фотометрия подразделяется на точечную и поверхностную . Точечная фотометрия занимается измерением блеска звезд и других точечных источников света. Поверхностная фотометрия изучает яркость светящихся или освещенных поверхностей (поверхности Солнца, Луны, планет, комет, туманностей).
Основной величиной в фотометрии является световой поток — количество световой энергии, протекающей через данную площадку в единицу времени. Понятие световой энергии в данном случае означает лучистую энергию, ощущаемую человеческим глазом или иным заменяющим его приемником радиации (фотопластинкой, фотоэлементом). Световой поток представляет собой часть общего лучистого потока, образованного радиацией всех длин волн, испускаемых данным источником. Поскольку глаз, фотопластинка и фотоэлемент воспринимают излучение разных длин волн в различной степени и в ограниченном диапазоне, они называются селективными приемниками радиации. Световой поток характеризует мощность лучистого потока, оцененную с помощью селективного приемника радиации.
Приемники излучения непосредственно регистрируют следующие фотометрические величины: глаз — яркость и блеск, фотопластинка — освещенность, фотоэлемент — световой поток. Соответственно применяемому приемнику излучения фотометрия разделяется на визуальную , фотографическую и фотоэлектрическую фотометрию .

Понятие о спектре

Спектр – результат разложения луча электромагнитного излучения, при котором компоненты с различными длинами волн разрешены в пространстве и расположены в порядке увеличения или уменьшения длины волны. Полный спектр электромагнитного излучения охватывает в порядке уменьшения длин волн радио-, микроволновое, инфракрасное, видимое световое, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение.
Существует три основных типа спектров: непрерывный, эмиссионный линейчатый и линейчатый спектр поглощения.
Высокая температура и давление в недрах звезд приводят к тому, что в них вырабатывается лучистая энергия. При формировании звезды разогрев вещества вызывается постепенным сжатием под действием гравитационных сил. На более поздних стадиях эволюции звезда поддерживает свое излучение за счет термоядерных реакций, проходящих в ее глубоких слоях. В недрах большинства звезд происходит реакция превращения водорода в гелий. Вещество звезды непрозрачно. Слои звезды, из которых излучение может уходить беспрепятственно, называются ее атмосферой.
Излучение испускается как из внешних, так и из более глубоких частей атмосферы (фотосферы). У звезд типа Солнца фотосфера не слишком протяженная, поэтому край солнечного диска виден резко очерченным. Однако существуют звезды, у которых толщина фотосферы составляет заметную долю радиуса звезды и до нас доходит излучение, идущее с разных глубин фотосферы.
Проходя через внешние слои звезды, излучение испытывает поглощение, характер которого зависит как от химического состава, так и от физических условий, господствующих в звездной оболочке. Для определения этих условий излучение, доходящее к нам от звезды, подвергается спектральному анализу .

Изобретение спектрального анализа. (Кирхгоф и Бунзен)

Создание метода спектрального анализа представляет собой пример открытия, явившегося результатом длительной подготовительной работы многих ученых. Действительно, еще в оптических экспериментальных установках Ньютона можно найти основные элементы спектроскопа. Многие ученые XIX в. наблюдали так называемые «фраунгоферовы» линии в спектре Солнца. Идея о качественном спектральном анализе высказывалась Дж. Гершелем и У.-Г. Ф. Тальботом. Однако заслуга приведения в систему выполненных ранее наблюдений и строгого обоснования нового метода анализа вещества принадлежит двум немецким ученым: физику Г. Кирхгофу и химику Р. Бунзену. Особое значение имело и то обстоятельство, что работа над теоретическим обоснованием спектрального анализа привела Кирхгофа к открытию важнейшего закона теплового излучения , связавшего два раздела физики: оптику и термодинамику.
Широкую известность Бунзен получил как изобретатель научных приборов. Он усовершенствовал ледяной и паровой калориметры, изобрел гальванический элемент нового типа, разработал специальную газовую горелку, дававшую высокотемпературное и практически не светящееся пламя, и другие приборы. В сотрудничестве с английским химиком Г. Роско Бунзен исследовал фотохимические процессы, принял участие в экспедиции в Исландию, где изучал продукты извержения вулкана Гексла и гейзеры, внес вклад в медицину, открыв противоядие при отравлении мышьяком. Особенно много Бунзен работал над совершенствованием методов анализа газов. Достижения Бунзена в этой области были обобщены в классической монографии «Методы газометрии» (1857 г.).
В 1856 г. Бунзен начал работать над методом анализа газов, основанным на наблюдении окраски пламени. Когда он рассказал о своих изысканиях Кирхгофу, то Кирхгоф заметил, что метод анализа можно сделать более информативным, если наблюдать не просто окраску пламени, а спектр его излучения. Совместная разработка этой идеи привела к созданию спектрального анализа . С помощью нового метода Бунзен и Кирхгоф открыли в 1860 г. цезий, а в 1861г. — рубидий. Вслед за ними спектральный анализ стали применять и другие ученые, вследствие чего на протяжении последующих тридцати лет были открыты еще пять новых элементов. Методом спектрального анализа был открыт и гелий. Что интересно, первоначально он был обнаружен при изучении спектра Солнца (о чем говорит и его название) и лишь значительно позже он был обнаружен на Земле.
Кирхгоф много занимался исследованиями в области электричества. Результаты его исследований явились предвосхищением следствий теории электромагнитного поля Максвелла. Значителен его вклад в обобщение теории дифракции Френеля. Много занимался ученый теорией деформаций и равновесия упругих тел. Ряд работ Кирхгофа посвящен термодинамике растворов. Исследования спектров послужили началом работ Кирхгофа по теории теплового излучения. Еще до начала совместной работы Бунзена и Кирхгофа несколько ученых (Д. Брюстер, Л. Фуко, Дж. Г. Стокс) обратили внимание на близость положения в спектре Солнца темных (фраунгоферовых) D-линий и линий испускания в спектре натрия. Однако достаточно глубоко связь между линиями поглощения и испускания до Кирхгофа никто не исследовал. Он же в 1859 г. обнаружил интересное явление — обращение линий испускания в спектре натрия при пропускании через пламя солнечного света различной интенсивности. При пропускании через пламя ослабленного солнечного света линии в спектре натрия становились ярче. Когда же через пламя с парами натрия пропускался неослабленный солнечный свет, то на месте светлых линий испускания возникали отчетливые темные линии. Это наблюдение побудило Кирхгофа заняться анализом связи между процессами поглощения и излучения, что привело к открытию закона теплового излучения .
В 1862 г. Кирхгоф ввел понятие «абсолютно черное тело» и предложил его модель (полость с небольшим отверстием). С этого времени до начала ХХ в. проблема изучения черного тела рассматривалась как одна из самых актуальных в физике. Ее разработка в конечном итоге привела к созданию квантовой теории излучения .

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.

Астрономические исследования проводятся в научных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом (рис. 36) существует с 1839 г. и знаменита составлением точнейших звездных каталогов. Ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира. К крупнейшим на постсоветском пространстве обсерваториям следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе, обсерватории Крымскую (вблизи Симферополя), Бюраканскую (вблизи Еревана), Абастуманскую (вблизи Боржоми), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинскую (вблизи Баку). Из астрономических институтов России крупнейшие - Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МГУ и Институт теоретической астрономии Академии наук СССР в Ленинграде.

1.Оптическая астрономия.

Основным астрономическим прибором является телескоп.

Назначение телескопа - собрать как можно больше света от исследуемого объекта и (при визуальных наблюдениях) увеличить его видимые угловые размеры.

Основной оптической частью телескопа служит объектив, который собирает свет и создает изображение источника.

Если объектив телескопа представляет собой линзу или систему линз, то телескоп называют рефрактором , а если вогнутое зеркало - то рефлектором .

Большим прорывом в конструировании телескопов стало изобретение советским оптиком Д. Д. Максутовым менискового телескопа. Мениск - тонкая выпукло-вогнутая линза малой кривизны, которая устанавливается в верхней части тубуса для исправления недостатков главного зеркала. В качестве дополнительного зеркала используется напыленное на поверхность мениска круглое алюминиевое пятно.

Собираемая телескопом световая энергия зависит от размеров объектива. Чем больше площадь его поверхности, тем более слабые светящиеся объекты можно наблюдать в телескоп.

В рефракторе лучи, пройдя через объектив, преломляются и образуют изображение объекта в фокальной плоскости . В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости.

Рис.54. Схема устройства телескопов:

а) рефрактор; б) рефлектор; в) менисковый телескоп.

Изображение небесного объекта, построенное объективом, можно либо рассматривать через линзу, называемую окуляром, либо фотографировать.

Для высокоточных измерений энергии световых потоков используют фотоэлектрические фотометры. В них свет от звезды, собираемый объективом телескопа, направляется на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора - фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, усиливаемый и регистрируемый специальными электронными приборами. Пропуская свет через специально подобранные различные светофильтры, астрономы количественно и с большой точностью оценивают цвет объекта.

Рис.55. Изображение галактики, сделанное оптическим телескопом.

2.Радиоастрономия.

После того как было обнаружено космическое радиоизлучение , для его приема были созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решетчатым и громадных размеров - диаметром в десятки метров.

Рис.56. Радиотелескоп обсерватории Аресибо (Пуэрто-Рико)

Есть радиотелескопы, состоящие из системы отдельных антенн, удаленных друг от друга (иногда на многие сотни километров), при помощи которых производятся одновременные наблюдения космического радиоисточника. Такой способ позволяет узнать структуру исследуемого радиоисточника и измерить его угловой размер, даже если он во много раз меньше одной угловой секунды.

Рис.57. Радиотелескоп в пустыне Атакама (Чили).

К числу крупнейших в мире радиотелескопов относится и РАТАН-600. Этот радиотелескоп был построен в 1974 году близ станицы Зеленчукская в Карачаево-Черкессии, на высоте 970 м над уровнем моря.

Рис.58. РАТАН-600.

3.Спектральный анализ.

Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов является их излучение. Наиболее ценные и разнообразные сведения о телах позволяет получить спектральный анализ их излучения. Этим методом можно установить качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ, как вы знаете, основан на явлении дисперсии света. Если узкий пучок белого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие его лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.

Рис.59. Образование спектра.

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами в спектре лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. За красными лучами находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но воспринимаются приемниками инфракрасного излучения, например, специальными фотопластинками.

Рис.60. Шкала электромагнитных излучений.

Для получения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом . В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой .

Существуют следующие виды спектров земных источников и небесных тел.

а) Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно протяженные плотные массы газа.

б) Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например, нагревание или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа. Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре паров натрия особенно ярки две желтые линии.

в) Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу. Например, две темные линии поглощения паров натрия расположены в желтой части спектра.

Рис.61. Виды спектров.

Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет. Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем заметнее линия данного элемента в спектре излучения или поглощения, тем больше таких атомов (молекул) на пути луча света.

Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд - это спектры поглощения.

Рис.62. Спектры: 1) Солнца; 2) водорода; 3) гелия; 4) Сириуса (белая звезда);

5) Бетельгейзе, или α Ориона (красная звезда)

4. Внеземная астрономия

Исследования с помощью космической техники занимают особое место в методах изучения небесных тел и космической среды. Начало этому было положено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного спутника Земли. Быстро развиваясь, космонавтика сделала возможным:

1) создание внеатмосферных искусственных спутников Земли;

2) создание искусственных спутников Луны и планет;

3) перелет и спуск приборов, управляемых с Земли, на Луну и планеты;

4) создание управляемых с Земли автоматов, доставляющих с планет пробы грунта и записи разных измерений;

5) полеты в космос лабораторий с людьми и высадку их на Луну.

Космические аппараты позволили проводить исследования во всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения. Поэтому современную астрономию часто называют всеволновой. Внеатмосферные наблюдения дают возможность принимать в космосе излучения, поглощаемые или сильно изменяемые земной атмосферой: далекие ультрафиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, не доходящих до Земли, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел.

Гамма-лучи излучаются сверхновыми, нейтронными звёздами, пульсарами и чёрными дырами.

Рентгеновские лучи испускают скопления галактик, чёрные дыры, активные ядра галактик, остатки сверхновых, звёзды, звёзды в паре с белым карликом (катастрофические переменные звёзды), нейтронные звезды или чёрные дыры (рентгеновские двойные).

Объекты, излучающие ультрафиолетовое излучение, включают Солнце, другие звёзды и галактики.

Оптические телескопы используются для наблюдения звезд, галактик, планетарных туманностей и протопланетных дисков.

В инфракрасном свете можно рассматривать холодные звезды (в том числе коричневые карлики), туманности, и очень далекие галактики.

В основе нейтринного телескопа лежит концептуальная идея, которая высказана была академиком Марковым в 1960 году. Она заключается в том, чтобы регистрировать заряженные частицы глубоко под водой, в озерах или океанах, посредством регистрации возникающего свечения особого рода (эффект Вавилова – Черенкова). Это довольно мощный источник, который можно регистрировать.

В 1993 году началось строительство байкальского нейтринного телескопа НТ-200. Он содержал 196 оптических модулей, поэтому цифра 200. И на этой установке уже в 1994 году были получены первые результаты. С 1995 по 2000 год на Южном полюсе была создана установка AMANDA - это детектор первого поколения, такой же, как и байкальский. А следующий шаг был сделан в 2008 году, когда в Средиземном море была поставлена уже подводная установка, ANTARES, она работает до сих пор в Тулонской бухте около Франции. В 2011 году заработала установка на Южном полюсе, называется она IceCube, и содержит около 5 тысяч фотодетекторов, распределенных в кубическом километре льда на глубине от 1500 до 2500 метров.

Рис. 63. Внеземные телескопы. Слева направо:

1) Рентгеновский телескоп «Эйнштейн»

2) Оптический телескоп «Хаббл»

3) Гамма-телескоп «Комптон»

Много информации о природе наиболее далеких от нас тел и их систем также получено благодаря исследованиям, выполненным при помощи приборов, установленных на различных космических аппаратах.

Результаты астрофизических исследований за последние десятилетия показывают, что в окружающем нас мире происходят значительные изменения, которые затрагивают не только отдельные объекты, но и всю Вселенную в целом.

Рис.64. Снимок глубокого космоса, сделанный телескопом «Хаббл».

Глава 16. Солнце.

Солнце - центральное и самое массивное тело Солнечной системы. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце - мощный источник энергии, постоянно излучаемой им во всех участках спектра электромагнитных волн - от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение оказывает сильное воздействие на все тела Солнечной системы: нагревает их, влияет на атмосферы планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.

Вместе с тем, Солнце - ближайшая к нам звезда, у которой, в отличие от всех других звезд, мы можем наблюдать диск, и при помощи телескопа изучать на нем мелкие детали, размером даже до нескольких сотен километров. Солнце - типичная звезда, а потому его изучение помогает понять природу звезд вообще.

Видимый угловой диаметр Солнца незначительно меняется из-за эллиптичности орбиты Земли. В среднем он составляет около 32", или 1/107 радиана, т. е., диаметр Солнца равен 1/107 а. е., или приблизительно 1 400 000 км, что в 109 раз превышает диаметр Земли. Мощность полного излучения Солнца (его светимость) составляет около 4 10 кВт. Так излучает тело солнечных размеров, нагретое до температуры около 6000 К (эффективная температура Солнца). Земля получает от Солнца примерно 1/2 000 000 000 часть излучаемой им энергии.

Солнце - раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Число атомов всех остальных элементов, вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше. Однако масса этих более тяжелых элементов составляет 1-2% массы Солнца. На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизованного газа-плазмы.

Средняя плотность солнечного вещества ρ =1400 кг/м 3 . Это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре - в 100 раз больше, чем средняя плотность.

Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.

По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик). Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также водорода и гелия. Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот за 225-250 миллионов лет. Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с - таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу - за 8 земных суток. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» - области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» - зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым близким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его абсолютная звёздная величина +4,83m).

Рис.65. Положение Солнца в Местном Пузыре.

Раздел астрономии, изучающей физическое состояние и химический состав небесных тел и их систем, межзвездной и межгалактических сред, а также происходящие в них процессы называется астрофизикой. Основные разделы астрофизики включают: физику планет и их спутников, физику Солнца, звездных атмосфер, межзвездной среды, теорию внутреннего строения звезд и их эволюцию. В отличие от физики, в основе которой лежит эксперимент, астрофизика основывается главным образом на наблюдениях, Но во многих случаях условия, в которых находится вещество в небесных телах и системах отличается от доступных современным лабораториям (сверхвысокие и сверхнизкие плотности, высокая температура и т.д.). Благодаря этому астрофизические наблюдения приводят к открытию новых физических закономерностей.

Собственное значение астрофизики определяется тем, что в настоящее время основное внимание в релятивистской космологии переносится на физику Вселенной – состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии.

Релятивистская астрофизика изучает на основе общей теории относительности (теории тяготения А. Эйнштейна) объекты сверхплотного образования во Вселенной.

Методы астрофизики исследования Вселенной

Метод оптический – изучение Вселенной при помощи телескопа, который является главным инструментом астрономических исследований (приложение 7). Наибольшее количество сведений о космических процессах приносит свет. Телескоп – это устройство для собирания света с помощью объектива: двояковыпуклой линзы или вогнутого зеркала. Оптические телескопы делятся на три типа: рефрактор (объектив – большая линза), рефлектор (объектив – вогнутое зеркало), зеркально – линзовый телескоп. В этих телескопах используют в качестве объектива как линзы, так и зеркала, за счет чего их оптическое устройство позволяет достичь великолепного качества изображения с высоким разрешением, при том, что вся конструкция состоит из очень портативных коротких оптических труб. Основная цель телескопа собрать как можно больше света от небесного объекта. Свет через трубу телескопа собирается объективом, Полученное с помощью телескопа изображение небесного тела фиксируется на фотопластинке. Физика подарила исследователям Вселенной такой метод изучения световых лучей, как спектральный анализ. Если пропускать луч белого солнечного света через узкую щель, а затем сквозь стеклянную трехгранную призму, то он распадается на свои составные цвета и на экране появляется радужная цветовая полоска с постепенным переходом от красного до фиолетового – непрерывный спектр. Красный конец спектра образован лучами, наименее отклоняющимися при прохождении через призму, фиолетовый – наиболее отклоняемыми. Телескоп снабжают специальным устройством спектрографом. Он не только разлагает свет на составные части, но и фиксирует спектр на фотопластинке. Расшифровкой спектра, полученного от космического объекта, занимается физика. Расшифровка спектра помогает: а) Изучить химический состав космического объекта. Каждому химическому элементу соответствуют определенные спектральные линии. Например, в спектре паров натрия можно обнаружить близкорасположенные желтые линии, в спектре паров калия – фиолетовую и желтую линии. б) Определить температуру источников излучения, т.к. красный цвет соответствует низкой температуре (у звезд, 3 – 4 тыс. градусов по Цельсию), желтый – зеленый – средней (у звезд, 5 – 6 тыс. градусов по Цельсию), бело – голубой – высокой (у звезд, 10 – 11 тыс. градусов по Цельсию). в) Измерить скорость космического объекта согласно эффекту Доплера – зависимость измеряемой длины волны от взаимного движения наблюдателя и источника волн, если космический объект приближается к нам, то в его спектре спектральные линии смещаются к фиолетовому концу, в противоположном случае к красному (приложение 12).

Метод изучения космического радиоизлучения при помощи радиотелескопа. Долгое время астрономы могли исследовать космические объекты только по видимому излучению. Это было серьезным ограничением, так как видимый свет составляет небольшую часть спектра. Видимый свет соответствует интервалу длины волны от 4000 Ǻ (1 Ǻ = 10 -10 м) у фиолетовой границы до 7200 Ǻ – у красной. Свет, длина волны которого выходит за эти пределы не воспринимается нашим зрением. За фиолетовой областью видимого спектра идут ультрафиолетовое, рентгеновское и очень коротковолновое всепроникающее g – излучение. За красной границей спектра находится инфракрасное, микроволновое и радиоизлучение, длина волн которого может превосходить километры. В начале 30 –х годов XX столетия при изучении шумов, мешающих радиосвязи, был открыт источник небольших радиопомех, расположенный в направлении центра нашей Галактики. В основном источниками радиоволн являются космические объекты, находящиеся за пределами Солнечной системы. Радиоволны по сравнению со световыми лучами проходят там, где видимый свет пробиться не может. Вся информация о самых удаленных областях Вселенной целиком получена из радионаблюдений. Главными источниками космических радиопередач в большинстве случаев являются такие объекты, в которых протекают бурные физические процессы. Именно они представляют наибольший интерес для изучения развития Вселенной и форм космической материи. Радиоволны излучает и межзвездное пространство, а именно находящийся в нем ионизированный горячий газ. Нагрев и ионизацию газа (преимущественно водорода) вызывают горячие звезды и космические лучи. Другой источник радиоизлучения – нейтральный водород, которого в межзвездном пространстве значительно больше, чем ионизированного. Исследователи Вселенной умеют сегодня не только улавливать и переводить на доступный человеку язык информацию космических радиосигналов. Они научились также «прощупывать» с помощью радиолуча, направленного с Земли, поверхность небесных тел и принимать отраженные от них сигналы. Изучение космического «радиоэха» позволяет: измерять расстояние до небесных тел, определять скорость их движения и по характеру отражения радиоволн изучать поверхность космического объекта. Ученые осуществили радиолокацию ближайших планет, Луны и Солнца.

Метод нейтринной астрофизики . Источником энергии Солнца являются термоядерные реакции. В ходе этих реакций рождается нейтрино. Одна из отличительных особенностей нейтрино состоит в том, что эта частица чрезвычайно слабо взаимодействует с веществом. Длина свободного пробега нейтрино в веществе колоссальна. Пронизывая толщу солнечного вещества, они вылетают наружу в космическое пространство, и определенная их часть достигает поверхности Земли. Регистрируя солнечное нейтрино с помощью специальных устройств, (нейтринных телескопов) и вычисляя величину их потока, можно судить о характере физических процессов, протекающих в недрах Солнца.

Методы внеатмосферной астрономии . Внеатмосферное наблюдение – современное направление физики космоса, которое исследует космические объекты при помощи аппаратуры, вынесенной для устранения атмосферных помех за пределы земной атмосферы. Внеатмосферная астрономия дает возможность устранить дрожание изображения в телескопах, вызванное атмосферными неоднородностями, и довести пространственное разрешение оптического телескопа до его теоретически возможного (дифракционного) значения. Современная внеатмосферная астрономия вносит в астрофизику вклад вполне соизмеримый с вкладами оптической и радиоастрономии.

Методы инфракрасной, ультрафиолетовой, рентгеновской и гамма – астрономии. В целях изучения инфракрасного, ультрафиолетового, рентгеновского и g – излучения созданы ИК – телескопы, УФ – телескопы, рентгеновские и g – телескопы. Благодаря установке особой аппаратуры на ракеты и спутники Земли оказалось возможным фиксировать эти виды излучений.

Космические лучи удается наблюдать по следам, оставляемым в специальных ловушках (например, пластинках с ядерной эмульсией). Космические лучи представляют собой элементарные частицы (электроны, протоны, ядра углерода, железа), которые движутся так быстро, что проникают через любые тела, включая Землю в целом.

Астрофизика - наука, занимающаяся исследованием далеких космических объектов и явлений физическими методами и считающаяся одним из ключевых разделов одновременно и современной астрономии , и современной физики . Астрофизика нацелена на создание физической картины окружающего мира, на изучение происхождения и эволюции, как отдельных классов астрономических объектов, так и Вселенной как единого целого в рамках известных физических законов. Она основана на наблюдениях, из которых важнейшую роль играет анализ излучения космических источников, и, прежде всего, их спектров. Интерпретация результатов наблюдений базируется на знании механизмов излучения электромагнитных волн и их взаимодействия с веществом различной плотности на пути к наблюдателю. Таким образом, предметом астрофизики является строение, физические свойства и химический состав небесных объектов. Астрофизика, в свою очередь, подразделяется на наблюдательную астрофизику , в которой разрабатываются и применяются практические методы и инструментарий астрофизических исследований, а также теоретическую астрофизику , в которой на основе фундаментальных законов физики, строятся теоретические модели, объясняющие наблюдаемые физические явления.

История возникновения

Исторически астрофизика выделилась в самостоятельное научное направление с появлением в конце XIX в. спектрального анализа , который открыл возможность дистанционного исследования химического состава и физического состояния не только лабораторных, но и астрономических источников света. Наблюдения спектров звезд окончательно доказали, что астрономические тела состоят из атомов известных на Земле элементов, подчиняющихся тем же физическим законам. Химическое «единство» природы особенно наглядно было подтверждено открытием гелия - сначала (по спектру) в атмосфере Солнца, а только затем - в некоторых минералах на Земле. Современные методы астрофизических исследований позволяют по спектральным особенностям излучения не только узнать физическое состояние среды, ее температуру и плотность, но и измерить лучевые скорости источников и скорости внутренних движений в них, оценить расстояние до них, выяснить механизм излучения, определить индукцию магнитных полей и многие другие характеристики.

Основы современной астрофизики

Гигантский прогресс астрофизики за более чем столетний период ее существования был связан как с быстрым развитием различных направлений классической, квантовой и релятивистской физики, с одной стороны, так и с созданием крупных телескопов, появлением новых приемников излучения и компьютерных методов обработки наблюдений, - с другой. Очень важный скачок в астрофизических исследованиях произошел с появлением методов активного изучения космических объектов за пределами оптического диапазона спектра, сначала в ближней инфракрасной и радио- областях (конец 30-х годов XX в.), а в более позднее время, уже с помощью космической техники, в далеком инфракрасном, далеком ультрафиолетовом (УФ), рентгеновском и гамма-диапазонах (60-80-е годы XX в.). «Многокрасочность» Вселенной обернулась более глубоким пониманием природы давно известных космических тел, а также открытием новых типов астрономических объектов, неизвестных ранее. Позднее началось развитие и нейтринной астрономии, основанной на регистрации и анализе нейтринного излучения из космоса, хотя до сих пор зарегистрировано нейтринное излучение только от двух космических объектов: от Солнца и от сверхновой звезды, вспыхнувшей в соседней галактике (1987 г.). На очереди стоит астрономия гравитационных волн.

Важной особенностью астрофизики является то, что она исследует процессы, как правило, не воспроизводимые в физических лабораториях. К примеру, термоядерные реакции в плазме, удерживаемой от расширения собственным гравитационным полем, - это не экзотический, а самый распространенный источник энергии наблюдаемых звезд. Только в астрофизике исследуются среды с экстремально низкой плотностью - менее 10 -27 г/см 3 (разреженный межгалактический газ), излучение которых, тем не менее, может приниматься благодаря большим объемам, занимаемым газом. С другой стороны, исследуются экстремально высокие плотности вещества (от нескольких тысяч г/см 3 в звездах из вырожденного газа до 10 14 −10 15 г/см 3 в нейтронных звездах), температуры в миллиарды градусов (внутренние области аккреционных дисков), едва обнаружимые или, наоборот, предельно сильные гравитационные поля, элементарные частицы космического происхождения с ультравысокими энергиями, не достижимыми даже для современных коллайдеров. Изучается даже невидимая «темная» материя, не обнаружимая по излучению электромагнитных волн - используя наблюдения гравитационного воздействию на тела, наблюдаемые непосредственно.

Астрофизика и фундаментальная физическая наука

Все это делает астрофизические исследования неоценимыми для решения фундаментальных физических проблем. Не удивительно, что почти все фундаментальные физические теории - от классической механики и ньютоновской гравитации до теории относительности и физики элементарных частиц - прошли или проходят астрономическую (астрофизическую) проверку.

Очевидно, что астрофизика неотделима от физики, так что четкой границы между ними не существует. Однако астрофизика обладает важной особенностью, заключающейся не столько в специфичном характере космических объектов или в необычных пространственных масштабах явлений, сколько в изучении формирования и эволюции астрономических тел и систем по их наблюдаемому состоянию. По словам крупнейшего отечественного астрофизика И.С. Шкловского, «едва ли не основным результатом многолетних исследований астрономических объектов является утверждение о том, что все они эволюционируют». Основной силой, определяющей характер эволюции и взаимодействия астрономических объектов, является гравитация, которая в физике «земных» явлений, как правило, не имеет решающего значения или воспринимается только как наличие силы тяжести. Поэтому в астрофизике очень большое внимание уделяется изучению гравитационного взаимодействия и самогравитации космических тел.

Таким образом, объяснение природы и наблюдаемых особенностей космических объектов, а также их происхождения и эволюции - это два основных и взаимосвязанных аспекта современной астрофизики.