Главная Статьи Новости Обратная связь Форум                              Каталог статей 1   Каталог статей 2

 

Навигация

Случайная статья

Фазы Луны

19:21 15.Окт.2014

21:57 23.Окт.2014

02:40 31.Окт.2014

22:24 06.Ноя.2014


Rambler's Top100

Партнёры:

Сборник статей

Астрофизика

АстрофизикаАСТРОФИЗИКА - раздел астрономии, изучающий физическую природу и химический состав вещества во Вселенной. А. как наука сложилась после открытия спектрального анализа, благодаря которому стало возможно определение химических элементов, образующих спектральные линии, и разработке методов количественной регистрации приходящего от небесных объектов излучения. А. подразделяется на практическую и теоретическую А. Практическая А. имеет дело с наблюдательной техникой — телескопами и светоанализиру-ющей аппаратурой. Поскольку отдельный квант света характеризуется тремя параметрами - энергией (длиной волны), поляризацией и направлением прихода, а поток от источника - числом и распределением квантов по их параметрам, задачей практической А. является регистрация возможно более полных характеристик света от наблюдаемых источников. Измерение световых потоков в практической А. относится к астрофото-метрии. При наблюдениях слабых источников приходится считать отдельные фотоны. Для этого используются специальная техника регистрации (в совр. А. - практически только фотоэлектрические приёмники, гл. обр. телевизионного типа) и специальные методы обработки результатов измерений. Так, чтобы снизить уровень тепловых шумов, приёмники излучения сильно охлаждают, в некоторых случаях до криогенных температур (-180°С и ниже), а чтобы исключить влияние нестабильной прозрачности атмосферы, наблюдают одновременно две рядом расположенные звезды, так что изменения их блеска, происходящие от атмосферы, синхронны по времени и равны по амплитуде. Распределение энергии излучения по длинам волн зависит от температуры излучающего тела. Это распределение удаётся определить с достаточной точностью по измерению излучения в нескольких широких полосах спектра, выделяемых специально подобранными светофильтрами. Такие наблюдения называются колориметрическими, а определяемая по ним температура — цветовой. Колориметрические наблюдения носят обычно массовый характер: на одном снимке, получаемом через один фильтр, может быть зарегистрировано несколько тысяч объектов. В приближении абсолютно чёрного тела температура объекта может быть определена по полному потоку излучаемой им энергии. Измерение полного потока сразу во всех длинах волн производится специальным прибором — болометром, а определённая вместе с ним температура называется болометрической. Чаще всего астрономические объекты состоят из газа (свободно существующих атомов или молекул) или плазмы (атомов, лишённых одного или нескольких входящих в них электронов). Свободные атомы и ионы могут излучать или поглощать энергию только определённой длины волны, образуя при этом т.н. линейчатый спектр. Из анализа линейчатого спектра светил можно определить их качественный и количественный состав. Так, из анализа спектра солнечного излучения был не только определён состав солнечного вещества, но и открыт (1868, Дж.Н. Локьер) неизвестный ранее химический элемент, названный гелием. В соответствии с допплеровским эффектом и в зависимости от распреде-
ления атомов по скоростям, спектральные линии имеют разную ширину и разную форму («профиль»). Внешнее магнитное поле, выстраивающее атомы в определённую пространственную ориентацию, вызывает т.н. расщепление линий. Исследование тонкой структуры линий позволяет исследовать химический состав, температурные условия и силу магнитного поля в тех областях, в которых рождается излучение.
Для массовых спектральных наблюдений применяются короткофокусные светосильные телескопы с размещёнными перед ними призмой или дифракционной решёткой; такие наблюдения позволяют получать одновременно спектры всех попавших в поле зрения звёзд, но с малой детализацией спектров. Большие телескопы, собирающие много света, могут получать спектры с хорошим разрешением; для этого они оснащаются соответствующими спектрографами. Как правило, качественные спектры получают для единичных объектов. Самое высокое разрешение достигается с применением эшельных спектрографов, но такие спектры можно получить только от ярких звёзд при больших экспозициях. Переход от одних наблюдений к другим требует замены анализирующих свет и регистрирующих систем телескопа, что длится несколько часов. В это время телескоп не работает, поэтому программа наблюдений составляется на несколько месяцев вперёд, причём по возможности так, чтобы свести к минимуму число замен оборудования. По характеру используемой в практической А. техники различаются и сами наблюдения. Практически все наблюдения ведутся с применением телескопов, но и их конструкции, и доступные им наблюдаемые объекты зависят от рабочего диапазона длин волн. Наиболее часто применяются оптические телескопы, работающие в пределах видимого диапазона, а также инфракрасные телескопы и радиотелескопы. Проницающая сила астрономических инструментов, характеризующая яркость самых слабых, но ещё наблюдаемых светил, растёт с увеличением размера собирающей оптики телескопа. Специальные исследования показали, что наилучшие условия для астрономических наблюдений — горы, поэтому крупнейшие обсерватории расположены в горах. В стремлении избавиться от атмосферных помех телескопы выводятся в космос. Помимо техники для проведения наблюдений, практическая А. имеет дело с задачами калибровки приборов и обеспечения сопоставимости результатов наблюдений, полученных на раз-
ных обсерваториях разными инструментами, а также с составлением каталогов наиболее точно исследованных объектов, которые могут быть использованы как эталоны или стандарты при калибровках других наблюдений. Результаты такой кропотливой работы входят в мировой фонд астрономических данных, который доступен не только для профессионалов, но и для любителей.
В отличие от практической А., связанной с получением наблюдательных данных, теоретическая А. ставит целью построить математически обоснованные модели всех изучаемых объектов и явлений. В первую очередь это относится к наиболее многочисленному населению Вселенной — звёздам и галактикам. За время, прошедшее с 1906, когда немецкий астроном К. Шварц-шильд впервые построил простейшую теорию переноса энергии из недр Солнца к его поверхности, теория внутреннего строения звёзд получила большое развитие. Теоретически исследованы строение и эволюция всех типов звёзд, начиная от их формирования из газовых или газо-пылевых туманностей до стадии их умирания. Теория учитывает не только лучистый перенос энергии, но и конвекцию вещества внутри звёзд, рассматривает разнообразные механизмы ядерных реакций в звёздах, определяя условия, при которых они могут иметь место. В зависимости от того, идут ли ядерные реакции во всём объёме внутренних областей звезды или только в сферическом слое, или только на поверхности звезды, модели предсказывают разный характер излучения звезды и разный темп выделения энергии с её поверхности. Эти различия позволяют подобрать такую теоретическую модель отдельных светил, которая наиболее точно соответствует наблюдениям. С другой стороны, выводы теории могут проверяться специальными наблюдениями, особенно если речь идёт о не наблюдавшихся прежде явлениях.
Теоретическая А. позволила получить достаточно точные представления о типичных объектах Вселенной - звёздах и межзвёздных облаках рассеянного вещества, выяснить их природу. Так, установлено, что среди звёзд есть карлики, не превышающие по диаметру нашу Землю, и гиганты, размер которых в миллионы раз больше Солнца (можно отметить, что Солнце в этом ряду относится к типичным «жёлтым карликам»). Есть звёзды, состоящие из плотно упакованных нейтронов, так что плотность их вещества измеряется десятками тонн на кубический сантиметр, и есть звёзды, внешние части которых разрежены больше, чем воздух над высочайшими горными вершинами. Теоретическая А. объясняет и эволюцию звёзд, которая протекает то очень быстро, то растягивается на миллиарды лет. Наибольший интерес представляют «взрывные» явления, проявления вспышечной активности. Самыми грандиозными наблюдаемыми явлениями, получившими теоретическое объяснение, являются вспышки сверхновых звёзд, во время которых звезда теряет до половины своего вещества, а выделяемая энергия расходуется на синтез тяжёлых элементов и выброс их в космос.
Теоретическая А. разрабатывает модели эволюции тесных двойных систем, в которых один из компонентов -обычная звезда, а другой - массивная нейтронная звезда или чёрная дыра. Теория показывает, что на массивный компонент перетекает вещество соседней звезды и при этом выделяется такая большая кинетическая энергия падающего вещества, что максимум излучения системы смещается в рентгеновскую область спектра. Более того, теория позволяет учесть воздействие магнитного поля нейтронной звезды. При наличии мощного магнитного поля с магнитной осью, наклонённой относительно оси вращения, падающее на нейтронную звезду вещество может двигаться только вдоль силовых линий, и наблюдатель будет видеть идущее с магнитных полюсов излучение лишь в тех случаях, когда они оказываются на видимом полушарии. Эта модель полностью описывает наблюдаемые свойства быстропеременных рентгеновских источников — пульсаров. Процесс формирования звёзд из сгущений галактических облаков межзвёздного вещества пока не получил уверенного теоретического обоснования. Во всяком случае, открытый класс «горячих Юпитеров» - гигантских суперпланет или, возможно, не-до-звёзд, находящихся близко к нормальной звезде, объяснить не удаётся. Важное направление теоретической А. — физика межзвёздной среды. Находящиеся в межзвёздном пространстве облака газа и пыли пребывают в постоянном движении, сталкиваются между собой, «обдуваются» звёздным ветром, их связывают вмороженные в вещество магнитные поля, их ионизуют излучения окрестных звёзд и т.д. По линейчатому поглощению света находящихся за облаками звёзд удалось определить химический состав газов. В них входят самые разные молекулы, даже органические. Возможно, жизнь во Вселенной зарождается именно в та-666 ких облаках, а на планеты она попадает вместе с веществом, из которого они
формируются. Менее изученными являются вопросы происхождения и эволюции галактик. Эти вопросы тесно связаны с космологией, изучающей происхождение и эволюцию Вселенной как целого. В этих направлениях большие затруднения вызывает недостаток наблюдательных данных. На особом месте в теоретической А. находится изучение элементарных частиц. Космическая электродинамика исследует работу механизмов, приводящих к ускорению элементарных частиц до энергий, которые принципиально невозможно достичь в лабораторных условиях, но которые наблюдаются в космосе. Помимо этого, измерения потоков солнечных нейтрино позволили обосновать цикл ядерных реакций, являющихся источниками энергии Солнца и других звёзд. Таким образом, теоретическая А. охватывает многие области естественных наук — от ядерной физики и космологии до сложных химических явлений в разреженных межзвёздных средах, а практическая А. обеспечивает теоретиков самыми достоверными данными о Вселенной.


При любом использовании материалов сайта, гиперссылка (hyperlink) на http://astro.wx1.ru/ обязательна.
Кравцов Виктор © 2007-2010