Астрофизика
Астрофи́зика, 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, электромагнитное излучение) 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.
Большой телескоп альт-азимутальный. Специальная астрофизическая обсерватория РАН, посёлок Нижний Архыз (Карачаево-Черкессия, Россия).По объектам исследования в астрофизике выделяют физику Солнечной системы, гелиофизику (физику Солнца), физику звёзд и межзвёздной cреды, 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 в.), радиоастрономию (ставшую самостоятельным разделом астрофизики в середине 20 в.), ультрафиолетовую и рентгеновскую астрономию (получившую широкое развитие с 1970-х гг.), инфракрасную, субмиллиметровую и гамма-астрономию. Несколько особняком стоят астрофизика космических лучей (оформившаяся в 1960-х гг.), нейтринная астрофизика (зародившаяся в 1970-х гг.) и делающая первые шаги гравитационно-волновая астрономия. По методам исследования в астрофизике выделяют астрополяриметрию, астроспектроскопию и астрофотометрию.
Орбитальная астрофизическая обсерватория «Спектр-Рентген-Гамма», предназначенная для рентгеновского обзора всего неба и наблюдений скоплений галактик и активных ядер галактик в рентгеновском диапазоне спектра. Иллюстрация создана на основе 3D-модели Spektr-RG.В 20 в. астрофизика заняла в астрономии доминирующее положение. Стремительное развитие астрофизики с начала 20 в. 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 гг.) и ядерной физики (1930–1950-е гг.). Постепенно возрастала и к началу 21 в. стала важнейшей в астрофизике роль общей теории относительности.
Солнечная система
Бoльшая 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. 
Общий вид астероида Веста с орбиты космического аппарата Dawn (NASA). В нижней части видна высокая гора на южном полюсе Весты, которая более чем в 2 раза превышает Эверест. Набор из трёх кратеров, известный как «снеговик», виден в левом верхнем углу. 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 млрд лет).
Детально определён химический состав, изучены 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.
Схематическое представление магнитосферы Юпитера. Силовые линии магнитного поля показаны светло-голубыми линиями. В центре представлено изображение самого Юпитера в рентгеновском диапазоне длин волн (синий цвет), полученное космической обсерваторией «Чандра».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 млрд 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 доступны 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.).
Изображение солнечной короны, полученное путём обработки серии снимков с различной экспозицией, сделанных во время полного солнечного затмения 2 июля 2019 г. в обсерватории Ла-Силья. На изображении видны тонкие детали солнечной короны. Корона имеет дипольную форму, характерную для минимумов солнечной активности (короткие лучи на снимке находятся в области солнечных полюсов, а длинные лучи и петли – в области экватора). Здесь изображена только центральная часть солнечной короны, в действительности она простирается намного дальше.То, что мы видим как «поверхность» Солнца, – 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, т. н. служба Солнца, зародился ещё в 19 в. В середине 20 в. к оптическим наблюдениям добавились систематические измерения радиоизлучения Солнца, а затем и его ультрафиолетового и рентгеновского излучения с борта космических аппаратов.
Группа солнечных пятен. 13 декабря 2006. Фото: космический аппарат Hinode. С 1970-х гг. начаты измерения потока нейтрино, приходящих непосредственно из недр Солнца и рождающихся при идущих там термоядерных реакциях. В 2003 г. 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
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.
Спектры звёзд разных спектральных классов (указаны слева) в видимом диапазоне длин волн (от 400 до 700 нм), полученные с помощью 0,9-метрового телескопа Национальной обсерватории Китт-Пик. Приведены спектры следующих звёзд (сверху вниз): HD 12993 (спектральный класс O6,5), HD 158659 (B0), HD 30584 (B6), HD 116608 (A1), HD 9547 (A5), HD 10032 (F0), BD+61 0367 (F5), HD 28099 (G0), HD 70178 (G5), HD 23524 (K0), SAO 76803 (K5), HD 260655 (M0), YALE 1755 (M5). Подписи и адаптация: БРЭ.Изучение звёздных атмосфер – это фактически интерпретация звёздных спектров. В 1-й половине 20 в. 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 (т. н. тяжёлые), не более 3 %. У звёзд сферической составляющей нашей Галактики содержание тяжёлых элементов в десятки и сотни раз ниже солнечного. Этот факт, обнаруженный в 1940–1950-х гг., нашёл объяснение в созданной в 1950–1960-х гг. 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.
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для 22 000 звёзд по данным каталога HIPPARCOS и 1000 звёзд по данным каталога ближайших звёзд Глизе. Перевод и адаптация: БРЭ.Наблюдательной основой изучения строения и эволюции звёзд служат статистические зависимости между их основными глобальными параметрами – массами, светимостями, радиусами и эффективными температурами (зависимость масса – светимость, диаграмма Герцшпрунга – Рассела). Массы звёзд находятся по 3-му закону Кеплера из изучения движения двойных звёзд. Оказалось, что они заключены в интервале от 0,1 до 100 масс Солнца (M☉). С физической точки зрения отличительная особенность нормальных звёзд – это идущие в их недрах термоядерные реакции превращения водорода (H) в гелий (He), а после его выгорания – синтез углерода (C) и кислорода (O) из гелия и т. д., 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 гг. (Х. Бете, К. Ф. фон Вайцзеккер). Анализ показал, что звёзды с массами больше ≈100 M☉ были бы неустойчивы, поэтому их в природе нет. Тела с массами от ≈0,1 до ≈0,01 M☉ представляют собой объекты, промежуточные между звёздами и планетами, – т. н. субзвёзды, или коричневые карлики (обнаружены в 1990-х гг.). 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 M☉ (точнее, менее 13 масс Юпитера), то термоядерные реакции не идут совсем – это уже планета.
Белый карлик Сириус B (слева) в сравнении с Землёй (справа) в представлении художника. Наблюдательные данные, полученные с помощью спектрографа STIS космического телескопа «Хаббл», указывают на то, что масса Сириуса B равна 0,98 массы Солнца, а диаметр составляет 12 тыс. км – немного меньше диаметра Земли.Конечным продуктом эволюции звёзд с начальными массами менее 8 M☉ 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 10–15 км), на возможность существования которых указал Л. Д. Ландау в 1932 г. Они были обнаружены во 2-й половине 1960-х гг. (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 в. в Галактике обнаружено около 20 объектов, являющихся, судя по многим признакам, чёрными дырами звёздных масс. Выброс вещества при вспышках сверхновых приводит к обогащению 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 в. В астрономии теория звёздной эволюции сыграла роль, сопоставимую с ролью дарвиновской теории эволюции в биологии.
Физика межзвёздной cреды
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 света. 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-х гг.) 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 OH, H2O и др.
Крабовидная туманность – остаток вспышки сверхновой звезды, которая наблюдалась на Земле в 1054. Расположена в созвездии Телец на расстоянии около 6500 световых лет от Земли. В центре туманности находится нейтронная звезда (пульсар), в которую превратилось сжавшееся ядро родительской звезды. Фото: космический телескоп «Хаббл».Внеатмосферные исследования в ультрафиолетовом диапазоне привели в 1970-х гг. к открытию в Галактике нескольких тысяч гигантских облаков молекулярного водорода с массами порядка миллиона масс Солнца. Рентгеновские наблюдения дали информацию о наиболее горячей 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 в. 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. Джинсом ещё в 1902). 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 гг., когда впервые было установлено (Х. Шепли), что Солнце находится далеко от центра нашей звёздной системы. По современным данным, расстояние от Солнца до центра Галактики – около 8 кпк, или 27 тыс. световых лет, период его обращения (галактический год) – около 230 млн лет. Бóльшая часть непосредственно наблюдаемого (светящегося) вещества в Галактике сосредоточена в звёздах, число которых порядка 1011. Масса межзвёздной среды составляет около 10 % от суммарной массы звёзд.
Карта спиральных рукавов нашей Галактики, построенная по данным наблюдений инфракрасного космического телескопа «Спитцер». Перевод: БРЭ.В Галактике выделяют три составляющие – диск (звёздное население I типа плюс тонкий газово-пылевой слой межзвёздного вещества), сферическая составляющая (звёздное население II типа) 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 1930–1950-х гг. дало прочную наблюдательную основу и одновременно стало тестом теории эволюции звёзд.
В тёмном гало Галактики, существование которого было установлено в конце 20 в., сосредоточена бóльшая часть массы Галактики. Что представляет собой вещество тёмного 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 4 ·106 масс Солнца) компактное тело, по общепринятой точке зрения, – сверхмассивная 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 играют их взаимодействия, столкновения и даже слияния (взаимодействующие галактики). Изучение морфологии галактик в сопоставлении с составом их звёздного населения – одна из активно развивающихся областей внегалактических исследований.
Галактики Антенны – взаимодействующие пекулярные галактики NGC 4038 и NGC 4039, расположенные на расстоянии, по разным оценкам, от 45 до 75 млн световых лет от Земли в созвездии Ворон.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 в. подтверждено ещё несколькими методами, в частности наблюдениями гравитационного линзирования излучения далёких галактик и квазаров.
Изображение спиральной галактики M81 в ультрафиолетовых лучах. Фото: космический телескоп GALEX.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 (от 106 до 3 ·109 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.
Скопление галактик Abell 370, расположенное в созвездии Кит на расстоянии ок. 4 млрд световых лет от Земли. Самыми яркими и крупными галактиками в скоплении являются желтовато-белые массивные эллиптические галактики. Спиральные галактики населены более молодыми звёздами и имеют голубоватый оттенок. Отдельные дуги на фото – изображения более далёких (фоновых) галактик, искажённые гравитационным полем скопления. Фото: космический телескоп «Хаббл».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 (50 млн 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 бóльших масштабах Вселенная в среднем однородна.
Космология
В основе космологии лежит общая теория относительности А. Эйнштейна (сформулирована в 1915–1916). Исходя из открытых им фундаментальных уравнений, связывающих распределение материи с геометрическими свойствами пространства и ходом времени, в 1917 г. Эйнштейн построил статическую модель Вселенной. В 1922 г. 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 г. Э. Хаббл установил, что любые две галактики, разделённые достаточно большим расстоянием, удаляются друг от друга со скоростью, пропорциональной этому расстоянию (закон Хаббла). Из-за описываемого законом Хаббла общего расширения пространства линии в спектрах далёких объектов – галактик и квазаров – смещены в красную сторону за счёт эффекта Доплера (красное смещение). Таким образом, теория расширяющейся Вселенной получила наблюдательное подтверждение.
Диаграмма Хаббла, построенная по наблюдениям сверхновых звёзд Ia типа, которые используются в качестве стандартных свечей для измерения расстояний до далёких галактик. Горизонтальными штрихами показаны статистические погрешности измерения расстояний до сверхновых. Маленьким красным квадратом в левом нижнем углу отмечена область самой первой диаграммы, построенной Э. Хабблом в 1929 г. График из статьи: Kirshner R. P. Hubble's diagram and cosmic expansion // PNAS. 2003. Vol. 101, № 1. P. 8–13. Перевод подписей и обозначения: БРЭ.В 1946 г. Дж Гамов выдвинул концепцию горячей Вселенной, согласно которой на ранних этапах расширения, вскоре после своего рождения (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 (эпоха рекомбинации). 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 1964–1965 гг. (А. Пензиас, Р. В. Вильсон). В 1992 г. в распределении интенсивности реликтового излучения по небу были открыты предсказанные теоретически небольшие флуктуации, несущие информацию о ранней Вселенной (анизотропия реликтового излучения). Их изучение дало важные для космологии результаты.
Карта анизотропии температуры реликтового излучения на небесной сфере, показывающая отклонения температуры в разных направлениях от среднего значения. Составлена по результатам анализа данных космической обсерватории «Планк». Вычтен вклад Галактики, диапазон отклонений составляет от –300 до 300 мкК. Синий цвет – отрицательные отклонения, красный – положительные. Иллюстрация из статьи: Planck 2015 results // Astronomy and Astrophysics. 2016. Vol. 594, № A1.В 1998 г. исследование вспышек сверхновых звёзд 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 современную эпоху 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 68 % вносит тёмная энергия, 27 % – тёмная материя неизвестной природы и всего 5 % обеспечивается обычным (барионным) веществом, из которых лишь около 0,5 % дают звёзды. Возраст Вселенной составляет 13,8 млрд. лет. К началу 21 в. космология стала наиболее быстро развивающейся областью астрофизики.