АСТРОФИ́ЗИКА

АСТРОФИ́ЗИКА, раз­дел ас­тро­но­мии, изу­чаю­щий не­бес­ные те­ла, их сис­те­мы и про­стран­ст­во ме­ж­ду ни­ми на ос­но­ве ана­ли­за про­ис­хо­дя­щих во Все­лен­ной фи­зич. про­цес­сов и яв­ле­ний. А. изу­ча­ет не­бес­ные объ­ек­ты лю­бых мас­шта­бов, от кос­мич. пы­ли­нок до меж­га­лак­тич. струк­тур и Все­лен­ной в це­лом, все ви­ды по­лей (гра­ви­та­ци­он­ные, маг­нит­ные, элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния) и гео­мет­рич. свой­ст­ва са­мо­го кос­мич. про­стран­ст­ва. Цель ас­т­ро­фи­зич. ис­сле­до­ва­ний – по­ни­ма­ние строе­ния, взаи­мо­дей­ст­вия и эво­лю­ции не­бес­ных тел, их сис­тем и Все­лен­ной как це­ло­го. Диа­па­зон фи­зич. па­ра­мет­ров – плот­но­сти, темп-ры, дав­ле­ния, на­пря­жён­но­сти маг­нит­но­го по­ля и др., с ко­то­ры­ми при­хо­дит­ся иметь де­ло в А., – да­ле­ко пре­вос­хо­дит дос­ти­жи­мый в зем­ных ла­бо­ра­то­ри­ях. По­это­му мн. астро­фи­зич. объ­ек­ты вы­сту­па­ют в ро­ли уни­каль­ной фи­зич. ла­бо­ра­то­рии, пре­до­став­ляю­щей воз­мож­но­сти для изу­че­ния ве­ще­ст­ва и по­лей в экс­тре­маль­ных ус­ло­ви­ях. Это де­ла­ет А. не­отъ­ем­ле­мой частью фи­зи­ки.

По объ­ек­там ис­сле­до­ва­ния в А. 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 А. по­лу­ча­ют пу­тём ре­ги­ст­рации и ана­ли­за элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния не­бес­ных тел. В за­ви­си­мо­сти от то­го, в ка­ком спек­траль­ном диа­па­зо­не ве­дут­ся на­блю­де­ния, раз­ли­ча­ют оп­ти­че­скую на­блю­да­тель­ную А. (сло­жив­шую­ся ещё в 19 в.), ра­дио­ас­тро­но­мию (став­шую са­мо­стоя­тель­ным раз­де­лом А. в сер. 20 в.), ульт­ра­фио­ле­то­вую и рент­ге­нов­скую ас­тро­но­мию (по­лу­чив­шую ши­ро­кое раз­ви­тие с 1970-х гг.), ин­фра­крас­ную, суб­мил­ли­мет­ро­вую и гам­ма-ас­тро­но­мию. Не­сколь­ко особ­ня­ком сто­ит А. кос­мич. лу­чей (офор­мив­шая­ся в 1960-х гг.), ней­трин­ная А. (за­ро­див­шая­ся в 1970-х гг.) и де­лаю­щая пер­вые ша­ги гра­ви­та­ци­он­но-вол­но­вая ас­тро­но­мия. По методам ис­сле­дования в А. выделяют астро­по­ля­ри­мет­рию, астроспектроскопию и астро­фо­томет­рию­. В 20 в. А. за­ня­ла в ас­тро­но­мии до­ми­ни­рую­щее по­ло­же­ние. Стре­ми­тель­ное раз­ви­тие А. с нач. 20 в. бы­ло обу­слов­ле­но, с од­ной сто­ро­ны, об­щим тех­нич. про­грес­сом, при­вед­шим к ра­ди­каль­ным из­ме­не­ни­ям в тех­ни­ке ас­т­ро­фи­зич. на­блю­де­ний, с др. сто­ро­ны, раз­ви­ти­ем фи­зи­ки. Осо­бен­но важ­ное влия­ние на А. ока­за­ло по­яв­ле­ние кван­то­вой ме­ха­ни­ки (1920-е гг.) и ядер­ной фи­зи­ки (1930–1950-е гг.). По­сте­пен­но воз­рас­та­ла и к нач. 21 в. ста­ла важ­ней­шей в А. роль об­щей тео­рии от­но­си­тель­но­сти. (Об ис­то­рии раз­ви­тия А. см. в ст. Ас­тро­но­мия.)

Солнечная система

Бoльшая часть фи­зич. ин­фор­ма­ции о Сол­неч­ной сис­те­ме по­лу­че­на в хо­де кос­мич. ис­сле­до­ва­ний. Бы­ли по­лу­че­ны круп­но­мас­штаб­ные изо­бра­же­ния и вы­пол­не­но кар­ти­ро­ва­ние по­верх­но­стей Лу­ны, пла­нет зем­ной груп­пы, спут­ни­ков пла­нет и ря­да ас­те­ро­и­дов. Про­яс­ни­лась от­но­си­тель­ная роль эн­до­ген­ных (вул­ка­низм, тек­то­нич. пе­ре­ме­ще­ния) и эк­зо­ген­ных (ме­тео­рит­ная бом­бар­ди­ров­ка) фак­то­ров и про­цес­сов эро­зии в фор­ми­ро­ва­нии их рель­е­фа. От­крыт ак­тив­ный вул­ка­низм на спут­ни­ке Юпи­те­ра Ио и вы­яс­нен его ме­ха­низм (дис­си­па­ция энер­гии при­лив­ных де­фор­ма­ций). Для Лу­ны, Мар­са и ас­те­рои­да Эрос пря­мы­ми из­ме­ре­ни­ями най­ден хи­мич. и ми­не­ра­ло­гич. со­став их по­кро­ва. Ус­та­нов­лен воз­раст дос­тав­лен­ных на Зем­лю лун­ных по­род (до 4,5 млрд. лет). Де­таль­но оп­ре­де­лён хи­мич. со­став, изу­че­но строе­ние, об­щая цир­ку­ля­ция и ди­на­ми­ка ат­мо­сфер пла­нет. При этом про­во­ди­лись пря­мые из­ме­ре­ния в ат­мо­сфе­рах Ве­не­ры и Юпи­те­ра со спус­кае­мых ап­па­ра­тов, на Мар­се из­ме­ре­ния не­од­но­крат­но ве­лись с его по­верх­но­сти. Воз­ник­ло но­вое на­уч. на­прав­ле­ние – кли­ма­то­ло­гия пла­нет. На Мар­се об­на­ру­же­ны боль­шие ко­ли­че­ст­ва во­дя­но­го льда. Име­ются убе­ди­тель­ные ука­за­ния на при­сут­ст­вие на пла­не­те в про­шлом зна­чит. ко­ли­честв жид­кой во­ды. С кос­мич. 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 ра­ди­ац. поя­са, са­мые мощ­ные – у Юпи­те­ра. Зна­чи­тель­но уточ­не­ны пред­став­ле­ния о внутр. строе­нии пла­нет. Од­ной из клю­че­вых про­блем фи­зики Сол­неч­ной сис­те­мы ос­та­ёт­ся про­бле­ма её про­ис­хо­ж­де­ния. Об­ще­при­ня­тая точ­ка зре­ния со­сто­ит в том, что пла­не­ты сфор­ми­ро­ва­лись ок. 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 про­странств. мас­шта­бах, вплоть до 100 км. Кро­ме то­го, пря­мо­му ис­сле­до­ва­нию дос­туп­но ве­ще­ст­во сол­неч­но­го вет­ра и час­ти­цы сол­неч­ных кос­мич. лу­чей. Боль­шин­ст­во ге­лио­фи­зич. ис­сле­до­ва­ний име­ет при­клад­ное зна­че­ние из-за пря­мо­го воз­дей­ст­вия со­бы­тий на Солн­це на био­сфе­ру Зем­ли, в т. ч. на здо­ро­вье лю­дей и их тех­но­ло­гич. дея­тель­ность (ра­дио­связь, кос­мо­нав­ти­ка и др.).

То, что мы ви­дим как «по­верх­ность» Солн­ца, – т. н. фо­то­сфе­ра, – это слои сол­неч­ной ат­мо­сфе­ры с темп-рой 5000–6000 К. По ин­тен­сив­но­стям ли­ний по­гло­ще­ния в спек­тре Солн­ца де­таль­но изу­чен хи­мич. со­став фо­то­сфе­ры, а по до­п­ле­ров­ским сме­ще­ни­ям ли­ний – дви­же­ние га­за в ней. В фо­то­сфе­ре на­блю­да­ют­ся разл. струк­тур­ные об­ра­зо­ва­ния, в т. ч. 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 разл. 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 сер. 20 в. к оптич. на­блю­де­ни­ям до­ба­ви­лись сис­те­ма­тич. из­ме­ре­ния ра­дио­из­лу­че­ния Солн­ца, а за­тем и его ульт­ра­фио­ле­то­во­го и рент­генов­ско­го из­лу­че­ния с бор­та кос­мических ап­па­ра­тов.

С 1970-х гг. на­ча­ты из­ме­ре­ния по­то­ка ней­три­но, при­хо­дя­щих не­по­сред­ст­вен­но из недр Солн­ца и ро­ж­даю­щих­ся при иду­щих там тер­мо­ядер­ных ре­ак­ци­ях. В 2003 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 осн. пред­став­ле­ний о ядер­ных ре­ак­ци­ях как ис­точ­ни­ке энер­гии Солн­ца (и звёзд) и, бо­лее то­го, по­зво­ли­ли из­ме­рить темп-ру в цен­тре Солн­ца с по­греш­но­стью в неск. про­цен­тов. Ис­сле­до­ва­ния ко­ле­ба­ний и волн, рас­про­стра­няю­щих­ся по «по­верх­но­сти» Солн­ца (ге­лио­сейс­мо­ло­гия), по­зво­ли­ли из­ме­рить осн. фи­зич. ха­рак­те­ри­сти­ки недр Солн­ца и пол­но­стью под­твер­ди­ли те­о­ре­тич. мо­дель.

Физика звёзд

Физика звёзд – один из важ­ней­ших раз­де­лов А. Она раз­ви­ва­лась в двух на­прав­ле­ни­ях – изу­че­ние строе­ния на­руж­ных сло­ёв звез­ды, из ко­то­рых из­лу­че­ние вы­хо­дит не­по­сред­ст­вен­но (звёзд­ные ат­мо­сфе­ры), и ис­сле­до­вание звёзд­ных недр и про­ис­хо­дя­щих там про­цес­сов, оп­ре­де­ля­ющих строе­ние и эво­лю­цию звез­ды как це­ло­го. Изу­че­ние звёзд­ных ат­мо­сфер – это фак­ти­че­ски ин­тер­пре­та­ция звёзд­ных спек­тров. В 1-й пол. 20 в. сло­жи­лась эм­пи­рич. дву­мер­ная клас­си­фи­ка­ция звёзд­ных спек­тров. Соз­да­ние по­сле­до­ват. 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 хи­мич. со­ста­ва ат­мо­сфер боль­шин­ст­ва нор­маль­ных звёзд дис­ка Га­лак­ти­ки с хи­мич. со­ста­вом ат­мо­сфе­ры Солн­ца [во­до­род ок. 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 1940–50-х гг., на­шёл объ­яс­не­ние в соз­дан­ной в 1950–60-х гг. тео­рии про­ис­хо­ж­де­ния хи­мич. эле­мен­тов в звёз­дах, со­глас­но ко­то­рой все хи­мич. эле­мен­ты, кро­ме во­до­ро­да и час­тич­но ге­лия и ли­тия, бы­ли син­те­зи­ро­ва­ны в не­драх неск. по­ко­ле­ний звёзд (см. Нук­лео­син­тез).

На­блю­да­тель­ной ос­но­вой изу­че­ния строе­ния и эво­лю­ции звёзд слу­жат ста­ти­стич. за­ви­си­мо­сти ме­ж­ду их осн. гло­баль­ны­ми па­ра­мет­ра­ми – мас­са­ми, све­ти­мо­стя­ми и ра­диу­са­ми (см. Герц­шпрун­га – Рес­се­ла диа­грам­ма, Мас­са – све­ти­мость за­ви­си­мость). Мас­сы звёзд на­хо­дят­ся по треть­ему за­ко­ну Ке­п­ле­ра из изу­че­ния дви­же­ния двой­ных звёзд. Ока­за­лось, что они за­клю­че­ны в ин­тер­ва­ле от 0,1 до 100 масс Солн­ца. С фи­зич. точ­ки зре­ния от­ли­чит. осо­бен­ность нор­маль­ных звёзд – это иду­щие в их не­драх тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции пре­вра­ще­ния $\ce{H}$ в $\ce{He}$, а по­сле его вы­го­ра­ния – син­тез $\ce{C}$ и $\ce{O}$ из $\ce{He}$ и т. д., вплоть до же­ле­за $\ce{^{56}Fe}$. Кон­крет­ные це­поч­ки ре­ак­ций ядер­но­го го­ре­ния во­до­ро­да, обес­пе­чи­ваю­щих энер­го­вы­де­ле­ние в звёз­дах и на Солн­це на про­тя­же­нии боль­шей час­ти их жиз­ни, бы­ли указаны в кон. 1930-х гг. (Х. Бе­те, К. Вайц­зек­кер). Ана­лиз по­ка­зал, что звёз­ды с мас­са­ми боль­ше $≈$100 масс Солн­ца бы­ли бы не­ус­той­чи­вы, по­это­му их в при­ро­де нет. Те­ла с мас­са­ми от $≈$0,1 до $≈$0,01 мас­сы Солн­ца пред­став­ля­ют со­бой объ­ек­ты, про­ме­жу­точ­ные ме­ж­ду звёз­да­ми и пла­не­та­ми, – т. н. суб­звёз­ды или бу­рые кар­ли­ки (об­на­ру­же­ны в 1990-х гг.). Темп-ры в них не­дос­та­точ­ны для син­теза ге­лия, од­на­ко в их не­драх про­исходит вы­го­ра­ние тя­жё­ло­го изо­то­па во­до­ро­да – дей­те­рия, а так­же ли­тия. Ес­ли же мас­са мень­ше $≈$0,01 мас­сы Солн­ца (точ­нее, ${⩽}$13 масс Юпи­те­ра), то тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции не идут сов­сем – это уже пла­не­та.

Ко­неч­ным про­дуктом эво­лю­ции звёзд с на­чаль­ны­ми мас­са­ми ${⩽}$8 масс Солн­ца являются компактные бе­лые кар­ли­ки (размером с земной шар). Мас­сив­ные звёз­ды про­хо­дят все эта­пы ядер­но­го го­ре­ния вплоть до об­ра­зо­ва­ния же­ле­за, по­сле че­го их ме­ха­нич. рав­но­ве­сие на­ру­ша­ет­ся, про­ис­хо­дит гран­ди­оз­ный взрыв, на­блю­дае­мый как вспыш­ка сверх­но­вой звез­ды. При вспыш­ках сверх­но­вых рож­да­ют­ся ней­трон­ные звёз­ды (ра­ди­усом ок. 10 км), на воз­мож­ность су­ще­ст­во­ва­ния ко­то­рых ука­зал Л. Д. Лан­дау в 1932. Они бы­ли об­на­ру­же­ны во 2-й пол. 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 не­ог­ра­нич. сжа­тие. К нач. 21 в. в Га­лак­ти­ке об­на­ру­же­но ок. 20 объек­тов, яв­ля­ющих­ся, су­дя по мн. при­зна­кам, чёр­ны­ми ды­ра­ми звёзд­ных масс. Выб­рос ве­щест­ва при вспыш­ках сверх­но­вых при­во­дит к обо­га­ще­нию меж­звёзд­ной сре­ды тя­жё­лы­ми эле­мен­та­ми и тем са­мым по­сте­пен­но ме­ня­ет хи­мич. 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 осн. ком­по­нентов – га­за, пы­ли (ок. 1% от мас­сы га­за), ча­стиц вы­со­кой энер­гии – кос­ми­чес­ких лу­чей, маг­нит­ных по­лей и элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния. В оп­тич. диа­па­зо­не меж­звёзд­ное ве­ще­ст­во про­яв­ля­ет­ся в ви­де га­зо­вых и пы­ле­вых ту­ман­но­стей. Кос­мич. пыль вы­зы­ва­ет так­же меж­звёзд­ное по­гло­ще­ние. Тео­рия све­че­ния га­зо­вых ту­ман­но­стей под дей­ст­ви­ем ульт­ра­фио­ле­то­во­го из­лу­че­ния по­гру­жён­ных в них го­ря­чих звёзд ста­ла ос­но­вой оп­ре­де­ле­ния темп-р, плот­ностей и хи­мич. 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 др. га­лак­ти­ках. Ра­дио­спек­тро­ско­пия меж­звёзд­ной сре­ды по­зво­ли­ла от­крыть при­сут­ст­вие в ней бо­лее сот­ни ви­дов мо­ле­кул, в т. ч. мно­го­атом­ных. Бы­ли об­на­ру­же­ны мощ­ные при­род­ные ма­зе­ры, ра­бо­таю­щие на мо­ле­ку­лах $\ce{OH, H2O}$ и др. Вне­ат­мо­сфер­ные ис­сле­до­ва­ния в ульт­ра­фио­ле­то­вом диа­па­зо­не при­ве­ли в 1970-х гг. к от­кры­тию в Га­лак­тике неск. 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 центр. во­про­сов фи­зи­ки меж­звёзд­ной сре­ды к кон. 20 в. ста­ло изу­че­ние иду­щих в ней про­цес­сов ро­ж­де­ния звёзд. Ус­та­нов­ле­но, что звез­до­об­ра­зо­ва­ние про­ис­хо­дит в ги­гант­ских мас­сив­ных га­зо­во-пы­ле­вых ком­плек­сах вслед­ст­вие воз­ник­но­ве­ния в них гра­ви­тац. не­ус­той­чиво­сти (кри­те­рий ко­то­рой най­ден Дж. Х. Джин­сом ещё в 1902). Ис­сле­до­ва­ние про­цес­са звез­до­об­ра­зо­ва­ния в на­шей и др. 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 совр. дан­ным, рас­стоя­ние от Солн­ца до цен­тра Га­лак­ти­ки – 8 кпк, или 27 тыс. све­то­вых лет, пе­риод его об­ра­ще­ния (га­лак­тич. год) – ок. 230 млн. лет. Бóльшая часть не­по­сред­ст­вен­но на­блю­дае­мо­го (све­тя­ще­го­ся) ве­ще­ст­ва в Га­лак­ти­ке со­сре­до­то­че­на в звёз­дах, чис­ло ко­то­рых по­ряд­ка 10¹¹. Мас­са меж­звёзд­ной сре­ды со­став­ля­ет ок. 10% от сум­мар­ной мас­сы звёзд. В Га­лак­ти­ке вы­де­ля­ют три со­став­ляю­щие – диск (звёзд­ное на­се­ле­ние I плюс тон­кий га­зо­во-пы­ле­вой слой меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва), сфе­ри­чес­кая со­став­ляю­щая (звёзд­ное на­се­ле­ние II) и тём­ное га­ло (те­ла и/или час­ти­цы не­из­вест­ной при­ро­ды, при­сут­ст­вие ко­то­рых вы­яв­ля­ет­ся толь­ко по их гра­ви­та­ции). В дис­ке Га­лак­ти­ки ро­ж­де­ние звёзд про­дол­жа­ет­ся и в на­ше вре­мя (темп звез­до­об­ра­зо­ва­ния ок. 1 мас­сы Солн­ца в год). Ро­див­шие­ся в га­зо­во-пы­ле­вых ком­плек­сах звёз­ды об­ра­зу­ют рас­се­ян­ные звёзд­ные ско­п­ле­ния и звёзд­ные ас­со­циа­ции. К сфе­ри­чес­кой со­став­ляю­щей Га­лак­ти­ки от­но­сит­ся так­же ок. 150 ша­ро­вых звёзд­ных ско­п­ле­ний. Изу­че­ние звёзд­ных ско­п­ле­ний в 1930–50-х гг. да­ло проч­ную на­блю­да­тель­ную ос­но­ву и од­но­вре­мен­но ста­ло тес­том тео­рии эво­лю­ции звёзд. В га­ло Га­лак­ти­ки, су­ще­ство­ва­ние ко­то­ро­го бы­ло ус­та­нов­ле­но в кон. 20 в., со­сре­до­то­че­на бó льшая часть мас­сы Га­лак­ти­ки. Что пред­став­ля­ет со­бой ве­ще­ст­во га­ло – не­из­вест­но. Оно не све­тит­ся ни в ка­ком диа­па­зо­не и по­то­му по­лу­чи­ло на­зва­ние тём­ной ма­те­рии. Вы­яс­не­ние её при­ро­ды – од­на из важ­ных не­ре­шён­ных за­дач А. В са­мом цен­тре Га­лак­ти­ки на­хо­дит­ся мас­сив­ное (ок. 3·10⁶ масс Солн­ца) ком­пакт­ное те­ло, по об­ще­при­ня­той точ­ке зре­ния, – чёр­ная ды­ра.

Физика внегалактических объектов

Га­лак­ти­ки трёх осн. мор­фо­ло­гич. ти­пов – эл­лип­ти­че­ские, спи­раль­ные и не­пра­виль­ные – силь­но от­ли­ча­ют­ся по содер­жа­нию в них меж­звёзд­но­го га­за (мень­ше все­го его в эл­лип­ти­че­ских, боль­ше все­го в не­пра­виль­ных га­лак­ти­ках) и по ин­тен­сив­но­сти про­цес­са звез­до­обра­зо­ва­ния в них. В эво­лю­ции га­лак­тик важ­ную роль иг­ра­ет их взаи­мо­дей­ст­вия, столк­но­ве­ния и да­же слия­ния (см. Взаи­мо­дей­ству­ющие га­лак­ти­ки). Изу­че­ние мор­фо­ло­гии га­лак­тик в со­пос­тав­ле­нии с со­ста­вом их звёзд­но­го на­се­ле­ния – од­на из ак­тив­но раз­ви­ваю­щих­ся об­лас­тей вне­га­лак­тич. ис­сле­до­ва­ний. Важ­ное от­кры­тие сде­ла­но при изу­че­нии вра­ще­ния спи­раль­ных га­лак­тик по эф­фек­ту До­п­ле­ра (как в оп­тич. диа­па­зо­не, так и по ра­дио­ли­нии ней­траль­но­го во­до­ро­да с дли­ной вол­ны 21 см). Ока­за­лось, что в га­лак­ти­ках сум­мар­ная мас­са звёзд со­став­ля­ет все­го неск. 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 кон. 20 в. под­твер­жде­но ещё неск. ме­то­да­ми, в ча­ст­но­сти на­блю­де­ния­ми гра­ви­тац. лин­зи­ро­ва­ния из­лу­че­ния да­лё­ких га­лак­тик и ква­за­ров.

Дав­няя за­да­ча ис­сле­до­ва­ния га­лак­тик – объ­яс­не­ние при­ро­ды спи­раль­ных вет­вей. Счи­та­ет­ся, что они пред­став­ля­ют со­бой вол­ны плот­но­сти, пе­ре­ме­ща­ющие­ся по вра­щаю­ще­му­ся звёзд­но­му дис­ку га­лак­ти­ки. В них идёт ак­тив­ный про­цесс звез­до­об­ра­зо­ва­ния. Од­на из ак­ту­аль­ных про­блем А. – изу­че­ние про­цес­сов, про­ис­хо­дя­щих в яд­рах га­лак­тик. В яд­рах эл­лип­тич. и спи­раль­ных га­лактик на­хо­дят­ся сверх­мас­сив­ные (10⁶– 3·10⁹ масс Солн­ца) ком­пакт­ные объ­ек­ты, по всем при­зна­кам – чёр­ные ды­ры. В не­по­средств. 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 гра­ви­тац. 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 (см. Ак­тив­ные яд­ра га­лак­тик).

Га­лак­ти­ки рас­пре­де­ле­ны в про­стран­ст­ве не­рав­но­мер­но, об­ра­зуя груп­пы и ско­п­ле­ния (с чис­лом чле­нов от не­сколь­ких до ты­сяч), а так­же ги­гант­ские пус­то­ты – вой­ды раз­ме­ром в де­сят­ки ме­га­пар­сек. На­ша Га­лак­ти­ка на­хо­дит­ся на пе­ри­фе­рии бо­га­то­го ско­п­ле­ния га­лак­тик, на рас­стоя­нии ок. 15 Мпк (ок. 50 млн. све­то­вых лет) от его цен­тра. В меж­га­лак­тическом про­стран­ст­ве в ско­п­ле­ни­ях га­лак­тик име­ет­ся край­не раз­ре­жен­ный (1 атом на неск. ку­бич. мет­ров) го­ря­чий (с темп-рой 10⁷–10⁸ К) газ, ко­то­рый был об­на­ру­жен по его рент­ге­нов­ско­му из­лу­че­нию. Мас­са меж­га­лак­тич. 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 (1915). Ис­хо­дя из от­кры­тых им фун­дам. урав­не­ний, свя­зы­ваю­щих рас­пре­де­ле­ние ма­те­рии с гео­мет­рич. свой­ст­ва­ми про­стран­ст­ва и хо­дом вре­ме­ни, в 1917 Эйн­штейн по­стро­ил ста­тич. мо­дель Все­лен­ной. В 1922 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 Э. Хаббл ус­та­но­вил, что лю­бые две га­лак­ти­ки, раз­де­лён­ные дос­та­точ­но боль­шим рас­стоя­ни­ем, уда­ля­ют­ся друг от дру­га со ско­ро­стью, про­пор­цио­наль­ной это­му рас­стоя­нию (Хабб­ла за­кон). Из-за опи­сы­вае­мо­го за­ко­ном Хабб­ла об­ще­го рас­ши­ре­ния про­стран­ст­ва ли­нии в спек­трах да­лё­ких объ­ек­тов – га­лак­тик и ква­за­ров – сме­ще­ны в крас­ную сто­ро­ну за счёт эф­фек­та До­п­ле­ра. Т. о., тео­рия рас­ши­ря­ющей­ся Все­лен­ной по­лу­чи­ла на­блю­да­тель­ное под­твер­жде­ние. В 1946 Дж. Га­мов вы­дви­нул кон­цеп­цию го­ря­чей Все­лен­ной, со­глас­но ко­то­рой на ран­них эта­пах рас­ши­ре­ния, вско­ре по­сле сво­его ро­ж­де­ния (т. н. Боль­шой взрыв), Все­лен­ная бы­ла очень го­ря­чей и в ней из­лу­че­ние до­ми­ни­ро­ва­ло над ве­ще­ст­вом. При рас­ши­ре­нии темп-ра па­да­ла, и с не­ко­торо­го мо­мен­та про­стран­ст­во ста­ло для из­лу­че­ния прак­ти­че­ски про­зрач­ным. Из­лу­че­ние, со­хра­нив­шее­ся от это­го мо­мен­та эво­лю­ции (мик­ро­вол­но­вое фо­но­вое из­лу­че­ние, или ре­лик­то­вое из­лу­че­ние), рав­но­мер­но за­пол­ня­ет всю Все­лен­ную до сих пор. Из-за кос­мо­ло­гич. рас­ши­ре­ния темп-ра это­го из­лу­че­ния про­дол­жа­ет па­дать. В на­стоя­щее вре­мя она со­став­ля­ет 2,7 К. Ре­лик­то­вое из­лу­че­ние бы­ло от­кры­то в 1965 (А. Пен­зи­ас, Р. Виль­сон). В 1992 в рас­пре­де­ле­нии ин­тен­сив­но­сти ре­лик­то­во­го из­лу­че­ния по не­бу бы­ли от­кры­ты пред­ска­зан­ные тео­ре­ти­че­ски не­боль­шие флук­туа­ции, не­су­щие ин­фор­ма­цию о ран­ней Все­лен­ной. Их изу­че­ние да­ло важ­ные для кос­мо­ло­гии ре­зуль­та­ты. В 1998 ис­сле­до­ва­ние вспы­шек сверх­но­вых в пре­дель­но да­лёких га­лак­ти­ках при­ве­ло к не­ожи­дан­но­му от­кры­тию, выз­вав­ше­му кар­ди­наль­ный пе­ре­смотр пред­став­ле­ний о ди­на­ми­ке рас­ши­ре­ния Все­лен­ной и о ро­ли в ней обыч­ной ма­те­рии. Бы­ло ус­та­нов­ле­но, что в на­стоя­щее вре­мя Все­лен­ная рас­ши­ря­ет­ся ус­ко­рен­но. Агент, вы­зы­ваю­щий это ус­ко­ре­ние, по­лу­чил на­зва­ние тём­ной энер­гии. В от­ли­чие от обыч­но­го ве­ще­ст­ва, она соз­да­ёт от­ри­ца­тель­ное дав­ле­ние. При­ро­да тём­ной энер­гии по­ка не­из­вест­на. В мас­су Все­лен­ной ок. 70% вно­сит тём­ная энер­гия, 27% – тём­ная ма­те­рия не­из­вест­ной при­ро­ды и все­го 3% обес­пе­чи­ва­ет­ся обыч­ным (ба­ри­он­ным) ве­ще­ст­вом, из ко­то­рых лишь ок. 0,5% да­ют звёз­ды. Воз­раст Все­лен­ной – 14 млрд. лет. К нач. 21 в. кос­мо­ло­гия ста­ла наи­бо­лее бы­ст­ро раз­ви­ваю­щей­ся об­ла­стью ас­т­ро­фи­зи­ки.