
АСТРОФИ́ЗИКА
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
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.