Астрономия — это наука, которая изучает небесные тела, их движение, строение, а также системы, образованные ими. Это древнейшая область знания: истоки астрономии теряются в глубине веков.

Можно сказать, что она эволюционировала вместе с человечеством. И сегодня астрономия не стоит на месте. Пользуясь новейшими технологиями, ученые постоянно уточняют и дополняют уже сложившиеся теории. Самые громкие открытия последних лет часто бывали связаны с теми явлениями, что изучают астрофизики. На полную мощность используя достижения в области техники, астрономы неизбежно сталкиваются с ограниченностью человеческого разума. Астрофизика — раздел астрономии, пожалуй, чаще других сталкивающийся с фактами, которые пока невозможно объяснить. Ученые, работающие под ее знаменем, пытаясь найти ответы на все более сложные вопросы, тем самым стимулируют технический прогресс. О том, что изучают астрофизики, что им уже удалось узнать и какие загадки Вселенная им предлагает сегодня, и пойдет речь ниже.

Особенности

Астрофизика занимается определением физических характеристик и их взаимодействия. В своих теориях она опирается на знания о законах природы, накопленные наукой в процессе изучения свойств материи на Земле.
Ученые-астрофизики сталкиваются с существенными ограничениями в своей работе. В отличие от коллег, изучающих микромир или макрообъекты в условиях Земли, они не могут проводить эксперименты. Многие из сил, действующих в космосе, проявляют себя лишь на огромном расстоянии или при наличии гигантских по массе и объему объектов. В лаборатории такое взаимодействие не изучишь, поскольку невозможно создать необходимые условия. Общая астрофизика в основном имеет дело с результатами пассивного наблюдения.

В таких условиях трудно себе представить получение данных об объектах. Непосредственного измерения нужных параметров в силу невозможности экспериментов в этом разделе астрономии не существует. В таком случае что изучают астрофизики и на чем основывают свои выводы? Главный источник информации для ученых в подобных условиях — анализ электромагнитных волн, которые излучают небесные тела.

С чего все начиналось

Астрономия — это наука, которая изучает небесные тела с незапамятных времен, однако такой раздел, как астрофизика, был в ней далеко не всегда. Фактически свое становление он начал в 1859 году, когда Г. Кирхгоф и Р. Бунзен по завершении серии экспериментов установили, что любой химический элемент обладает уникальным линейчатым спектром. Это означало, что по спектру небесного тела можно судить о его химическом составе. Так зародился спектральный анализ, а вместе с ним появилась и астрофизика.

Значимость

В 1868 году только что созданный метод сделал возможным обнаружение нового химического элемента - гелия. Его открыли во время наблюдения полного солнечного затмения и изучения хромосферы светила.

Современная астрофизика также во многом базируется на данных Усовершенствованная технология позволяет получать сведения практически обо всех характеристиках небесных тел, а также межзвездного пространства: температуре, составе, поведении атомов, напряжении магнитных полей и так далее.

Невидимое излучение

Существенно расширило возможности астрофизики открытие радиоизлучения. Его регистрация позволила изучать холодный газ, наполняющий межзвездное пространство и испускающий невидимый для глаза свет, а также процессы, протекающие в далеких пульсарах и нейтронных звездах. Огромное значение для всей астрономии имело открытие ставшего подтверждением складывавшейся в это время теории большого взрыва.

Космическая эра подарила астрофизикам новые возможности. Стали доступными ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение, путь к Земле которым преграждает атмосфера. Телескопы, созданные с учетом новых открытий, позволили обнаружить горячий газ в скоплениях галактик, нейтронных звезд, некоторые характеристики черных дыр.

Проблемы астрофизики

Современная наука шагнула далеко вперед по сравнению с тем состоянием, в котором она пребывала в конце 19 века. Сегодня астрофизики пользуются всеми новейшими достижениями в области регистрации электромагнитного излучения и получения на их основе данных об удаленных объектах. Однако нельзя сказать, что этот раздел астрономии абсолютно беспрепятственно движется по пути изучения Вселенной. Условия, складывающиеся в далеком космосе, подчас настолько трудны для регистрации и понимания, что интерпретация полученных данных о тех или иных объектах затруднительна.

В окрестностях черной дыры, недрах нейтронных звезд и их магнитных полях могут проявляться новые физические свойства материи. Невозможность даже приблизительно воспроизвести экстремальные или предельные условия, в которых происходят подобные космические процессы, формирует основные сложности астрофизики.

Модель Вселенной

Одна из важнейших задач современной астрономии — понять, как развивается необъятный космос. На сегодняшний день существует две основные версии: открытая и закрытая Вселенная. Первая подразумевает постоянное и неограниченное расширение. В этой модели расстояние между галактиками только увеличивается, и спустя какое-то время космос станет безжизненной пустыней с редкими островками твердой материи. Другой вариант предполагает, что на смену расширению, которое для большинства является бесспорным фактом, придет фаза сжатия Вселенной. Однозначного ответа на вопрос о том, какая теория верна, пока нет. Более того, появляются открытия, значительно усложняющие понимание будущего Вселенной и вносящие определенный хаос в, казалось бы, стройную картину. К ним относится, например, обнаружение и энергии.

Черные дыры, гамма-всплески

Среди всего того, что изучают астрофизики, есть ряд объектов с особым налетом таинственности. Они также относятся к основным проблемам этого раздела астрономии. В их число входят черные дыры, многие физические процессы в пространстве которых совершенно не изучены, и гамма-всплески. Последние представляют собой выброс огромного количества энергии, импульсы гамма-излучения. Природа их тоже до конца не ясна.

Понимание подобных объектов и явлений может существенно изменить наше представление об устройстве Вселенной и законах космоса. Именно постоянное соприкосновение с тайнами мироздания и делает астрофизику передним краем науки, одновременно высвечивающей ограниченность современных знаний и стимулирующей дальнейшее их развитие. Можно сказать, что этот раздел астрономии стал своеобразным маркером прогресса: каждое открытие знаменует собой победу человеческого разума над еще одной тайной.

АСТРОФИЗИКА

Основы теоретической астрофизики

Методы практической астрофизики

Краткие исторические сведения

Современные проблемы астрофизики

А.- раздел астрономии, изучающий физ. состояние и хим. состав небесных тел и их систем, межзвёздной и межгалактич. сред, а также происходящие в них процессы. Осн. разделы А.: физика планет и их спутников, физика Солнца, физика звёздных атмосфер, межзвёздной среды, теория внутр. строения звёзд 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 А.

В отличие от физика-экспериментатора астрофизик-наблюдатель не имеет возможности влиять на ход изучаемого им процесса. Тем не менее он может делать вполне определ. заключения, сравнивая между собой сходные явления, происходящие на MH. небесных объектах. Более того, А. изучает свойства и поведение вещества в условиях, к-рые зачастую не могут быть реализованы в земных лабораториях, и это способствует углублению представлений о закономерностях строения и эволюции окружающего нас мира и его отд. частей. Так, изучение спектров газовых туманностей , вещество и излучение в к-рых находятся в исключительно разреженном состоянии, привело к открытию метастабильных уровней энергии атомов, возможностей переходов между близкими весьма высокими энергетич. уровнями в атомах водорода, гелия и др. Изучение белых карликов и пульсаров привело к выводу, что вещество звёзд может находиться в состояниях, принципиально отличных от известных нам, а его плотность может достигать плотности атомного ядра. Установление же природы источников энергии звёзд поставило вопрос о практич. реализации управляемого термоядерного синтеза на Земле.

Основы теоретической астрофизики

При разработке теорий и моделировании явлений, наблюдающихся во Вселенной, теоретич. А. использует законы и методы теоретич. физики, в частности законы теплового излучения, установленные для абс. чёрного тела, теорию атомных спектров, ф-лы Л. Больцмана (L. Boltzmann) и M. Саха (M. Saha) для определения кол-ва атомов, находящихся соответственно в возбуждённом и ионизованном состояниях, ф-лу Дж. К. Максвелла (J. С. Maxwell) для описания распределения атомов по скоростям, а также ф-лу К. Доплера (Ch. Doppler), позволяющую по смещению длины волны в спектре звёзд или галактик найти лучевую скорость их движения относительно наблюдателя или, изучая профили спектральных линий, определить физ. характеристики атмосфер звёзд и планет.

Долгое время при построении моделей звёзд и их атмосфер принимались во внимание лишь два фактора - тяготение и упругость газа. В кон. 40-х гг. 20 в. стала очевидной необходимость учёта эл--магн. сил. Ими, в частности, определяются состояние внеш. слоев Солнца, структура его короны, динамика протуберанцев , существование солнечных пятен и, главное, такие мощные процессы, как вспышки на Солнце . Осн. идеи магнитной гидродинамики сформулированы в 1942 X. Альвеном (H. Alfven), он же установил существование магнитогидродинамич. волн. Ныне космич. - один из важнейших разделов теоретич. А.

В сер. 20 в. было установлено, что существует ещё один фактор, существенно влияющий на динамику межзвёздной среды и её энергетич. баланс,- космические лучи (КЛ), т. е. ядра атомов и электроны, ускоренные до субсветовых скоростей. КЛ образуются при вспышках на Солнце, вспышках новых и сверхновых звёзд; по-видимому, мощными ускорителями частиц являются пульсары, квазары и ядра активных галактик.

Исключит. значение для понимания происходящих во Вселенной процессов, для установления природы MH. космич. объектов имел сделанный в сер. 20 в. вывод о том, что регистрируемое наблюдателем излучение может быть нетепловым. Прежде всего, нетепловое эл--магн. излучение генерируется в результате торможения релятивистских электронов в магн. полях (синхротронное излучение) . В космич. пространстве и вблизи нек-рых объектов происходит рассеяние фотонов на релятивистских электронах (обратный комптон-эффект), причём процессы рассеяния могут происходить и на породивших эти фотоны электронах. Нетепловое эл--магн. излучение генерируется также при переходе электронов из одной среды в другую (переходное излучение )и при рассеянии плазменных волн, в частности продольных плазмонов ,на релятивистских электронах. Теория этих процессов уже достаточно разработана, в частности благодаря успехам плазменной А., задачей к-рой является анализ поведения плазмы в разл. астрофиз. объектах.

И, наконец, важная составная часть теоретич. А.- ядерная астрофизика ,изучающая и радиоактивный распад неустойчивых ядер в звёздах и др. космич. объектах, в результате к-рых происходит выделение энергии и образование хим. элементов. Одним из продуктов ядерных реакций являются нейтрино и , к-рые практически беспрепятственно уходят из ядра звезды в космич. пространство, унося с собой часть освободившейся энергии. Установлено, что на определ. этапе жизни звезды, если только её масса превышает нек-рый предел, эти потери на высвечивание нейтрино могут быть столь большими, что равновесие звезды нарушается и происходит гравитационный коллапс ,итогом к-рого является вспышка сверхновой с образованием нейтронной звезды или чёрной дыры .

Методы практической астрофизики

Астрофиз. наблюдения и исследования проводятся на астр. обсерваториях с помощью оптич. телескопов (как рефракторов, так и рефлекторов, диаметры зеркал у последних достигают 4-6 м). Планируется создание гигантских мультизеркальных наземных телескопов с эквивалентными диаметрами зеркал до 25 м и проницающей силой до 26 m . С выводом на околоземную орбиту телескопов с диаметром зеркал ок. 2,5 м, для наблюдений станут доступными объекты до 29 m .

С сер. 19 в. в А. используется фотографич. метод наблюдений. Фотоэмульсия способна накапливать энергию излучения, на ней одноврем. могут быть зафиксированы сотни и тысячи светил. Однако теоретич. действующий (ДКВ) совр. фотоэмульсий не превышает 4%, в астрофотометрии он составляет ок. 0,1%, что существенно затрудняло изучение слабых источников света, особенно их спектров.

С сер. 20 в. широко используются в А. фотоэлектрич. приёмники излучения. С 1953 измерение блеска звёзд, звёздных скоплений, галактик и квазаров проводится с помощью широкополосных светофильтров - ультрафиолетового (U) , синего (В )и жёлтого (V )(трёхцветная фотометрич. система UBV) . В последующем система была расширена в далёкую ИК-часть спектра. Фотоэлектрич. метод с применением светофильтров даёт возможность судить о распределении энергии в отдельных спектральных интервалах и в нек-рой степени заменяет спектральные наблюдения. При этом если перед камерой установлена призма или . решётка, то регистрация излучения от объекта проводится одноврем. в неск. интервалах длин волн.

В качестве усилителей яркости изображения (в 10 4 - 10 7 раз) используются простые и каскадные электронно-оптич. преобразователи (ЭОП) и электронные камеры. Активно внедряются для нужд А. волоконная оптика, твердотельные приёмники излучения и др. Широкое применение в А. нашла телевиз. астрофотометрия. ДКВ телевиз. системы в неск. десятков раз больше, чем у обычной фотоэмульсии. При этом, в частности, используются аналого-цифровые системы, в к-рых видеосигнал преобразуется в цифровой код и затем поступает в ЭВМ. Телевиз. приёмники излучения позволяют проводить изучение слабых источников, в т. ч. осуществлять патруль вспышек сверхновых в др. галактиках, причём за одно ночное наблюдение становится возможным получить неск. десятков и даже сотен фотографий этих объектов. По-видимому, использование телевиз. аппаратуры на больших телескопах позволит вскоре измерять блеск слабых звёзд (до 24 m) при экспозиции всего 1-2 ч.

С кон. 40-х гг. 20 в. началось развитие радиофиз. методов, благодаря к-рым стало доступным для изучения космич. эл--магн. излучение в интервале от дека-метровых до субмиллиметровых волн, т. е. в диапазоне длин волн в 2500 раз более широком, чем оптический. Благодаря освоению радиодиапазона открыты многочисл. источники нетеплового радиоизлучения - радиогалактики и квазары, импульсные источники радиоизлучения - пульсары, проведено изучение распределения нейтрального и ионизованного водорода в нашей и др. галактиках. Выведение за пределы атмосферы на ИСЗ и автоматич. межпланетных станциях (AMC) детекторов КВ-излучения сделало возможным изучение космич. объектов в УФ-, рентгено- и гамма-диапазонах. Открыты неск. сотен источников рентг. излучения (в т. ч. импульсные - барстеры) , зарегистрированы мощные гамма-всплески ,природа к-рых окончательно не Установлена.

Краткие исторические сведения

Первыми астрофиз. исследованиями можно считать введение Гиппархом (2 в. до н. э.) понятия звездная величина и разделение видимых невооружённым глазом звёзд на 6 классов в зависимости от их блеска. Ряд астрофиз. сведений получен после изобретения в 1609, Г. Галилеем (G. Galilei) телескопа: сформированы определ. представления о природе поверхности Луны (Галилей), осуществлены первые опыты разложения солнечного света стеклянной призмой (И. Ньютон, 1662) и первые наблюдения спектра Венеры (Ньютон, 1669), установлено наличие плотной атмосферы у Венеры (M. В. Ломоносов, 1761), сформулированы законы фотометрии [И. Ламберт (J. H. Lambert), 1760], проведены систематич. наблюдения неск. переменных звезд , в т. ч . открыта переменность звезды 8 Цефея [Дж. Гудрайк (J. Goodricke), 1794].

Подлинная история А. началась с 1802, когда У. Волластон (W. Wollaston) обнаружил, что спектр Солнца пересечён тёмными линиями. В 1814 Й. Фраунгофер (J. Fraunhofer) детально описал неск. сотен тёмных линий солнечного спектра и установил, что они присущи также спектру Луны и планет, причём положение одной из них совпадает с линией масляного пламени. Методы спектрального анализа были развиты в 1859-62 Г. Кирхгофом (G. Kirchhoff) и P. Бунзеном (R. Bunsen). В 1868 Дж. H. Локьер (J. N. Lockyer) обнаружил в спектре хромосферы Солнца линию ранее неизвестного элемента - гелия. В 1863 А. Секки (A. Secchi) начал систематизацию звёзд по особенностям их спектров. В 1-й четв. 20 в. построены модели атмосфер звёзд с учётом лучистого переноса энергии и сформулирован критерий конвективной неустойчивости [К. Шварцшильд (К. Schwarzschild) и А. Шустер (A. Schuster), 1905], дано объяснение спектральной последовательности звёзд на основе теории атомов [Э. Милн (E. Milne), M. Саха, 1921-23], установлен принцип инвариантности в теории переноса излучения и созданы основы точных методов этой теории [В. А. Амбарцумян, В. В. Соболев, С. Чандрасекар (S. Chandrasekhar), 1943-49].

В 1869 Дж. X. Лейн (J. H. Lane), исходя из представления, что Солнце - огромный газовый шар, в к-ром давление возрастает по направлению к центру, впервые оценил темп-ру его поверхности, а в 1878-83 А. Риттер (G. A. D. Ritter) выполнил серию работ по теории гравитац. равновесия и пульсации газовых шаров. Вскоре была построена теория политропных газовых шаров , сформулирована полная система ур-ний теории внутр. строения звёзд [А. Эддингтон (A. S. Eddington), 1916]. В 1934 была высказана гипотеза о возможности существования нейтронных звёзд [В. Бааде (W. Baade), Ф. Цвикки (F. Zwicky)]. затем проведены первые расчёты моделей нейтронных звёзд, выяснена принципиальная возможность гравитац. коллапса [Г. Волков (G. M. Volkoff), P. Оппенгеймер (R. Oppenheimer), X. Снайдер (H. Snyder), 1938-39], заложены основы теории термоядерных реакции в звёздах и построены первые модели звёзд, в т. ч. красных гигантов, с учётом термоядерных реакций [Г. Гамов, С. Чандрасекар, M. Шварцшильд (M. Schwarzschild) и др., 1941-45], исследованы строение и энергетика белых карликов , установлен механизм пульсаций цеферид (С. А. Жевакин, 1953), открыты пульсары [А. Хьюиш (A. Hewish) и др., 1967], а в 1974 - глобальные колебания Солнца с периодом 160 мин (А. Б. Северный с сотрудниками).

При изучении межзвёздной среды был установлен критерий гравитационной неустойчивости [Дж. Джине (J. H, Jeans), 1902], отождествлены запрещённые линии в спектрах туманностей [А. Боуэн (I. S. Bowen), 1927], подтверждён сделанный ещё в 1847 В. Я. Струве вывод о в межзвеодной среде , разработана теория свечения планетарных и газовых туманностей [В. А. Амбарцумян, Г. Занстра (H. Zanstra), 1931-34], открыто существование зон ионизованного водорода вокруг горячих звёзд [Б. Сдрёмгрен (В. G. D. Stromgren), 1939], предсказано радиоизлучение нейтрального водорода на волне 21 см и рекомбинац. излучение ионизованного водорода (H. С. Кардашёв, 1959; см. Рекомбинационные радиолинии ),сыгравшие исключительно важную роль в изучении распределения нейтрального и ионизованного водорода в нашей и др. галактиках; предсказана возможность наблюдений в радиодиапазоне линий, принадлежащих молекулам межзвёздного пространства (И. С. Шкловский, 1949), дана интерпретация нетеплового радиоизлучения Галактики как синхротронного излучения (X. Альвен, В. Л. Гинзбург, И. С. Шкловский и др., 1950-52).

В 1912 были начаты измерения красных смещений линий в спектрах "спиральных туманностей" [В. Слайфер (V. M. Slipher)], было доказано, что эти объекты являются на самом деле гигантскими звёздными системами - галактиками [Э. Хаббл (E. P. Hubble), 1924], установлено расширение наблюдаемого мира галактик со скоростями, прямо пропорциональными их расстояниям от наблюдателя (Э. Хаббл, 1929), на основе общей теории относительности разработана теория расширяющейся Вселенной (А. А. Фридман, 1922). В 60-х гг. открыты квазизвёздные радиоисточники - квазары , квазизвёздные галактики - квазаги (А. Сандидж), реликтовое радиоизлучение , послужившее подтверждением модели "горячей Вселенной" (Г. Гамов, Я. Б. Зельдович и др.).

Современные проблемы астрофизики

Начиная с 60-х гг. 20 в. при помощи аппаратуры, установленной на ИСЗ и AMC, были получены важные сведения о планетах Солнечной системы и их спутниках, в частности о физ. состоянии и хим. составе атмосфер и поверхностных слоев двух ближайших планет - Венеры и Марса, подробно исследован спутник Земли - Луна, существенно углублены представления о природе процессов, происходящих на поверхности и в недрах Солнца и др. звёзд, в межзвёздной среде и в мире галактик. Одна из важнейших проблем совр. А.- разработка теории гидромагнитного динамо с целью объяснения солнечного магнетизма, в т. ч. механизма генерации и усиления магн. поля во внутр. слоях Солнца, механизмов формирования и поддерживания устойчивости солнечных пятен, колебания полярности с периодом в 22 года. В 60-х гг. на основе теории токовых слоев удалось сделать первые шаги в объяснении солнечных вспышек, динамики протуберанцев и солнечной короны в целом. Пока нельзя считать полностью решённой проблему солнечных нейтрино, а следовательно и внутр. строения Солнца.

Располагающиеся на краях нек-рых газовых туманностей источники мощного излучения в отд. линиях молекул межзвёздного газа - космические мазеры (см. Мазерный эффект -)служат доказательством происходящих и в наше время процессов звездообразования в Галактике. С помощью быстродействующих ЭВМ удалось создать "сценарии" эволюции звёзд от начала сжатия фрагмента газопылевого облака (протозвезды) до её заключит. стадии - медленного сброса звездой оболочки (стадия планетарной туманности )и образования белого карлика или (при большой массе звезды) вспышки сверхновой с образованием нейтронной звезды (или чёрной дыры). Однако пока существует полная неясность относительно деталей процесса перемешивания вещества на конвективной стадии сжатия протозвезды, не исследована роль вращения и магн. полей облака, окончательно не установлен верх. предел массы устойчивой нейтронной звезды. Не разработан в деталях механизм ускорения частиц в пульсарах. Пока нет объяснения активности ядер галактик, неясной остаётся природа квазаров. Требует уточнения вопрос о природе ядра нашей Галактики как двойной сверхмассивной системы (двойная чёрная дыра или чёрная дыра и компактное звёздное скопление), активно взаимодействующей с окружающими её звёздами.

В релятивистской А. до конца не решены вопросы о барионной асимметрии Вселенной , о величине отношения числа ядер и электронов к числу фотонов, о роли нейтрино, а возможно, и других пока неизвестных частиц в образовании наблюдаемой структуры Вселенной, состояния вакуума и фазовых переходов в эволюции горячей Вселенной.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 3 изд., M., 1977; его же, Курс общей астрофизики, 3 изд., M., 1979; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, 3 изд., M., 1985; Гинзбург В. Л., Современная астрофизика, M., 1970; его же, Теоретическая физика и астрофизика, M, 1975; Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Теория тяготения и , M., 1971; их же, Строение и эволюция Вселенной, M., 1975; Ленг К., Астрофизические формулы, ч. 1-2, пер. с англ., M., 1978; На переднем крае астрофизики, пер. с англ., M., 1979; Имшенник В. С., Hадёжин Д. К., Конечные стадии эволюции ввеад и вспышки сверхновых, в кн.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 21, M., 1982; Зельдович Я. Б., Структура Вселенной, там же, т. 22, M., 1983. И. А. Климишин .

— 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.

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.