Астрономията е наука, която изучава небесните тела, тяхното движение, структура, както и образуваните от тях системи. Това е най-древната област на знанието: произходът на астрономията се губи в дълбините на вековете.

Можем да кажем, че еволюира заедно с човечеството. И днес астрономията не стои неподвижна. Възползвам се най-новите технологии, учените непрекъснато уточняват и допълват вече създадени теории. Най-известните открития през последните години често са свързани с явленията, които астрофизиците изучават. Използвайки напредъка на технологиите в пълния им потенциал, астрономите неизбежно се сблъскват с ограниченията на човешкия ум. Астрофизиката е клон на астрономията, който може би по-често от други се сблъсква с факти, които все още не могат да бъдат обяснени. Учените, работещи под неговото знаме, се опитват да намерят отговори на все по-сложни въпроси, като по този начин стимулират технологичния прогрес. Какво изучават астрофизиците, какво вече са успели да научат и какви загадки им предлага Вселената днес, ще разгледаме по-долу.

Особености

Астрофизиката се занимава с определянето на физическите характеристики и техните взаимодействия. В своите теории тя разчита на знанията за законите на природата, натрупани от науката в процеса на изучаване на свойствата на материята на Земята.
Астрофизиците са изправени пред значителни ограничения в работата си. За разлика от колегите си, които изучават микросвета или макрообектите в земни условия, те не могат да провеждат експерименти. Много от силите, действащи в космоса, се проявяват само на големи разстояния или в присъствието на обекти с гигантска маса и обем. Такова взаимодействие не може да бъде изследвано в лабораторията, тъй като е невъзможно да се създадат необходимите условия. Общата астрофизика се занимава главно с резултатите от пасивното наблюдение.

При такива условия е трудно да си представим получаване на данни за обекти. Поради невъзможността за експерименти в този клон на астрономията не съществуват директни измервания на необходимите параметри. В този случай какво изучават астрофизиците и на какво базират заключенията си? Основният източник на информация за учените в такива условия е анализът на електромагнитните вълни, които излъчват небесните тела.

Където започна всичко

Астрономията е наука, която изучава небесните тела от незапомнени времена, но такъв раздел като астрофизиката не винаги е бил в нея. Всъщност той започва своето формиране през 1859 г., когато Г. Кирхоф и Р. Бунзен, след завършване на серия от експерименти, установяват, че всеки химичен елемент има уникален линеен спектър. Това означаваше, че спектърът на небесното тяло може да се използва, за да се прецени неговият химически състав. Така се ражда спектралният анализ, а с него се появява и астрофизиката.

Значение

През 1868 г. новосъздаденият метод дава възможност да се открие нов химичен елемент - хелий. Открито е по време на наблюдение на пълната слънчево затъмнениеи изучаване на хромосферата на звездата.

Съвременната астрофизика също до голяма степен се основава на данни. Подобрената технология дава възможност да се получи информация за почти всички характеристики на небесните тела, както и за междузвездното пространство: температура, състав, поведение на атомите, сила на магнитното поле и т.н.

Невидима радиация

Откриването на радиоизлъчването значително разшири възможностите на астрофизиката. Регистрацията му позволи да се изследва студеният газ, който изпълва междузвездното пространство и излъчва невидима за окото светлина, както и процесите, протичащи в далечни пулсари и неутронни звезди. Откритието, което потвърждава възникващата по това време теория за Големия взрив, е от голямо значение за цялата астрономия.

Космическата ера даде нови възможности на астрофизиците. Станаха достъпни ултравиолетови, рентгенови и гама лъчения, като пътят към Земята беше блокиран от атмосферата. Телескопите, създадени като се вземат предвид новите открития, направиха възможно откриването на горещ газ в клъстери от галактики, неутронни звезди и някои характеристики на черни дупки.

Проблеми на астрофизиката

Съвременната наука е пристъпила много напред в сравнение със състоянието, в което е била в края на 19 век. Днес астрофизиците се възползват от всички най-нови постижения в областта на записването на електромагнитно излъчване и получаването на данни за отдалечени обекти въз основа на тях. Не може обаче да се каже, че този клон на астрономията се движи абсолютно безпрепятствено по пътя на изучаване на Вселената. Условията, които възникват в дълбокия космос, понякога са толкова трудни за записване и разбиране, че интерпретацията на получените данни за определени обекти е трудна.

В близост до черна дупка, вътрешността на неутронните звезди и техните магнитни полета, нови физични свойстваматерия. Невъзможността дори приблизително да се възпроизведат екстремните или ограничаващи условия, в които се случват подобни космически процеси, формира основните трудности на астрофизиката.

Модел на Вселената

Една от най-важните задачи на съвременната астрономия е да разбере как се развива необятният космос. Днес има две основни версии: отворена и затворена Вселена. Първият предполага постоянно и неограничено разширяване. В този модел разстоянието между галактиките само се увеличава и след известно време пространството ще се превърне в безжизнена пустиня с редки острови от твърда материя. Друг вариант предполага, че разширяването, което за повечето е безспорен факт, ще бъде заменено от фаза на свиване на Вселената. Няма ясен отговор на въпроса коя теория е вярна. Освен това се появяват открития, които значително усложняват разбирането за бъдещето на Вселената и внасят известен хаос в една привидно подредена картина. Те включват например откриването на енергия.

Черни дупки, гама-лъчи

Сред всичко, което астрофизиците изучават, има редица обекти със специална нотка на мистерия. Те се отнасят и до основните проблеми на този клон на астрономията. Те включват черни дупки, много от физическите процеси в космоса, които са напълно неизследвани, и гама-лъчи. Последните представляват отделяне на огромни количества енергия, импулси на гама лъчение. Същността им също не е напълно ясна.

разбиране подобни обектии явления могат значително да променят нашето разбиране за структурата на Вселената и законите на космоса. Именно постоянният контакт с тайните на Вселената превръща астрофизиката в водещата наука, която едновременно подчертава ограниченията на съвременното познание и стимулира по-нататъшното му развитие. Можем да кажем, че този клон на астрономията се превърна в своеобразен маркер на прогреса: всяко откритие бележи победата на човешкия ум над друга мистерия.

АСТРОФИЗИКА

Основи на теоретичната астрофизика

Методи на практическата астрофизика

Кратки исторически сведения

Съвременни проблеми на астрофизиката

А. е клон на астрономията, който изучава физиката. състояние и химия състав на небесните тела и техните системи, междузвездни и междугалактически. среди, както и протичащите в тях процеси. Основен раздели А.: физика на планетите и техните спътници, физика на Слънцето, физика на звездните атмосфери, междузвездна среда, вътрешна теория. структурата на звездите и тяхната еволюция. Проблемите на структурата на свръхплътните обекти и свързаните с тях процеси (улавяне на материя от околната среда, акреционни дискове и др.) И проблемите на космологията се разглеждат от релативистичния А.

За разлика от физика експериментатор, астрофизикът-наблюдател няма възможност да влияе върху хода на процеса, който изучава. Въпреки това той може да прави доста определени неща. заключения чрез сравняване на подобни явления, възникващи на MH. небесни обекти. Освен това А. изучава свойствата и поведението на материята при условия, които често не могат да бъдат реализирани в земните лаборатории, и това помага да се задълбочи разбирането на законите на структурата и еволюцията на света около нас и неговите отдели. части. По този начин, изучавайки спектрите на газа мъглявини, материята и радиацията, в които са в изключително разредено състояние, доведе до откриването на метастабилни енергийни нива на атомите, възможността за преходи между близки при много високи енергии. нива във водородни, хелиеви атоми и др. Проучване бели джуджетаИ пулсаридоведе до заключението, че материята на звездите може да бъде в състояния, коренно различни от познатите ни, и нейната плътност може да достигне плътността атомно ядро. Установяването на природата на източниците на звездна енергия повдигна въпроса за практичността. осъществяване на контролиран термоядрен синтез на Земята.

Основи на теоретичната астрофизика

При разработване на теории и моделиране на явления, наблюдавани във Вселената, теоретични. А. използва теоретични закони и методи. физика, по-специално законите на топлинното излъчване, установени за абс. черно тяло, теорията на атомните спектри, формулите на Л. Болцман и М. Саха за определяне на броя на атомите, които са съответно във възбудено и йонизирано състояние, формулите на Дж. С. Максуел (J. C. Maxwell) за описание на разпределението на скоростта на атоми, както и формулата на К. Доплер, която позволява да се намери радиалната скорост на тяхното движение спрямо наблюдателя чрез изместване на дължината на вълната в спектъра на звезди или галактики или чрез изучаване на профилите на спектралните линии, определят физически характеристики на атмосферите на звезди и планети.

Дълго време при конструирането на модели на звезди и техните атмосфери се отчитаха само два фактора - гравитацията и еластичността на газа. В кон. 40-те години 20-ти век необходимостта от отчитане на електроенергията стана очевидна. сила Те, по-специално, определят състоянието на външните условия. слоеве на Слънцето, структурата на неговата корона, динамика изпъкналости, съществуването на слънчеви петна и, най-важното, такива мощни процеси като слънчеви изригвания. Основен идеи магнитна хидродинамикаформулиран през 1942 г. от Х. Алфвен, който също установява съществуването на магнитохидродинамика. вълни В наши дни космически учен. - един от най-важните раздели на теоретичната. А.

Всички Р. 20-ти век Установено е, че има още един фактор, който значително влияе върху динамиката на междузвездната среда и нейната енергия. баланс, - космически лъчи(CL), т.е. атомни ядра и електрони, ускорени до подсветлинни скорости. CRs се образуват по време на слънчеви изригвания, избухвания на нови и свръхнови; Очевидно пулсарите, квазарите и активните галактически ядра са мощни ускорители на частици.

Ще изключи. значение за разбиране на процесите, протичащи във Вселената, за установяване природата на МЗ. пространство обекти бяха направени в средата. 20-ти век заключението, че регистрираното от наблюдателя излъчване може да не е топлинно. На първо място, нетермичен ел-магн. радиацията се генерира в резултат на забавяне на релативистични електрони в магнитно поле. полета ( синхротронно лъчение). В космоса В космоса и в близост до определени обекти фотоните се разпръскват върху релативистични електрони (обратния ефект на Комптън) и процесите на разсейване могат да възникнат и върху електроните, които генерират тези фотони. Нетермичен ел-магн. лъчението се генерира и по време на прехода на електрони от една среда в друга ( преходна радиация) и по време на разсейване на плазмени вълни, по-специално надлъжни плазмонивърху релативистични електрони. Теорията на тези процеси вече е достатъчно развита, по-специално благодарение на успехите на плазмените лазери, чиято задача е да анализират поведението на плазмата при различни условия. астрофизика обекти.

И накрая важно компоненттеоретичен А.- ядрена астрофизика, изучаване на радиоактивния разпад на нестабилни ядра в звездите и др. косм. предмети, в резултат на което се отделя енергия и се образуват химикали. елементи. Един от продуктите на ядрените реакции са неутрино, които излизат почти безпрепятствено от ядрото на звезда в космоса. пространство, отнасяйки със себе си част от освободената енергия. Установено е, че при определени етап от живота на звездата, ако само нейната маса надвишава определена граница, тези загуби, дължащи се на излъчване на неутрино, могат да бъдат толкова големи, че равновесието на звездата да бъде нарушено и гравитационен колапс, резултатът от което е експлозия на свръхнова с образуването неутронна звездаили Черна дупка.

Методи на практическата астрофизика

Астрофиз. се извършват наблюдения и изследвания на астрата. обсерватории, използващи оптични телескопи (както рефрактори, така и рефлектори, като диаметрите на огледалата на последните достигат 4-6 m). Предвижда се създаването на гигантски многоогледални наземни телескопи с еквивалентен диаметър на огледалото до 25 m и проникваща способност до 26 m. С пускането на телескопи с диаметър на огледалото ок. 2,5 м, обекти до 29 м ще станат достъпни за наблюдение.

От сер. 19 век в А. се използва фотографски. метод на наблюдение. Фотоемулсията е способна едновременно да натрупва върху себе си радиационна енергия. Могат да бъдат записани стотици и хиляди светила. Теоретично обаче ток (DKV) модерен фотографски емулсии не надвишава 4% в астрофотометрията е прибл. 0,1%, което значително усложнява изследването на слаби източници на светлина, особено техните спектри.

От сер. 20-ти век широко използвани в А. фотоволтаици. приемници на радиация. От 1953 г. измерванията на яркостта на звездите, звездните купове, галактиките и квазарите се извършват с помощта на широколентови светлинни филтри - ултравиолетови ( U), син ( IN) и жълто ( V) (трицветна фотометрична система UBV). Впоследствие системата беше разширена в далечната инфрачервена част на спектъра. Фотоволтаични Методът, използващ светлинни филтри, позволява да се прецени разпределението на енергията в отделните спектрални интервали и до известна степен замества спектралните наблюдения. Освен това, ако призма или . решетка, тогава регистрацията на радиация от обекта се извършва едновременно. в няколко интервали на дължината на вълната.

Като усилватели на яркостта на изображението се използват прости и каскадни електронно-оптични устройства (10 4 - 10 7 пъти). конвертори (усилвателни тръби) и електронни камери. За нуждите на А. активно се внедряват оптични влакна, твърдотелни приемници на радиация и др. Широко приложениев А. Намерих телевизор. астрофотометрия. Телевизор DKV системи в няколко десетки пъти повече от тази на конвенционалната фотографска емулсия. В този случай се използват по-специално аналогово-цифрови системи, при които видеосигналът се преобразува в цифров код и след това влиза в компютъра. телевизор Радиационните детектори позволяват да се изследват слаби източници, включително патрулиращи експлозии на свръхнови в други галактики, и при едно нощно наблюдение става възможно да се получат няколко. десетки и дори стотици снимки на тези обекти. Очевидно използването на телевизия. оборудването на големи телескопи скоро ще направи възможно измерването на яркостта на слаби звезди (до 24 m) с експозиция само 1-2 часа.

От края 40-те години 20-ти век започва развитието на радиофизиката. методи, благодарение на които Крим стана достъпен за изследване на космоса. ел-магн. лъчение в диапазона от декаметрови до субмилиметрови вълни, т.е. в диапазон на дължина на вълната 2500 пъти по-широк от оптичния. Благодарение на развитието на радиообхвата, многобройни източници на нетермично радиоизлъчване - радиогалактики и квазари, импулсни източници на радиоизлъчване - пулсари, изследвано е разпределението на неутрален и йонизиран водород в нашата и други галактики. Премахване извън атмосферата на сателити и автоматично. междупланетни станции (AMC) Детекторите за HF радиация направиха възможно изследването на космическото пространство. обекти в UV, рентгенови и гама диапазони. Няколко са отворени. стотици рентгенови източници. радиация (включително импулсна - ловци), регистрирани са мощни гама-лъчи, чийто характер не е категорично установен.

Кратки исторически сведения

Първата астрофизика изследване може да се счита за въвеждане от Хипарх (2 век пр. н. е.) на понятието величинаи разделянето на видимите с просто око звезди на 6 класа в зависимост от тяхната яркост. Поредица от астрофизика. информация е получена след изобретяването на телескопа през 1609 г. от Г. Галилей: формирани са определения. идеи за естеството на повърхността на Луната (Галилей), са проведени първите експерименти за разлагане слънчева светлинастъклена призма (I. Newton, 1662) и първите наблюдения на спектъра Венера(Нютон, 1669 г.), установено е наличието на плътна атмосфера близо до Венера (М. В. Ломоносов, 1761 г.), формулирани са законите на фотометрията [I. Ламберт (J. H. Lambert), 1760], извършвана систематично. наблюдения на няколко променливи звезди, вкл. ч. открита звездна променливост 8 Цефей [Дж. Гудрик (J. Goodricke), 1794].

Истинската история на А. започва през 1802 г., когато У. Уоластън открива, че спектърът на Слънцето е пресечен от тъмни линии. През 1814 г. J. Fraunhofer описва подробно няколко. стотици тъмни линии в слънчевия спектър и установи, че те са присъщи и на спектъра на Луната и планетите, като позицията на една от тях съвпада с линията на масления пламък. Методите за спектрален анализ са разработени през 1859-62 г. от Г. Кирхоф и П. Бунзен. През 1868 г. J. N. Lockyer открива линия на неизвестен преди това елемент, хелий, в спектъра на слънчевата хромосфера. През 1863 г. А. Секи започва да систематизира звездите според характеристиките на техните спектри. През 1-вото тримесечие 20-ти век бяха конструирани модели на звездни атмосфери, като се отчита преносът на радиационна енергия и беше формулиран критерий за конвективна нестабилност [K. Schwarzschild и A. Schuster, 1905], е дадено обяснение за спектралната последователност на звездите въз основа на атомната теория [E. Милн (Е. Милн), М. Саха, 1921-23], установява принципа на инвариантността в теорията на преноса на радиация и създава основите на прецизни методи на тази теория [V. А. Амбарцумян, В. В. Соболев, С. Чандрасекар, 1943-49].

През 1869 г. Дж. Х. Лейн, въз основа на идеята, че Слънцето е огромна газова топка, в която налягането се увеличава към центъра, първо оценява температурата на повърхността му, а през 1878-83 г. А. Ритър (G. A. D. Ritter) носи публикува серия от трудове по теория на гравитацията. равновесие и пулсация на газови топки. Скоро е построена теорията на политропните газови топки, формулирана е пълна система от уравнения на вътрешната теория. структура на звездите [A. Едингтън (A. S. Eddington), 1916]. През 1934 г. е изложена хипотеза за възможността за съществуване на неутронни звезди [V. Бааде (W. Baade), Ф. Цвики (F. Zwicky)]. тогава бяха извършени първите изчисления на модели на неутронни звезди, фундаменталната възможност за гравитация колапс [G. Волков (G. M. Volkoff), П. Опенхаймер (R. Oppenheimer), Х. Снайдер (H. Snyder), 1938-39], поставиха основите на теорията за термоядрените реакции в звездите и построиха първите модели на звезди, включително червени гиганти, като се вземат предвид термоядрените реакции [G. Gamow, S. Chandrasekhar, M. Schwarzschild et al., 1941-45], изследвани са структурата и енергията на белите джуджета, установен е механизмът на цеферидните пулсации (S.A. Zhevakin, 1953), открити са пулсари [A. Хюиш (A. Hewish) et al., 1967], а през 1974 г. - глобални трептения на Слънцето с период 160 минути (A. B. Severny и сътр.).

При изучаването на междузвездната среда беше установен критерий гравитационна нестабилност[J. Жан (J. H, Jeans), 1902], идентифицира забранените линии в спектрите на мъглявините [A. Боуен (I. S. Bowen), 1927 г.], беше потвърдено заключението, направено през 1847 г. от В. Я. Струве за междузвездната среда, разработена е теория за сиянието на планетарни и газови мъглявини [В. А. Амбарцумян, Г. Занстра, 1931-34], е открито съществуването на зони от йонизиран водород около горещи звезди [Б. Sdromgren (B. G. D. Stromgren), 1939], прогнозира радиоизлъчване на неутрален водород при вълна от 21 cm и рекомбинация. радиация на йонизиран водород (Н. С. Кардашев, 1959; виж Рекомбинационни радиовръзки), който изигра изключително важна роля в изучаването на разпределението на неутрален и йонизиран водород в нашата и други галактики; беше предвидена възможността за наблюдения в радиообхвата на линии, принадлежащи на молекули на междузвездното пространство (I. S. Shklovsky, 1949), дадено е тълкуване на нетермичното радиоизлъчване на Галактиката като синхротронно лъчение (X. Alven, V. L. Ginzburg, I. S. Шкловски и др., 1950 -52).

Измерванията започват през 1912 г червени преместваниялинии в спектрите на “спиралните мъглявини” [V. Слайфър (V. M. Slipher)], беше доказано, че тези обекти всъщност са гигантски звездни системи - галактики [E. Хъбъл (E. P. Hubble), 1924], разширяването на наблюдавания свят на галактиките е установено със скорости, право пропорционални на разстоянията им от наблюдателя (E. Hubble, 1929), въз основа на общата теория на относителността, теорията за разширяването Вселената е разработена (A. A. Friedman, 1922). През 60-те години Открити са квазизвездни радиоизточници - квазари, квазизвездни галактики - квазаги (А. Сандидж), реликтно радиоизлъчване, което послужи като потвърждение на модела на „горещата Вселена“ (Г. Гамов, Я. Б. Зелдович, и т.н.).

Съвременни проблеми на астрофизиката

От 60-те години. 20-ти век С помощта на оборудване, инсталирано на сателити и AMC, беше получена важна информация за планетите слънчева системаи техните спътници, по-специално относно физическите. състояние и хим подробно е изследван съставът на атмосферите и повърхностните слоеве на двете най-близки планети - Венера и Марс, спътникът на Земята - Луната, разбирането за природата на процесите, протичащи на повърхността и във вътрешността на Слънцето и други звезди, в междузвездната среда и в света на галактиките беше значително задълбочено. Един от най-важните проблемимодерен А. - развитие на теорията хидромагнитно динамоза да се обясни слънчевият магнетизъм, включително механизмът на генериране и усилване на магнетизма. полета във вътрешни слоеве на Слънцето, механизми на образуване и поддържане на стабилността на слънчевите петна, флуктуации на полярността с период от 22 години. През 60-те години въз основа на теорията текущи слоевеуспя да направи първите стъпки в обяснението на слънчевите изригвания, динамиката на протуберанциите и слънчевата корона като цяло. Проблемът със слънчевите неутрино и следователно вътрешните проблеми все още не могат да се считат за напълно решени. структури на Слънцето.

Източници на мощна радиация, разположени по краищата на определени газови мъглявини в отдела. линии от молекули на междузвездния газ - космически мазери (вж. Мазерен ефект-) служат като доказателство за процеси, протичащи в нашето време звездообразуванев Галактиката. С помощта на високоскоростни компютри беше възможно да се създават „сценарии“ еволюция на звездитеот началото на компресията на фрагмент от газово-прахов облак (протозвезда) до неговото завършване. етап - бавно отделяне на черупката от звездата (етап планетарна мъглявина) и образуването на бяло джудже или (с голяма масазвезди) експлозия на свръхнова с образуването на неутронна звезда (или черна дупка). Въпреки това, докато има пълна несигурност по отношение на детайлите на процеса на смесване на материята на конвективния етап на компресия на протозвезда, ролята на въртенето и магнитното поле не е проучена. облачни полета, горната част не е окончателно инсталирана. граница на масата за стабилна неутронна звезда. Механизмът на ускоряване на частиците в пулсарите не е разработен в детайли. Въпреки че няма обяснение за активността на галактическите ядра, природата на квазарите остава неясна. Въпросът за природата на ядрото на нашата Галактика като двойна супермасивна система (двойна черна дупка или Черна дупкаи компактен звезден куп), активно взаимодействайки със звездите около себе си.

В релативистичния А. въпросите за барионна асиметрия на Вселената, за съотношението на броя на ядрата и електроните към броя на фотоните, за ролята на неутриното и евентуално на други все още неизвестни частици във формирането на наблюдаваната структура на Вселената, състоянието на вакуум и фазовите преходи в еволюцията на горещата Вселена.

Лит .: Мартинов Д. Я., Курс по практическа астрофизика, 3 изд., М., 1977; негов, Курс по обща астрофизика, 3-то издание, М., 1979; Соболев В.В., Курс по теоретична астрофизика, 3 изд., М., 1985; Гинзбург V.L., Съвременна астрофизика, М., 1970; от него, Теоретична физика и астрофизика, М, 1975; Зелдович Я., Новиков И. Д., Теория на гравитацията и, М., 1971; тях, Структура и еволюция на Вселената, М., 1975; Ленг К., Астрофизични формули, части 1-2, прев. от англ., М., 1978; На върха на астрофизиката, прев. от англ., М., 1979; Имшенник В. С., Надежин Д. К., Заключителни етапиеволюция на vveads и експлозии на свръхнови, в книгата: Резултати от науката и технологиите, сер. Астрономия, том 21, М., 1982; Зелдович Я., Структура на Вселената, там 22, М., 1983. И. А. Климишин.

- дял от астрономията, който изучава физическото състояние и химичен съставнебесните тела и техните системи, междузвездните и междугалактическите среди, както и протичащите в тях процеси. Основните клонове на астрофизиката: физика на планетите и техните спътници, физика на Слънцето, физика на звездните атмосфери, междузвездна среда, теория за вътрешната структура на звездите и тяхната еволюция. Проблемите на структурата на свръхплътните обекти и свързаните с тях процеси (улавяне на материя от околната среда, акреционни дискове и др.) и проблемите на космологията се разглеждат от релативистката астрофизика.

Малко информация за фотометрията

Слово фотометрияозначава "измерване на светлината". Използвайки фотометричния метод, можете да измерите интензитета на светлината, идваща от всеки източник на лъчиста енергия, включително от небесни тела.
Фотометрията се разделя на точкаИ повърхностен. Точковата фотометрия се занимава с измерване на яркостта на звезди и други точкови източници на светлина. Повърхностната фотометрия изучава яркостта на светещи или осветени повърхности (повърхността на Слънцето, Луната, планети, комети, мъглявини).
Основната величина във фотометрията е светлинен поток- количеството светлинна енергия, преминаваща през дадена площ за единица време. Понятието светлинна енергия в този случай означава лъчиста енергия, възприемана от човешкото око или друг приемник на радиация, който го замества (фотоплака, фотоклетка). Светлинният поток е част от общия лъчист поток, образуван от излъчването на всички дължини на вълната, излъчвано от даден източник. Тъй като окото, фотографската плака и фотоклетката възприемат радиация различни дължинивълни в различна степен и в ограничен диапазон, те се наричат ​​селективни приемници на лъчение. Светлинният поток характеризира мощността на лъчистия поток, оценена с помощта на селективен приемник на радиация.
Приемниците на радиация директно записват следните фотометрични величини: окото - яркост и блясък, фотографската плака - осветеност, фотоклетката - светлинен поток. Според използвания приемник на лъчение фотометрията се разделя на визуален, фотографскиИ фотоелектрична фотометрия.

Концепцията за спектър

Обхват– резултатът от разлагането на лъч електромагнитно излъчване, при което компоненти с различни дължини на вълната се разделят в пространството и се подреждат в реда на увеличаване или намаляване на дължината на вълната. Пълният спектър на електромагнитното лъчение включва, в низходящ ред на дължината на вълната, радио, микровълнова, инфрачервена, видима светлина, ултравиолетова, рентгенови лъчи и гама лъчение.
Съществуват три основни вида спектри: непрекъснат, емисионен и абсорбционен спектър.
Високата температура и налягане във вътрешността на звездите ги карат да произвеждат лъчиста енергия. По време на образуването на звезда нагряването на материята се причинява от постепенно компресиране под въздействието на гравитационните сили. В по-късните етапи на еволюцията звездата поддържа излъчването си поради термоядрени реакции, протичащи в нейните дълбоки слоеве. В дълбините на повечето звезди протича реакция, която превръща водорода в хелий. Веществото на звездата е непрозрачно. Слоевете на една звезда, от които радиацията може да излезе безпрепятствено, се наричат ​​нейна атмосфера.
Радиацията се излъчва както от външните, така и от по-дълбоките части на атмосферата (фотосферата). При звезди като Слънцето фотосферата не е много разширена, така че ръбът на слънчевия диск се вижда ясно очертан. Въпреки това има звезди, при които дебелината на фотосферата е забележима част от радиуса на звездата и радиацията, достигаща до нас, идва от различни дълбочини на фотосферата.
Преминавайки през външните слоеве на звездата, радиацията изпитва абсорбция, чийто характер зависи както от химичния състав, така и от физическите условия, преобладаващи в звездната обвивка. За да се определят тези условия, се подлага радиацията, достигаща до нас от звездата спектрален анализ.

Изобретяване на спектралния анализ. (Кирхоф и Бунзен)

Създаването на метод за спектрален анализ е пример за откритие, което е резултат от дълго време подготвителна работамного учени. Всъщност основните елементи на спектроскопа могат да бъдат намерени дори в оптичните експериментални установки на Нютон. Много учени от 19 век. наблюдава т.нар "Фраунхоферови" линиив спектъра на Слънцето. Идеята за качествен спектрален анализ е изразена от J. Herschel и W.-G. Ф. Талбот. Въпреки това, заслугата за въвеждането на по-рано завършени наблюдения в системата и стриктното обосноваване на новия метод за анализ на веществото принадлежи на двама немски учени: физикът Г. Кирхоф и химикът Р. Бунзен. От особено значение беше фактът, че работата върху теоретичната основа на спектралния анализ доведе Кирхоф до откриването на най-важните закон на топлинното излъчване, който свързва два клона на физиката: оптика и термодинамика.
Бунзен става широко известен като изобретател на научни инструменти. Той подобри ледените и парните калориметри, изобрети нов тип галванична клетка, разработи специална газова горелка, която произвеждаше високотемпературен и практически несветещ пламък, и други устройства. В сътрудничество с английския химик Г. Роско Бунзен изучава фотохимичните процеси, участва в експедиция до Исландия, където изучава продуктите от изригването на вулкана Хексла и гейзерите, и дава принос в медицината, като открива антидот за арсена отравяне. Бунзен работи особено усилено за подобряване на методите за анализ на газа. Постиженията на Бунзен в тази област са обобщени в класическата монография „Методи на газометрията“ (1857).
През 1856 г. Бунзен започва да работи върху метод за анализ на газове, основан на наблюдение на цвета на пламъците. Когато разказал на Кирхоф за своето изследване, Кирхоф забелязал, че методът за анализ може да бъде направен по-информативен, ако се наблюдава не само цвета на пламъка, но и спектърът на излъчването му. Съвместното развитие на тази идея доведе до създаването спектрален анализ. Използвайки нов метод, Бунзен и Кирхоф откриват цезия през 1860 г., а през 1861г. - рубидий. След тях други учени започнаха да използват спектрален анализ, в резултат на което през следващите тридесет години бяха открити още пет нови елемента. Хелият също е открит чрез спектрален анализ. Интересното е, че първоначално е открит при изучаване на спектъра на Слънцето (както подсказва името му) и едва много по-късно е открит на Земята.
Кирхоф направи много изследвания в областта на електричеството. Резултатите от неговите изследвания бяха очакване на последиците от теорията на електричеството магнитно полеМаксуел. Значителен е приносът му за обобщаването на теорията на дифракцията на Френел. Ученият работи много по теорията на деформацията и равновесието на еластичните тела. Редица трудове на Кирхоф са посветени на термодинамиката на разтворите. Изследванията на спектрите послужиха за началото на работата на Кирхоф върху теорията на топлинното излъчване. Още преди началото на съвместната работа на Бунзен и Кирхоф няколко учени (Д. Брустър, Л. Фуко, Дж. Г. Стокс) обърнаха внимание на близкото положение в слънчевия спектър на тъмните (Фраунхоферови) D-линии и емисионните линии в натриев спектър. Никой обаче не е изследвал връзката между абсорбционните и емисионните линии достатъчно дълбоко преди Кирхоф. През 1859 г. той открива интересен феномен - обръщането на емисионните линии в спектъра на натрия, когато слънчева светлина с различен интензитет преминава през пламък. Когато през пламъка премина отслабена слънчева светлина, линиите в натриевия спектър станаха по-ярки. Когато неотслабената слънчева светлина беше прекарана през пламък, съдържащ натриеви пари, на мястото на светлите линии на излъчване се появиха отчетливи тъмни линии. Това наблюдение подтикна Кирхоф да анализира връзката между процесите на абсорбция и излъчване, което доведе до откритието закон на топлинното излъчване.
През 1862 г. Кирхоф въвежда концепцията "абсолютно черно тяло"и предложи негов модел (кухина с малък отвор). От този момент до началото на ХХ век. Проблемът с изучаването на черното тяло се смяташе за един от най-належащите във физиката. Неговото развитие в крайна сметка доведе до създаването квантова теориярадиация.

Астрофизиката е дял от астрономията, който изучава физическата природа на небесните тела и техните системи, техния произход и еволюция.

Както става ясно от самото име, астрофизиката е физиката на небесните тела. Космосът по същество е голяма физическа „лаборатория“, където възникват условия, които често са напълно недостижими в земните физически лаборатории и следователно са от изключителен интерес за науката. Астрофизичните методи на изследване имат две съществени характеристики, които ги отличават от методите на лабораторната физика. Първо, в лабораторията самият физик провежда експерименти и подлага изследваните тела на различни въздействия. В астрофизиката са възможни само пасивни наблюдения, тъй като все още не е възможно да се провеждат експерименти, например върху звезди. Второ, ако в лабораторията е възможно директно измерване на температурата, плътността, химичния състав на телата и т.н., то в астрофизиката почти всички данни за далечни небесни тела се получават чрез анализиране на електромагнитните вълни, идващи от тях - видима светлина и др. невидими за окото лъчи.

Основата на астрофизиката са астрофизичните наблюдения. В този случай най-важният метод е спектралният анализ, т.е. изследването на енергийния поток от радиация, идващ към земята, в зависимост от дължината на електромагнитните вълни. Електромагнитните вълни носят информация за условията в веществото, откъдето възникват или където изпитват абсорбция и разсейване.

Задачата на спектралния анализ е да дешифрира тази информация.

Появата на спектралния анализ през втората половина на 19 век. веднага направи възможно да се направят изводи за химичния състав на небесните тела. Едно от първите блестящи постижения на астрофизиката, получено с помощта на тази експериментална техника, беше откриването на неизвестен преди това елемент - хелий - при изучаване на спектъра на слънчевата хромосфера по време на пълно затъмнение през 1868 г. Впоследствие, в резултат на развитието на експериментални и теоретична физикаС помощта на спектрален анализ стана възможно да се определи буквално всичко физически характеристикинебесни тела и междузвездна среда. Спектрите позволяват да се установи температурата на газа, неговата плътност, относителното съдържание на различни химични елементи, състоянието на атомите на тези елементи, скоростта на движение на газа и силата на магнитните полета. Използвайки спектрите на звездите, можете също да изчислите разстоянието до тях, да разберете скоростта им на движение по зрителната линия, да измерите въртенето им и да разберете много повече.

Съвременните спектрални инструменти, използвани в телескопите, използват най-новите фотоелектрични детектори на радиация (вижте Фотоелектричен ефект), които са много по-точни и чувствителни от фотографска плака или човешко око.

Бързото развитие на технологиите и експерименталната физика през последните десетилетия доведе до създаването на астрофизични инструменти, предназначени за изследване на електромагнитни вълни, невидими за окото. Астрофизиката стана „многовълнова“. Това, разбира се, разшири неизмеримо възможностите й да получава информация за небесните тела. Обратно през 30-те години. този век беше открито радиоизлъчването на нашата Галактика. През следващите години бяха построени гигантски радиотелескопи и сложни системитакива радиотелескопи. С помощта на радиотелескопи те наблюдават например студен междузвезден газ, който не излъчва видима светлина, и изучават движението на електроните в междузвездните магнитни полета. Радиоизлъчването идва на Земята от далечни галактики, често носейки информация за бурните експлозивни процеси, протичащи там. Радиоастрономията се превърна в един от основните начини за изследване на неутронни звезди - пулсари. Радиовълните носят информация за останките от експлозии на свръхнови и абсолютно невероятни условия в плътни газови облаци.

И накрая, радиоастрономията направи възможно откриването на реликтовото лъчение на Вселената - слабо електромагнитно лъчение, което изпълва цялата Вселена и има температура около 3 K. Това лъчение е охладен остатък (реликва) от миналото състояние на материята в разширяваща се Вселена, когато преди около 15 милиарда години тя е била плътна и гореща (вижте Космология, Материя, Космос).

Астрофизиците са научили много интересни неща, използвайки инфрачервени лъчи, които свободно преминават през облаци прах, които абсорбират видимата светлина (вижте фиг. Инфрачервено лъчение). По този начин в инфрачервените лъчи се наблюдават процеси в ядрото на нашата Галактика, както и „млади“ звезди, възникващи в плътни газово-прахови комплекси.

От особен интерес за астрономията е астрофизиката на високите енергии, която изучава процесите на бързо освобождаване на енергия, често свързани с катастрофални явления в небесните тела. Полученото електромагнитно излъчване има висока честота, съответно къса дължина на вълната и се отнася до невидими ултравиолетови, рентгенови и гама лъчи (виж Рентгенови лъчи, Гама лъчение). Тези видове радиация се абсорбират от земната атмосфера. Следователно развитието на тези клонове на наблюдателната астрофизика стана възможно едва с началото на космическата ера, след създаването на пилотирани и автоматични научни станции извън земната атмосфера.

Астрофизиката на високите енергии доведе до много удивителни открития. С помощта на рентгенови телескопи беше открит горещ газ в галактически клъстери, импулсно рентгеново лъчение от неутронни звезди в бинарна звездни системи. Накрая беше открито излъчването на силно нагрят плътен газ, очевидно завихрен, докато пада в черна дупка. Гама-телескопите позволиха да се засекат в центъра на нашата Галактика процесите на анихилация на електрони и позитрони - превръщането им в гама-лъчение при сблъсък.

IN последните годиниЗапочва да се развива нов клон на астрофизиката - неутрино астрономия. Неутриното, поради огромната си проникваща способност, са единственият вид радиация, която може да достигне Земята от самите дълбини на Слънцето и звездите и да донесе информация за протичащите там процеси. Още първите данни за потоците слънчеви неутрино позволиха да се направят много интересни хипотези за процесите на термоядрен синтез в дълбините на Слънцето; те трябва да бъдат тествани в бъдещи експерименти.

В момента се търсят изблици на неутрино от свръхнови в момента на техния гравитационен колапс (т.е. компресия под въздействието на гравитацията), в резултат на което огромни количества енергия трябва да бъдат отнесени под формата на неутрино лъчение. Изчисленията показват, че тези изблици на неутрино могат да бъдат регистрирани в подземни лаборатории (като например обсерваторията за неутрино Баксан към Института за ядрени изследвания на Академията на науките на СССР), дори ако избухналата свръхнова не е видима оптически поради прекалено големи разстояния.

Въз основа на данните от наблюдателната астрофизика, разчитайки на законите на физиката, астрономите правят изводи за условията в небесните тела, които не се наблюдават директно. Например, вътрешната структура на звездите и Слънцето се изчислява с помощта на данни от наблюдения за условията на техните повърхности. Теоретичната астрофизика също така дава възможност да се опише еволюцията на Слънцето, звездите и другите небесни тела.

Както вече споменахме, когато изучават астрофизични явления, астрономите често се сблъскват физически условия, напълно недостижимо в земните лаборатории. Така плътността на междузвездния газ е милиарди пъти по-малка от плътността на водата, а плътността на неутронните звезди е същата като плътността на атомните ядра; и милиарди пъти по-висока от силата на магнитното поле на Земята.

Не е изненадващо, че в такива необичайни условия могат да възникнат нови, непознати процеси и следователно откриването на нови физически закони. Това е значението на астрофизиката за физиката, за цялата фундаментална наука, която познава света около нас.

Разделът от астрономията, който изучава физическото състояние и химичния състав на небесните тела и техните системи, междузвездните и междугалактическите среди, както и процесите, протичащи в тях, се нарича астрофизика.Основните раздели на астрофизиката включват: физиката на планетите и техните спътници, физиката на Слънцето, звездните атмосфери, междузвездната среда, теорията за вътрешната структура на звездите и тяхната еволюция. За разлика от физиката, която се основава на експеримента, астрофизиката се основава главно на наблюдения. Но в много случаи условията, в които се намира материята в небесните тела и системи, се различават от тези, достъпни за съвременните лаборатории (свръхвисока и свръхниска плътност, високи температури и др.). Благодарение на това астрофизичните наблюдения водят до откриването на нови физични закони.

Вътрешното значение на астрофизиката се определя от факта, че в момента основното внимание в релативистката космология е прехвърлено към физиката на Вселената - състоянието на материята и физическите процеси, протичащи в различни етапиразширяване на Вселената, включително най-ранните етапи.

Релативистката астрофизика изучава въз основа на общата теория на относителността (теорията на гравитацията на А. Айнщайн) обекти на свръхплътно образуване във Вселената.

Методи на астрофизиката за изследване на Вселената

Оптичен метод– изучаване на Вселената с помощта на телескоп, който е основният инструмент за астрономически изследвания (Приложение 7). Най-голямо количествоинформация относно космически процесиноси светлина. Телескопът е устройство за събиране на светлина с помощта на леща: двойноизпъкнала леща или вдлъбнато огледало. Оптичните телескопи се делят на три вида: рефрактор (леща - голяма леща), рефлектор (леща - вдлъбнато огледало), огледало - леща телескоп. Тези телескопи използват както лещи, така и огледала като лещи, поради което техният оптичен дизайн позволява постигане на отлично качество на изображението с с висока резолюция, въпреки факта, че цялата конструкция се състои от много преносими къси оптични тръби. Основната цел на телескопа е да събере възможно най-много светлина от небесен обект. Светлината през тръбата на телескопа се събира от леща на небесното тяло, получена с помощта на телескопа, и се записва на фотографска плака. Физиката е дала на изследователите на Вселената метод за изследване на светлинните лъчи, наречен спектрален анализ. Ако прекарате лъч бяла слънчева светлина през тесен процеп и след това през стъклена триъгълна призма, той се разпада на съставните си цветове и на екрана се появява цветна ивица на дъгата с постепенен преход от червено към виолетово - непрекъснат спектър. Червеният край на спектъра се формира от лъчите, които са най-малко отклонени при преминаване през призма, виолетовият край е най-отклонен. Телескопът е оборудван със специален спектрограф. Той не само разлага светлината на съставните части, но и записва спектъра върху фотографска плака. Физиката се занимава с дешифриране на спектъра, получен от космически обект. Декодирането на спектъра помага за: а) Изучаване на химическия състав на космически обект. За всеки химичен елементотговарят на определени спектрални линии. Например, в спектъра на натриеви пари могат да се открият близко разположени жълти линии, в спектъра на калиеви пари - виолетови и жълти линии. б) Определете температурата на източниците на лъчение, т.к червеният цвят съответства на ниска температура (за звезди, 3 - 4 хиляди градуса по Целзий), жълто - зелено - средна (за звезди, 5 - 6 хиляди градуса по Целзий), бяло - синьо - висока (за звезди, 10 - 11 хиляди градуса по Целзий ). в) Измерете скоростта на космически обект според ефекта на Доплер - зависимостта на измерената дължина на вълната от взаимното движение на наблюдателя и източника на вълна, ако космически обект се приближи до нас, тогава в неговия спектър спектралните линии се изместват към виолетов край, в обратния случай на червения (Приложение 12).

Метод за изследване на космическото радиоизлъчване с радиотелескоп.Дълго време астрономите можеха да изследват космически обекти само чрез видима радиация. Това беше основно ограничение, тъй като видимата светлина съставлява малка част от спектъра. Видимата светлина съответства на интервал на дължина на вълната от 4000 Ǻ (1 Ǻ = 10 -10 m) на виолетовата граница до 7200 Ǻ на червената граница. Светлината, чиято дължина на вълната надхвърля тези граници, не се възприема от нашето зрение. Отвъд виолетовата област на видимия спектър са ултравиолетовите, рентгеновите лъчи и проникващата g-радиация с много къса дължина на вълната. Отвъд червения край на спектъра има инфрачервено, микровълново и радио лъчение, чиято дължина на вълната може да надхвърли километри. В началото на 30-те години на 20-ти век, при изучаване на шума, пречещ на радиокомуникациите, е открит източник на малки радиосмущения, разположен в посока центъра на нашата Галактика. Основните източници на радиовълни са космически обекти, разположени извън Слънчевата система. В сравнение със светлинните лъчи, радиовълните пътуват там, където видимата светлина не може да проникне. Цялата информация за най-отдалечените региони на Вселената се получава изцяло от радионаблюдения. Основните източници на космически радиоизлъчвания в повечето случаи са обекти, в които протичат бурни физически процеси. Те представляват най-голям интерес за изучаване на развитието на Вселената и формите на космическата материя. Радиовълните се излъчват и от междузвездното пространство, а именно от намиращия се в него йонизиран горещ газ. Нагряването и йонизацията на газ (главно водород) се причинява от горещи звезди и космически лъчи. Друг източник на радиоизлъчване е неутралния водород, който е много по-разпространен в междузвездното пространство от йонизирания водород. Изследователите на Вселената днес са в състояние не само да улавят и превеждат информация от космически радиосигнали на език, достъпен за хората. Те също така се научиха да "сондират" повърхността на небесните тела с помощта на радиолъч, насочен от Земята, и да получават сигнали, отразени от тях. Изследването на космическото „радиоехо“ позволява: да се измери разстоянието до небесните тела, да се определи скоростта на тяхното движение и да се изследва повърхността на космически обект по естеството на отражението на радиовълните. Учените са извършили радарно откриване на най-близките планети Луната и Слънцето.

Метод на неутрино астрофизика. Източникът на слънчевата енергия са термоядрените реакции. По време на тези реакции се ражда неутрино. Един от отличителни чертиНеутриното е, че тази частица взаимодейства изключително слабо с материята. Средният свободен път на неутриното в материята е колосален. Прониквайки в дебелината на слънчевата субстанция, те излитат навън пространство, като определена част от тях достигат повърхността на Земята. Чрез регистриране на слънчеви неутрино с помощта на специални устройства (неутрино телескопи) и изчисляване на големината на техния поток може да се прецени естеството на физическите процеси, протичащи в дълбините на Слънцето.

Методи на извънатмосферната астрономия. Извънатмосферното наблюдение е модерен клон на космическата физика, който изучава космически обекти с помощта на оборудване, поставено извън земната атмосфера, за да се елиминират атмосферните смущения. Извънатмосферната астрономия позволява да се елиминира трептенето на изображението в телескопите, причинено от атмосферни нехомогенности, и да се увеличи пространствената разделителна способност на оптичния телескоп до неговата теоретично възможна (дифракционна) стойност. Съвременната извънатмосферна астрономия има принос към астрофизиката, който е доста съизмерим с приноса на оптичната и радиоастрономия.

Методи на инфрачервената, ултравиолетовата, рентгеновата и гама астрономия.За изследване на инфрачервено, ултравиолетово, рентгеново и гама лъчение са създадени IR телескопи, UV телескопи, рентгенови и гама телескопи. Благодарение на инсталирането на специално оборудване на ракети и спътници на Земята стана възможно да се открият тези видове радиация.

Космическите лъчи могат да се наблюдават чрез следи, оставени в специални капани (например плочи с ядрена емулсия). Космическите лъчи са елементарни частици(електрони, протони, въглеродни ядра, желязо), които се движат толкова бързо, че проникват във всяко тяло, включително Земята като цяло.