Астрономические исследования проводятся в научных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом (рис. 36) существует с 1839 г. и знаменита составлением точнейших звездных каталогов. Ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира. К крупнейшим на постсоветском пространстве обсерваториям следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе, обсерватории Крымскую (вблизи Симферополя), Бюраканскую (вблизи Еревана), Абастуманскую (вблизи Боржоми), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинскую (вблизи Баку). Из астрономических институтов России крупнейшие - Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МГУ и Институт теоретической астрономии Академии наук СССР в Ленинграде.
1.Оптическая астрономия.
Основным астрономическим прибором является телескоп.
Назначение телескопа - собрать как можно больше света от исследуемого объекта и (при визуальных наблюдениях) увеличить его видимые угловые размеры.
Основной оптической частью телескопа служит объектив, который собирает свет и создает изображение источника.
Если объектив телескопа представляет собой линзу или систему линз, то телескоп называют рефрактором , а если вогнутое зеркало - то рефлектором .
Большим прорывом в конструировании телескопов стало изобретение советским оптиком Д. Д. Максутовым менискового телескопа. Мениск - тонкая выпукло-вогнутая линза малой кривизны, которая устанавливается в верхней части тубуса для исправления недостатков главного зеркала. В качестве дополнительного зеркала используется напыленное на поверхность мениска круглое алюминиевое пятно.
Собираемая телескопом световая энергия зависит от размеров объектива. Чем больше площадь его поверхности, тем более слабые светящиеся объекты можно наблюдать в телескоп.
В рефракторе лучи, пройдя через объектив, преломляются и образуют изображение объекта в фокальной плоскости . В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости.
Рис.54. Схема устройства телескопов:
а) рефрактор; б) рефлектор; в) менисковый телескоп.
Изображение небесного объекта, построенное объективом, можно либо рассматривать через линзу, называемую окуляром, либо фотографировать.
Для высокоточных измерений энергии световых потоков используют фотоэлектрические фотометры. В них свет от звезды, собираемый объективом телескопа, направляется на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора - фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, усиливаемый и регистрируемый специальными электронными приборами. Пропуская свет через специально подобранные различные светофильтры, астрономы количественно и с большой точностью оценивают цвет объекта.
Рис.55. Изображение галактики, сделанное оптическим телескопом.
2.Радиоастрономия.
После того как было обнаружено космическое радиоизлучение , для его приема были созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решетчатым и громадных размеров - диаметром в десятки метров.
Рис.56. Радиотелескоп обсерватории Аресибо (Пуэрто-Рико)
Есть радиотелескопы, состоящие из системы отдельных антенн, удаленных друг от друга (иногда на многие сотни километров), при помощи которых производятся одновременные наблюдения космического радиоисточника. Такой способ позволяет узнать структуру исследуемого радиоисточника и измерить его угловой размер, даже если он во много раз меньше одной угловой секунды.
Рис.57. Радиотелескоп в пустыне Атакама (Чили).
К числу крупнейших в мире радиотелескопов относится и РАТАН-600. Этот радиотелескоп был построен в 1974 году близ станицы Зеленчукская в Карачаево-Черкессии, на высоте 970 м над уровнем моря.
Рис.58. РАТАН-600.
3.Спектральный анализ.
Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов является их излучение. Наиболее ценные и разнообразные сведения о телах позволяет получить спектральный анализ их излучения. Этим методом можно установить качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.
Спектральный анализ, как вы знаете, основан на явлении дисперсии света. Если узкий пучок белого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие его лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.
Рис.59. Образование спектра.
Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами в спектре лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. За красными лучами находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но воспринимаются приемниками инфракрасного излучения, например, специальными фотопластинками.
Рис.60. Шкала электромагнитных излучений.
Для получения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом . В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой .
Существуют следующие виды спектров земных источников и небесных тел.
а) Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно протяженные плотные массы газа.
б) Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например, нагревание или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа. Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре паров натрия особенно ярки две желтые линии.
в) Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу. Например, две темные линии поглощения паров натрия расположены в желтой части спектра.
Рис.61. Виды спектров.
Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет. Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем заметнее линия данного элемента в спектре излучения или поглощения, тем больше таких атомов (молекул) на пути луча света.
Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд - это спектры поглощения.
Рис.62. Спектры: 1) Солнца; 2) водорода; 3) гелия; 4) Сириуса (белая звезда);
5) Бетельгейзе, или α Ориона (красная звезда)
4. Внеземная астрономия
Исследования с помощью космической техники занимают особое место в методах изучения небесных тел и космической среды. Начало этому было положено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного спутника Земли. Быстро развиваясь, космонавтика сделала возможным:
1) создание внеатмосферных искусственных спутников Земли;
2) создание искусственных спутников Луны и планет;
3) перелет и спуск приборов, управляемых с Земли, на Луну и планеты;
4) создание управляемых с Земли автоматов, доставляющих с планет пробы грунта и записи разных измерений;
5) полеты в космос лабораторий с людьми и высадку их на Луну.
Космические аппараты позволили проводить исследования во всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения. Поэтому современную астрономию часто называют всеволновой. Внеатмосферные наблюдения дают возможность принимать в космосе излучения, поглощаемые или сильно изменяемые земной атмосферой: далекие ультрафиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, не доходящих до Земли, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел.
Гамма-лучи излучаются сверхновыми, нейтронными звёздами, пульсарами и чёрными дырами.
Рентгеновские лучи испускают скопления галактик, чёрные дыры, активные ядра галактик, остатки сверхновых, звёзды, звёзды в паре с белым карликом (катастрофические переменные звёзды), нейтронные звезды или чёрные дыры (рентгеновские двойные).
Объекты, излучающие ультрафиолетовое излучение, включают Солнце, другие звёзды и галактики.
Оптические телескопы используются для наблюдения звезд, галактик, планетарных туманностей и протопланетных дисков.
В инфракрасном свете можно рассматривать холодные звезды (в том числе коричневые карлики), туманности, и очень далекие галактики.
В основе нейтринного телескопа лежит концептуальная идея, которая высказана была академиком Марковым в 1960 году. Она заключается в том, чтобы регистрировать заряженные частицы глубоко под водой, в озерах или океанах, посредством регистрации возникающего свечения особого рода (эффект Вавилова – Черенкова). Это довольно мощный источник, который можно регистрировать.
В 1993 году началось строительство байкальского нейтринного телескопа НТ-200. Он содержал 196 оптических модулей, поэтому цифра 200. И на этой установке уже в 1994 году были получены первые результаты. С 1995 по 2000 год на Южном полюсе была создана установка AMANDA - это детектор первого поколения, такой же, как и байкальский. А следующий шаг был сделан в 2008 году, когда в Средиземном море была поставлена уже подводная установка, ANTARES, она работает до сих пор в Тулонской бухте около Франции. В 2011 году заработала установка на Южном полюсе, называется она IceCube, и содержит около 5 тысяч фотодетекторов, распределенных в кубическом километре льда на глубине от 1500 до 2500 метров.
Рис. 63. Внеземные телескопы. Слева направо:
1) Рентгеновский телескоп «Эйнштейн»
2) Оптический телескоп «Хаббл»
3) Гамма-телескоп «Комптон»
Много информации о природе наиболее далеких от нас тел и их систем также получено благодаря исследованиям, выполненным при помощи приборов, установленных на различных космических аппаратах.
Результаты астрофизических исследований за последние десятилетия показывают, что в окружающем нас мире происходят значительные изменения, которые затрагивают не только отдельные объекты, но и всю Вселенную в целом.
Рис.64. Снимок глубокого космоса, сделанный телескопом «Хаббл».
Глава 16. Солнце.
Солнце - центральное и самое массивное тело Солнечной системы. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце - мощный источник энергии, постоянно излучаемой им во всех участках спектра электромагнитных волн - от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение оказывает сильное воздействие на все тела Солнечной системы: нагревает их, влияет на атмосферы планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.
Вместе с тем, Солнце - ближайшая к нам звезда, у которой, в отличие от всех других звезд, мы можем наблюдать диск, и при помощи телескопа изучать на нем мелкие детали, размером даже до нескольких сотен километров. Солнце - типичная звезда, а потому его изучение помогает понять природу звезд вообще.
Видимый угловой диаметр Солнца незначительно меняется из-за эллиптичности орбиты Земли. В среднем он составляет около 32", или 1/107 радиана, т. е., диаметр Солнца равен 1/107 а. е., или приблизительно 1 400 000 км, что в 109 раз превышает диаметр Земли. Мощность полного излучения Солнца (его светимость) составляет около 4 10 кВт. Так излучает тело солнечных размеров, нагретое до температуры около 6000 К (эффективная температура Солнца). Земля получает от Солнца примерно 1/2 000 000 000 часть излучаемой им энергии.
Солнце - раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Число атомов всех остальных элементов, вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше. Однако масса этих более тяжелых элементов составляет 1-2% массы Солнца. На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизованного газа-плазмы.
Средняя плотность солнечного вещества ρ =1400 кг/м 3 . Это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре - в 100 раз больше, чем средняя плотность.
Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.
По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик). Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также водорода и гелия. Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот за 225-250 миллионов лет. Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с - таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу - за 8 земных суток. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» - области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» - зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым близким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его абсолютная звёздная величина +4,83m).
Рис.65. Положение Солнца в Местном Пузыре.
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 её 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 K. 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 газово-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 РАН), 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; напряженность магнитного поля нейтронных звезд в тысячи 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.
) химического состава Солнца , планет, комет или звёзд и туманностей . Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ , фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую принято называть астрохимией или химией небесных тел , так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов . Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии . Астрофизику не следует путать с физической астрономией, каковым именем принято обозначать теорию движения небесных тел, то есть то, что также носит название небесной механики . К Астрофизике относят также исследование строения поверхности небесных тел, Солнца и планет, насколько это возможно из телескопических наблюдений над этими телами. Как пример можно привести открытие атмосферы Венеры М. В. Ломоносовым в 1761 году . Само название астрофизики существует с 1865 года и предложено Цёлльнером . Астрофизические обсерватории существуют ещё только в очень немногих странах. Из них особенно знамениты под управлением Фогеля и Медонская под управлением Жансена . В Пулкове также устроено астрофизическое отделение, во главе которого стоит Гассельберг.
1 / 5
Астроспектроскопия - раздел астрофизики, который состоит из приложения спектрального анализа к изучению небесных тел.
Первые исследования спектра Солнца были предприняты одним из изобретателей спектрального анализа, Кирхгофом , в г. Результатом этих исследований был рисунок солнечного спектра , из которого можно было определить уже с большой точностью химический состав солнечной атмосферы . Раньше Кирхгофа высказывались только иногда отдельные предположения о возможности анализа солнечной атмосферы посредством спектроскопа и в особенности о существовании на Солнце натрия вследствие найденной в спектре его тёмной линии D натрия. Такие предположения высказывались, напр., Фуко в Париже, Стоксом в Кембридже. Между тем ещё незадолго до этого Огюст Конт высказал в своей «Положительной философии» убеждение в невозможности когда бы то ни было узнать химический состав небесных тел, хотя уже в г. Фраунгофер знал о существовании тёмных линий в спектре Солнца и о существовании характеристических спектров у некоторых отдельных звёзд Сириуса , Капеллы , Бетельгейзе , Проциона , Поллукса . После первых исследований Кирхгофа спектральным анализом небесных тел занялись с большим усердием несколько астрофизиков, которые вскоре представили чрезвычайно обстоятельные исследования спектров Солнца и неподвижных звёзд. Ангстром изготовил чрезвычайно точный атлас солнечного спектра, Секки произвёл обозрение большого числа звёзд посредством спектроскопа и установил четыре типа звёздных спектров, Хаггинс начал ряд исследований над спектрами отдельных ярких звёзд. Область применения спектроскопа постепенно расширялась. Хаггинсу удалось наблюдать спектр некоторых туманностей и подтвердить уже неопровержимым образом предположение о существовании двух типов туманностей - звёздных, состоящих из куч звёзд, которые при достаточной оптической силе инструмента могут быть разложены на звёзды, и газообразных, действительных туманностей, относительно которых можно предполагать, что они находятся в фазе образования отдельных звёзд путём постепенного сгущения их вещества. С середины 60-х годов XIX века изучение поверхности Солнца посредством спектроскопа во время затмений и вне их вошло в состав непрерывных наблюдений, производящихся в настоящее время во многих обсерваториях. Хаггинс , Локьер в Англии , Жансен во Франции , Фогель в Германии , Такини в Италии , Гассельберг в России и др. дали обширные исследования, уяснившие строение верхних слоёв солнечной атмосферы (см. Солнце). В то же время с 1868 года по мысли Хаггинса спектроскоп был применён и к исследованию собственных движений звёзд по направлению луча зрения посредством измерения перемещений линий их спектров, которые в настоящее время также производятся систематически в Гринвичской обсерватории . Принцип Доплера , лежащий в основании этих измерений, был уже несколько раз проверен экспериментально измерениями перемещений солнечного спектра и послужил Локьеру в его измерениях к установлению его гипотезы о сложности химических элементов. Спектры комет, падающих звёзд, метеоритов, исследованные разными астрономами, а в последнее время в особенности Локьером, дали уже много весьма важных фактов в руки астроному, и в значительной степени послужили уяснению происхождения и развития звёзд и солнечной системы. Тем не менее, время существования этой области знания не позволяет пока делать точные выводы о долговременных эволюционных изменениях химического состава материи в масштабе галактики, поскольку факторы влияния (смены поколений звёзд - выгорания термоядерного топлива) не описаны количественно.
Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах . Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн , так и электромагнитные спектры принимаемого излучения .
МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ
НАЦИОНАЛЬНЫЙ ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ
«МОСКОВСКИЙ ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ»
Гуманитарно-Прикладной Институт
Институт Лингвистики
«Современные проблемы астрофизики»
Студент группы ГП-01-13
Белоусова О.С.
Преподаватель: Курилов С.Н.
Оценка за реферат: « »
Москва, 2013
Астрофизика. 3
Цель астрофизики. 5
Современна астрофизика. 5
Астрофизика.
Наука астрофизика - часть астрономии, занимающаяся исследованием далеких космических объектов и явлений физическими методами. Один из основных методов астрофизики- спектральный анализ. Астрофизика нацелена на создание физической картины окружающего мира, объясняющей наблюдаемые явления, на изучение происхождения и эволюции как отдельных классов астрономических объектов, так и Вселенной как единого целого в рамках известных физических законов.
Поскольку прямые контакты научных приборов с изучаемыми объектами практически исключены, основу астрофизики, как и астрономии в целом, составляют наблюдения и анализ принимаемого излучения далеких источников. Непосредственные результаты наблюдений, как правило, сводятся к относительным или абсолютным измерениям энергии, приходящей от источника или его отдельных частей, в определенных интервалах спектра.
Саму астрофизику можно разделить на два вида:
Наблюдательная астрофизика
Теоритическая астрофизика
Наблюдательная астрофизика:
Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения.
Оптическая астрономия является старейшей областью астрофизики. На сегодняшний день основными инструментами являются телескопы с ПЗС-матрицами в качестве приёмников изображения. Так же часто производятся наблюдения с помощью спектрографов. Ограничение на наблюдения в оптическом диапазоне накладывает дрожание земной атмосферы, мешающее наблюдениям на больших телескопах. Для устранения этого эффекта и получения максимально чёткого изображения используются различные методы, такие как адаптивная оптика, спекл-интерферометрия, а также выведение телескопов в космическое пространство за пределы атмосферы. В этом диапазоне хорошо видны звёзды и планетарные туманности, что позволяет изучать в том числе их расположение и химическое строение.
Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производятся с выдержками порядка минут или часов.
Теоритическая астрофизика:
Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные из анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий.
Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например:
Физика межзвёздной среды
Эволюция звёзд и их строение.
Физика чёрных дыр
Звёздная динамика
Эволюция галактик
Крупномасштабная структура Вселенной
Магнитогидродинамика
Космология
История астрофизики.
Исторически астрофизика выделилась в самостоятельное научное направление с появлением спектрального анализа (конец Х IX в.), который открыл возможность дистанционного исследования химического состава и физического состояния не только лабораторных, но и астрономических источников света.
Термин «астрофизика» появился в середине 60-х годов XIX века. «Крестным отцом» астрофизики был немецкий астроном Иоганн Карл Фридрих Целльнер (1834 – 1882), профессор Лейпцигского университета.
В отличие от небесной механики, год рождения, который точно известен (1687-й), назвать дату «появления на свет» астрофизики не так легко. Она зарождалась постепенно, в течение 1-ой половине XIX века.
Бурное развитие астрофизики за более чем столетний период ее существования было связано как с быстрым развитием различных направлений классической, квантовой и релятивистской физики. Очень важный, революционный скачек в астрофизических исследованиях произошел с началом изучения объектов за пределами оптического диапазона спектра, сначала в радио (конец 30-х годов ХХ в.), а затем, уже с помощью космической техники (60-80-е года ХХ в.). Параллельно с развитием методов практической астрофизики, благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика. Ее цель - интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики.
Цель астрофизики.
Предметом астрофизики является исследование физических процессов во Вселенной. Задачей астрофизики является построение моделей, которые могут объяснить появление излучения различных космических объектов с наблюдаемым характеристиками: интенсивностью, спектром, поляризацией, временным профилем и т.д. Естественно, при решении этой задачи ученые-астрофизики исходят из известной картины физических процессов и законов, которые могут реализоваться или проявиться в тех или иных условиях, которые определяются, в основном, величиной температуры и плотности вещества, наличием магнитного поля и его величиной, возможным влиянием сил тяготения.
Современна астрофизика.
Современная астрофизика сформировалась после второй мировой войны. С точки зрения наблюдений, ее основная черта - расширение спектрального диапазона исследуемого излучения. Довоенная астрофизика использовала лишь результаты астрономических наблюдений в видимом свете - сравнительно узкой полосе спектра электромагнитных волн.
В настоящее время в астрономии используются практически все диапазоны, от радиоволн до гамма-излучения. Превращение астрономии во всеволновую обогатило знания об известных объектах и, что гораздо важнее, привело к открытию новых объектов, позволило зарегистрировать излучение из таких областей, где материя (то есть вещество и излучение) находятся в так называемых экстремальных (предельных) условиях. Этот термин обычно используется, чтобы подчеркнуть, что те или иные условия практически невозможно реализовать в лабораториях на Земле. В этих условиях материя нередко приобретает новые физические свойства. В качестве примеров экстремальных астрофизических условий можно указать высокие плотности вещества, реализующиеся на первых этапах развития Вселенной, в недрах нейтронных звезд и в ближайших окрестностях черных дыр; сильные гравитационные поля в окрестностях черных дыр; сильные магнитные поля белых карликов и нейтронных звезд. Именно в области исследования объектов, в которых реализуются те или иные экстремальные условия, по нашему мнению, сосредоточены основные проблемы современной астрофизики.
Необходимо подчеркнуть, что при нынешнем уровне развития земной техники макроскопические свойства материи в экстремальных условиях можно исследовать, только наблюдая астрофизические объекты, в которых эти условия реализуются. В этом смысле можно смело утверждать: современная астрофизика - это передний край науки, и она исследует наиболее фундаментальные явления и процессы, не доступные пока "земной" физике.
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 современной астрофизики - разработка теории гидромагнитного динамо с целью объяснения солнечного магнетизма, в т. ч. механизма генерации и усиления магнитного поля во внутренних 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 внутреннего строения Солнца.
Располагающиеся на краях некоторых газовых туманностей источники мощного когерентного излучения в отдельных линиях молекул межзвёздного газа - космические мазеры - 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 заключительной 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 магнитных полей облака, окончательно не установлен верхний 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 астрофизике 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.
Так же проблемами современной астрофизики являются:
детектирование «тёмной материи»
проблема космических гамма-всплесков
проблема поиска чёрных дыр и квазаров
общая космологическая проблема.
Детектирование «Темной материи»
Тёмная материя в астрономии и космологии - форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Обнаружение природы тёмной материи поможет решить проблему скрытой массы, которая, в частности, заключается в аномально высокой скорости вращения внешних областей галактик.
Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска:
косвенное
При прямом поиске изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры. Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.
Непосредственное изучение распределения тёмной материи в скоплениях галактик стало возможным после получения их высокодетализированных изображений в 1990-х годах. При этом изображения более удалённых галактик, проецирующихся на скопление, оказываются искажёнными или даже расщепляются из-за эффекта гравитационного линзирования. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления независимо от наблюдений галактик самого скопления. Таким образом, прямым методом подтверждается наличие скрытой массы и тёмной материи в галактических скоплениях.
Проблема космический гамма-всплесков
Космические гамма-всплески относятся к наиболее загадочным астрономическим явлениям, открытым в последние 25 лет, и до сих пор вызывают оживленный интерес ученых. Гамма-всплески были открыты случайно американскими спутниками серии Vela, предназначенными для обнаружения наземных ядерных взрывов. К настоящему времени различными космическими аппаратами зарегистрировано около 1500 всплесков. Они представляют собой импульсы гамма-излучения (энергии квантов от нескольких десятков килоэлектровольт до нескольких мегаэлектровольт) длительностью от десятков миллисекунд до нескольких минут.
Гамма-всплески наблюдаются довольно часто, в среднем один раз в 20 - 30 часов, однако невозможно заранее узнать, когда и в какой точке небосвода всплеск произойдет в следующий раз. Причиной проблемы гамма-всплесков является то, что распределение весьма изотропно, то есть не обнаружено концентрации источников к галактическому экватору, как для радиопульсаров или рентгеновских галактических источников. Не найдено концентрации ни к каким другим точкам или областям небесной сферы: к центру, антицентру или полюсам Галактики, к ближайшим галактикам Большому и Малому Магеллановым облакам, к туманности Андромеды (М31), ближайшим скоплениям галактик, сверхскоплениям и т.д. Непростая ситуация складывается с распределением всплесков по их яркости (или потоку рентгеновского излучения).
Общая космологическая проблема
Сегодня космология еще не в состоянии ответить на ряд принципиальных вопросов. Среди них основные: что было до начала наблюдаемого расширения? Будет ли Вселенная вечно расширяться или опять сожмется в точку? Но отсутствие ответов сейчас, не мешает физикам рассматривать самые ранние стадии расширения Вселенной. Некоторые теории оперируют с временами 10-35 секунды от начала. Есть теории, которые «заглядывают» в еще более ранние моменты времени. Тем более что скорости процессов, происходящих при «рождении» нашего Мира, в неизмеримое число раз превышают скорости любых известных сегодня взрывных процессов. Поэтому-то расширение Вселенной действительно можно уподобить «сверхвзрыву», Большому Взрыву.
Проблема возникновения нашего мира очень важна потому, что никакая космологическая модель, никакая теория невозможна без достаточно полного понимания начальных этапов развития Вселенной - ведь именно тогда закладывалось ее будущее, все последующие стадии ее формирования. И эти стадии нельзя понять, не зная, какой была ранняя, горячая Вселенная.
В какой-то мере проблема дальнейшей судьбы Вселенной проще, чем проблема начала. Здесь возможны только два варианта. Первый состоит в том, что Вселенная будет постоянно расширяться в течение неограниченного времени. Второй обрекает Вселенную на грандиозную катастрофу- сингулярность.
Выбор вариантов определяется значением средней плотности вещества во Вселенной. Эта цифра, несмотря на большое число наблюдательных данных, многочисленные теоретические оценки, известна не с очень высокой точностью. Если учесть только массу галактик, а затем усреднить ее по объему Вселенной, то получится значение средней плотности ρ = 3*10-31 г/см3. Но, кроме галактик, в космосе есть еще ионизированный газ, черные дыры, потухшие звезды и другие виды материи. Значение средней плотности галактик много меньше значений критической плотности, при котором фаза расширения обязательно должна смениться фазой сжатия.
Однако в астрофизике существует так называемая проблема скрытой массы - трудно наблюдаемых форм вещества в космосе. Эта масса может находиться как в скоплениях галактик, так и в пространстве между скоплениями. Оценки скрытой массы поднимают значение средней плотности вещества Вселенной почти до ее критического значения.
Список использованной литературы:
http://www.pereplet.ru/obrazovanie/stsoros/571.html
http://school.xvatit.com/index.php?title=Будущее_Вселенной
http://www.spacephys.ru/proekty/astrofizika
http://www.wikiznanie.ru/ru-wz/index.php/Астрофизика
Засов А.В., Постнов К.А. Курс общей астрофизики (2-е изд.: Фрязино: Век 2, 2011)
http://ru.wikipedia.org/wiki/Тёмная_материя
http://biofile.ru/kosmos/2817.html
34.2
Астрофизика - это наука на границе астрономии и физики, учение о вселенной, о строении, физических процессах и химических свойствах небесных объектов - звезд и галактик (планет, Солнца, комет, туманностей).
Космос - малоизученное пространство, которое заставляет задаваться многими вопросами. Например, астрофизики строят предположения, что происходит внутри черных дыр, пытаются понять, что такое темная материя и каковы свойства гравитации. Поиск ответов на эти вопросы заставляет ученых проводить разные исследования. Например, в скором времени астрофизики планируют отправить колонию на Марс, а на Луне - построить сверхмощный телескоп.
Астрофизика не стоит на месте и в ближайшем будущем в ней будет сделано немало открытий.
Астрофизик - редкая и узко специализированная профессия. Востребованность ее небольшая. Но в таких всемирно известных корпорациях как Роскосмос или NASAталантливые специалисты просто необходимы.
Практически все астрофизики имеют . Все они когда-то закончили , защитили диссертационные работы, имеют научные публикации и . Связано это с тем, что астрофизики требуются, в основном, в организациях, которые занимаются научными исследованиями. Это университеты и научные институты, обсерватории и упомянутые выше корпорации Роскосомос и NASA.
В обсерваториях работает основная часть астрофизиков. Это учреждение, где фиксируют движение небесных тел. Ее расположение не случайно - она строится на возвышенной местности и в точке с лучшим обзором звездного неба. Учитываются также климат и видимость атмосферы.
Обычно обсерватория принадлежит университету либо научному институту и может находиться от них достаточно далеко. Так, главный офис Роскосмоса находится в Москве, а его обсерватории в Байконуре (Казахстан), Кисловодске и на Камчатке.
Работа в обсерватории - это, в первую очередь, наблюдение за небесными телами. Однако от способа и цели наблюдения зависят рабочие условия астрофизика.
Наблюдение за близкими к Земле космическими телами .
Сюда относится наблюдение за планетами Солнечной системы, ее спутниками, ближайшими звездами, - за всем тем, что мы можем увидеть на небе невооруженным глазом. Поскольку эти объекты находятся достаточно близко к Земле, астрофизик использует телескоп с увеличивающими линзами - благодаря многократному увеличению он может рассмотреть, к примеру, кратеры Луны, ураганы на Юпитере или кольца Сатурна.
Главное условие для такой работы - ночное время суток, поэтому астрофизик работает ночью, по 8-14 часов в зависимости от времени года.
Наблюдение за космическими телами, расположенными далеко от Земли.
Видимые звезды и планеты - всего лишь малая доля того, что есть во Вселенной. Существует множество других небесных тел, которые находятся настолько далеко от нас, что свет от них просто не доходит до Земли. Там, где находятся эти объекты, мы едва ли что-то увидим, поэтому астрофизик ищет их только по невидимым радиоволнам.
Прибор, который фиксирует эти волны - радиотелескоп. С помощью такой аппаратуры астрофизик получают данные о скоплениях межзвездного газа, пылевых облаков, реликтовом излучении (это так называемые «остатки Большого Взрыва, с которого и началось образование нашей Вселенной). Радиотелескоп позволяет «заглянуть» намного дальше нашей галактики.
Местоположение (координаты) этих объектов он получает при помощи радиоинтерфермометра - это огромное сооружение, размером с саму обсерваторию. Внешне оно напоминает локатор.
Анализ полученных данных.
Наблюдения - лишь часть большой работы, которую проделывает астрофизик. Все полученные данные он записывает, затем исследует. Такая работа происходит уже в научно-исследовательском центре или институте по будням, с утра до вечера.
Все полученные выводы астрофизик описывает, приводит к ним аргументы. Затем закладывает их в основу научно-исследовательской работы.
Космические обсерватории
Астрофизик так же может вести наблюдение за небесными телами сидя в главном офисе исследовательского центра или компании. Для этого ему не нужно дожидаться захода солнца или ясной погоды - он получает данные прямиком из космоса на свой компьютер. Полученная информация сохраняется, и специалист может взглянуть на нее в любое время. Поэтому работает он как обычный офисный сотрудник - по будням, с утра до вечера.
Данные приходят от космической обсерватории - это самостоятельный аппарат, который снабжен сверхмощными телескопами и различными датчиками. Эти аппараты летают на орбите Земли и автоматически пересылают данные с датчиков и снимки на компьютер астрофизика. Всего их 9, и большая часть их принадлежит корпорации NASA.
Информация от космических обсерваторий приходит разная. Опытному астрофизику она может сообщить не только о местонахождении объекта, но и о том, что он из себя представляет. Например, переменное гамма-излучение характерно для недавно зародившейся звезды. Рентегеновские лучи могут указывать на черные дыры, ультрафиолетовые - на скопление межзвездного газа, а инфракрасные на водяные пары и химический состав небесного тела. Недавно астрофизики с помощью инфракрасных космических обсерваторий обнаружили органические вещества за 375 световых лет от Солнца. Это значит, что кроме Земли жизнь может существовать и в других уголках нашей Вселенной.
Космические полеты
Полет в космос - огромная работа разных специалистов. Астрофизики в этом процессе исполняют важную роль. Ранее полетами в космос занимались две корпорации: Роскосмос (Россия) и NASA(США). Однако последние 5 лет американцы не отправляли своих кораблей, поэтому готовят к полету наши отечественные астрофизики.
Задача специалистов - определить цель полета и условия, с которыми придется столкнуться космонавту. Этап работы астрофизиков - самый ответственный. Они информируют главных и о физических условиях в открытом космосе (а это температура -270°C, опасные дозы радиации, давление и прочие факторы). Сообщают о местоположении обломков космического мусора, который может травмировать космонавта, о влиянии других небесных тел и возможных трудностях и препятствиях. Космос малоизвестен и опасен, однако астрофизики знают о нем больше других.
Обмен опытом
Важная часть работы хорошего астрофизика - посещение различных конференций, международных совещаний, обсерваторий, в которых трудятся его зарубежные коллеги. Это не только хорошая возможность узнать лучше об опыте других астрофизиков, но и увидеть зарубежные страны и города.
средняя по России: средняя по Москве: средняя по Санкт-Петербургу:
Цель работы специалиста - пополнение сведений о космосе.
Трудясь астрофизиком, можно выбрать одно из направлений: теоретик - работает с архивным материалом, изучая его и формулируя выводы; практик - сам добывает данные для дальнейшего их изучения; преподаватель - передает знания через лекции, доклады, уроки.
Астрофизики следят за небесными объектами, используя современное увеличительное оборудование; создают и поясняют теории об организации космоса; исследуют экспериментальный материал; выдвигают и испытывают гипотезы; пишут научные статьи; применяют компьютерное и математическое моделирование при пояснении космических событий и феноменов; участвуют в научных симпозиумах (совещание ученых из разных стран), конференциях.
Астрофизики изучают конкретные объекты, описывают определенные физические механизмы: ускорение космических лучей, взрывы на звездах, возникновение гамма-вспышек, сверхновых звезд и т.п.
В своей работе ученые используют специальные методы: спектральный анализ (определение химического состава и физических параметров), фотография, фотометрия (определение яркости), астрономические наблюдения.
Если желаете добиться профессиональных успехов и роста, необходимо непрерывно обучаться, накапливать практические знания и умения, устанавливать важные контакты. Тогда появится возможность получить хорошую должность, участвовать в международных проектах.
Разные уровни высшего образования позволяют астрофизику претендовать на разные должности:
