ASTROFIZICA, o ramură a astronomiei care studiază corpurile cerești, sistemele lor și spațiul dintre ele pe baza unei analize a proceselor fizice și a fenomenelor care apar în Univers. Astrofizica studiază obiectele cerești de orice scară, de la particule de praf cosmic la structuri intergalactice și Universul în ansamblu, toate tipurile de câmpuri (radiații gravitaționale, magnetice, electromagnetice) și proprietățile geometrice ale spațiului cosmic în sine. Scopul cercetării astrofizice este de a înțelege structura, interacțiunea și evoluția corpurilor cerești, a sistemelor lor și a Universului în ansamblu. Gama de parametri fizici - densitate, temperatură, presiune, intensitatea câmpului magnetic etc., cu care trebuie să avem de-a face cu astrofizica - o depășește cu mult pe cea realizabilă în laboratoarele terestre. Prin urmare, multe obiecte astrofizice acționează ca un laborator fizic unic, oferind oportunități pentru studierea materiei și câmpurilor în condiții extreme. Acest lucru face din astrofizică o parte integrantă a fizicii.
Conform obiectelor de cercetare în astrofizică, fizica sistemului solar, heliofizica (fizica Soarelui), fizica stelelor și a mediului interstelar, galactic (obiectul de studiu este galaxia noastră) și astragalactic (obiecte din afara galaxia), cosmologia (studiul universului în ansamblu) se disting. Majoritatea covârșitoare a informațiilor din astrofizică este obținută prin înregistrarea și analiza radiației electromagnetice a corpurilor cerești. În funcție de intervalul spectral în care se efectuează observațiile, acestea fac distincția între astrofizica observațională optică (dezvoltată în secolul al XIX-lea), radioastronomia (care a devenit o ramură independentă a astrofizicii la mijlocul secolului al XX-lea), ultraviolete și X -astronomia razelor (care a fost dezvoltată pe scară largă încă din anii 1970), astronomie în infraroșu, submilimetru și gamma. Astrofizica razelor cosmice (care a prins contur în anii 1960), astrofizica neutrino (care a apărut în anii 1970) și astronomia cu unde gravitaționale, care fac primii pași, sunt oarecum separate. Conform metodelor de cercetare în astrofizică, se disting astropolarimetria, astrospectroscopia și astrofotometria. În secolul al XX-lea, astrofizica a ocupat o poziție dominantă în astronomie. Dezvoltarea rapidă a astrofizicii de la începutul secolului al XX-lea a fost cauzată, pe de o parte, de progresul tehnic general, care a dus la schimbări radicale în tehnica observațiilor astrofizice și, pe de altă parte, de dezvoltarea fizicii. Apariția mecanicii cuantice (anii 1920) și a fizicii nucleare (anii 1930-1950) a avut un impact deosebit de important asupra astrofizicii. Rolul teoriei generale a relativității a crescut treptat și până la începutul secolului 21 a devenit cel mai important în astrofizică. (Pentru istoria dezvoltării astrofizicii, a se vedea articolul Astronomie.)
sistem solar... Majoritatea informațiilor fizice despre sistemul solar provin din explorarea spațiului. Au fost obținute imagini la scară largă și s-a efectuat cartarea suprafețelor lunare, a planetelor terestre, a sateliților planetari și a unui număr de asteroizi. Rolul relativ al factorilor endogeni (vulcanism, mișcări tectonice) și exogeni (bombardarea meteoritului) și a proceselor de eroziune a devenit clar. Vulcanismul activ pe luna lui Jupiter Io a fost descoperit și mecanismul său a fost elucidat (disiparea energiei deformărilor mareelor). Pentru Lună, Marte și asteroidul Eros, măsurătorile directe au găsit compoziția chimică și mineralogică a acoperirii lor. A fost stabilită vârsta rocilor lunare livrate pe Pământ (până la 4,5 miliarde de ani). Compoziția chimică a fost determinată în detaliu, au fost studiate structura, circulația generală și dinamica atmosferelor planetelor. În același timp, au fost efectuate măsurători directe în atmosferele lui Venus și Jupiter de la vehiculele de coborâre; pe Marte, măsurătorile au fost efectuate în mod repetat de la suprafața sa. A apărut o nouă direcție științifică - climatologia planetelor. S-au găsit cantități mari de gheață de apă pe Marte. Există indicii puternice ale prezenței unor cantități semnificative de apă lichidă pe planetă în trecut. Câmpurile magnetice ale planetelor au fost măsurate din nave spațiale și structura lor a fost studiată. Structura magnetosferelor planetelor cu câmpuri magnetice (Mercur, Pământ, planete gigantice) s-a dovedit a fi complexă, în special pentru Jupiter. Centurile de radiații sunt deschise lângă Pământ și planete gigantice, cele mai puternice sunt lângă Jupiter. Conceptul de structură internă a planetelor a fost rafinat semnificativ. Una dintre problemele cheie din fizica sistemului solar rămâne problema originii sale. Înțelepciunea convențională este că planetele s-au format acum aproximativ 5 miliarde de ani, la scurt timp după nașterea Soarelui, dintr-un disc de gaz și praf care îl înconjura.
Fizica Soarelui... Specificitatea cercetării solare este determinată de apropierea de noi. Prin urmare, există fluxuri mari de radiații și posibilitatea de a observa fenomene care se dezvoltă pe Soare pe scări spațiale mici, până la 100 km. În plus, materia vântului solar și a particulelor de raze cosmice solare sunt disponibile pentru cercetare directă. Majoritatea cercetărilor heliofizice au o valoare aplicată datorită impactului direct al evenimentelor asupra Soarelui asupra biosferei Pământului, inclusiv asupra sănătății umane și a activităților lor tehnologice (comunicații radio, astronautică etc.).
Ceea ce vedem ca „suprafața” Soarelui, așa-numita fotosferă, sunt straturi ale atmosferei solare cu o temperatură de 5000-6000 K. Compoziția chimică a fotosferei a fost studiată în detaliu de intensitățile liniilor de absorbție. în spectrul solar, iar prin linia Doppler se schimbă, mișcarea gazului în ea. Diverse formațiuni structurale sunt observate în fotosferă, inclusiv petele solare. În straturile exterioare ale atmosferei solare - cromosfera și mai ales în coroană - rolul decisiv îl joacă câmpul magnetic, care controlează mișcarea plasmei solare. Aceste straturi ale atmosferei solare sunt extrem de eterogene și dinamice, conțin diverse formațiuni (proeminențe, bucle magnetice, găuri coronice etc.) care se schimbă de la o zi la alta, uneori apar explozii, însoțite de o restructurare a câmpului magnetic (flare cromosferice , proeminențe eruptive). Monitorizarea activității solare, așa-numitul serviciu al Soarelui, a luat naștere în secolul al XIX-lea. La mijlocul secolului al XX-lea, măsurătorile sistematice ale emisiilor radio de la Soare, apoi radiațiile ultraviolete și cu raze X de la navele spațiale, au fost adăugate observațiilor optice.
Din anii 1970, au început măsurătorile fluxului de neutrini, provenind direct din interiorul Soarelui și născute în timpul reacțiilor termonucleare care au loc acolo. În 2003, s-a stabilit în mod fiabil că fluxul total de neutrini solari este în concordanță cu cele prezise teoretic de modelul structurii Soarelui. În același timp, aceste măsurători au făcut posibilă demonstrarea faptului că masa de repaus a neutrino este diferită de zero - fapt important pentru fizica particulelor elementare. Experimentele cu neutrino au dovedit corectitudinea conceptelor de bază ale reacțiilor nucleare ca sursă de energie pentru Soare (și stele) și, în plus, au făcut posibilă măsurarea temperaturii în centrul Soarelui cu o eroare de câteva procente. Studiile oscilațiilor și undelor care se propagă pe „suprafața” Soarelui (helioseismologie) au făcut posibilă măsurarea principalelor caracteristici fizice ale interiorului Soarelui și au confirmat pe deplin modelul teoretic.
Fizica stelelor- una dintre cele mai importante ramuri ale astrofizicii. S-a dezvoltat în două direcții - studiul structurii straturilor exterioare ale stelei, din care radiațiile scapă direct (atmosfere stelare) și studiul interiorului stelar și a proceselor care au loc acolo care determină structura și evoluția stelei ca un intreg, per total. Studiul atmosferelor stelare este de fapt interpretarea spectrelor stelare. În prima jumătate a secolului XX, a fost dezvoltată o clasificare empirică bidimensională a spectrelor stelare. Crearea unei teorii consistente a spectrelor stelare a devenit posibilă numai odată cu dezvoltarea mecanicii cuantice, care a făcut posibilă înțelegerea fizicii proceselor elementare de interacțiune dintre radiații și materie. Unul dintre cele mai importante fapte stabilite în studiul spectrelor stelare este asemănarea compoziției chimice a atmosferelor celor mai normale stele ale discului Galaxy cu compoziția chimică a atmosferei Soarelui [hidrogen aproximativ 70% în masă, heliu 27% , toate celelalte elemente luate împreună (așa-numitul greu), nu mai mult de 3%]. Stelele componentei sferice ale galaxiei noastre au conținut de elemente grele de zeci și sute de ori mai mici decât cel al Soarelui. Acest fapt, descoperit în anii 1940 și 1950, a fost explicat în teoria originii elementelor chimice din stele, creată în anii 1950 și 1960, conform căreia toate elementele chimice, cu excepția hidrogenului și parțial heliu și litiu, au fost sintetizate în adâncimi de mai multe generații.stele (vezi Nucleosinteza).
Baza observațională pentru studierea structurii și evoluției stelelor este relația statistică dintre principalii lor parametri globali - mase, luminozități și raze (vezi diagrama Hertzsprung - Russell, dependența de masă - luminozitate). Masele stelelor se găsesc conform celei de-a treia legi a lui Kenlsra din studiul mișcării stelelor binare. S-a dovedit că acestea sunt cuprinse între 0,1 și 100 de mase solare. Din punct de vedere fizic, trăsăturile distinctive ale stelelor normale sunt reacțiile termonucleare ale transformării lui H în He, care se desfășoară în profunzimea lor și după epuizarea acestuia - fuziunea C și O de la He și așa mai departe, sus la 56Fe fier. Lanțuri specifice de reacții de ardere nucleară a hidrogenului, care furnizează eliberarea de energie în stele și pe Soare pentru cea mai mare parte a vieții lor, au fost indicate la sfârșitul anilor 1930 (H. Bethe, K. Weizsäcker). Analiza a arătat că stelele cu mase mai mari de ~ 100 mase solare nu ar fi stabile, prin urmare nu sunt în natură. Corpurile cu mase de la ≈0.1 la ≈0.01 mase solare sunt obiecte intermediare între stele și planete - așa-numitele sub stele sau pitici maronii (descoperite în anii 1990). Temperaturile din ele sunt insuficiente pentru sinteza heliului, dar în adâncurile lor există o ardere a unui izotop greu de hidrogen - deuteriu, precum și litiu. Dacă masa este mai mică de ≈0,01 mase solare (mai exact, ≤13 mase de Jupiter), atunci reacțiile termonucleare nu merg deloc - aceasta este deja o planetă.
Produsul final al evoluției stelelor cu mase inițiale ≤ 8 mase solare sunt pitice albe compacte (de mărimea unui glob). Stelele masive parcurg toate etapele combustiei nucleare până la formarea fierului, după care se încalcă echilibrul lor mecanic, are loc o explozie grandioasă, observată ca o explozie de supernovă. Exploziile supernova dau naștere stelelor de neutroni (cu o rază de aproximativ 10 km), a căror posibilitate a fost subliniată de L. D. Landau în 1932. Au fost descoperite în a doua jumătate a anilor 1960 (J. Bell, E. Hewish) sub formă de pulsari ai unor surse punctuale de emisie radio de intensitate variabilă periodic. Cele mai masive stele, care explodează la sfârșitul vieții lor ca supernove, aparent dau naștere unor găuri negre - obiecte care nu sunt în echilibru și continuă să se comprime la nesfârșit. Până la începutul secolului 21, aproximativ 20 de obiecte au fost descoperite în Galaxy, care sunt, judecând după multe semne, găuri negre de mase stelare. Ejectarea materiei în timpul exploziei supernova duce la generalizarea mediului interstelar de către elementele grele și, prin urmare, modifică treptat compoziția chimică a materialului de construcție pentru generațiile următoare de stele.
Crearea unei teorii consistente a structurii și evoluției stelelor este una dintre realizările majore ale științelor naturale în secolul al XX-lea. În astronomie, teoria evoluției stelare a jucat un rol comparabil cu cel al teoriei evoluției lui Darwin în biologie.
Fizica mediului interstelar... Mediul interstelar este format din mai multe componente principale - gaz, praf (aproximativ 1% din masa gazului), particule de mare energie - raze cosmice, câmpuri magnetice și radiații electromagnetice. În domeniul optic, materia interstelară apare ca nebuloase de gaz și praf. Praful de stele provoacă, de asemenea, absorbția interstelară. Teoria strălucirii nebuloaselor gazoase sub acțiunea radiațiilor ultraviolete de la stelele fierbinți scufundate în ele a devenit baza pentru determinarea temperaturilor, densităților și compoziției chimice a nebuloaselor. Progresul colosal în studiul mediului interstelar a fost cauzat de dezvoltarea radioastronomiei. Emisia de hidrogen neutru într-o linie cu lungimea de undă de 21 cm (descoperită în anii 1950) a făcut posibilă studierea distribuției și mișcării hidrogenului neutru în galaxia noastră și apoi în alte galaxii. Spectroscopia radio a mediului interstelar a făcut posibilă descoperirea prezenței în el a mai mult de o sută de tipuri de molecule, inclusiv a celor poliatomice. Au fost descoperite masere naturale puternice care funcționează pe moleculele OH, H2O și altele. Studiile extra-atmosferice din gama ultraviolete au condus în anii 1970 la descoperirea în Galaxy a câtorva mii de nori gigantici de hidrogen molecular cu mase de ordinul unui milion solar masele. Observațiile cu raze X au furnizat informații cu privire la cea mai fierbinte componentă a mediului interstelar și au făcut posibilă (împreună cu observațiile din gama radio) să se studieze în detaliu un număr mare de resturi de supernova. Până la sfârșitul secolului al XX-lea, una dintre întrebările centrale ale fizicii mediului interstelar a fost studiul proceselor de naștere a stelelor care au loc în el. S-a stabilit că formarea stelelor are loc în complexe gigant masive de gaz-praf datorită apariției instabilității gravitaționale în ele (al cărei criteriu a fost găsit de J. H. Jeans în 1902). Studiul procesului de formare a stelelor în galaxia noastră și în alte galaxii este o zonă în dezvoltare activă a astrofizicii.
Fizica galaxiei... Conceptul galaxiei noastre ca o galaxie tipică spirală s-a dezvoltat treptat, începând cu anii 1920, când s-a stabilit pentru prima dată (H. Shapley) că Soarele este departe de centrul sistemului nostru stelar. Conform datelor moderne, distanța de la Soare la centrul galaxiei este de 8 kpc, adică 27 de mii de ani lumină, iar perioada orbitală (anul galactic) este de aproximativ 230 de milioane de ani. Cea mai mare parte a materiei direct observabile (luminoase) din Galaxy este concentrată în stele, al căror număr este de aproximativ 1011. Masa mediului interstelar este de aproximativ 10% din masa totală a stelelor. În Galaxy se disting trei componente - un disc (populația stelară I plus un strat subțire de gaz-praf de materie interstelară), o componentă sferică (populația stelară II) și un halou întunecat (corpuri și / sau particule de natură necunoscută, prezența dintre care este revelat doar de gravitatea lor). În discul galaxiei, nașterea stelelor continuă în timpul nostru (rata formării stelelor este de aproximativ 1 masă solară pe an). Stelele născute în complexe de gaz-praf formează grupuri stelare deschise și asociații stelare. Componenta sferică a Galaxy include, de asemenea, aproximativ 150 de grupuri de stele globulare. Studiul grupurilor de stele din anii 1930-1950 a furnizat o bază observațională solidă și, în același timp, a devenit un test al teoriei evoluției stelare. În aureola Galaxy, a cărei existență a fost stabilită la sfârșitul secolului al XX-lea, cea mai mare parte a masei Galaxy este concentrată. Care este substanța halo-ului nu se cunoaște. Nu strălucește în niciun interval și, prin urmare, a primit numele de materie întunecată. Elucidarea naturii sale este una dintre problemele importante nerezolvate ale astrofizicii. În chiar centrul galaxiei există un corp compact masiv (aproximativ 3-106 mase solare), conform punctului de vedere general acceptat, o gaură neagră.
Fizica obiectelor extragalactice... Galaxiile de trei tipuri morfologice principale - eliptice, spirale și neregulate - diferă foarte mult în ceea ce privește conținutul de gaz interstelar din ele (cel mai puțin în cele eliptice, cel mai mult în galaxiile neregulate) și în intensitatea procesului de formare a stelelor din ele. În evoluția galaxiilor, interacțiunea lor, coliziunile și chiar fuziunile joacă un rol important (a se vedea galaxiile interacționale). Studiul morfologiei galaxiilor în comparație cu compoziția populației lor stelare este una dintre zonele în curs de dezvoltare activă ale cercetării extragalactice. O descoperire importantă a fost făcută atunci când s-a studiat rotația galaxiilor spirale prin efectul Doppler (atât în domeniul optic, cât și prin linia radio a hidrogenului neutru cu o lungime de undă de 21 cm). S-a dovedit că în galaxii masa totală a stelelor este doar câteva zeci de procente din masele lor totale, restul este materie întunecată, care formează un halou extins în jurul corpului vizibil al galaxiei, depășind semnificativ dimensiunea discului stelar . Existența materiei întunecate a fost asumată pentru o lungă perioadă de timp (bazată pe măsurători ale vitezei mișcărilor galaxiilor în grupuri) și la sfârșitul secolului al XX-lea a fost confirmată prin mai multe metode, în special prin observații ale lentilelor gravitaționale ale radiațiilor din galaxii și quasare îndepărtate.
O provocare de lungă durată în cercetarea galactică a fost explicarea naturii brațelor spirale. Se crede că sunt unde de densitate care călătoresc pe discul stelar rotativ al galaxiei. Ei sunt supuși unui proces activ de formare a stelelor. Una dintre problemele de actualitate din astrofizică este studiul proceselor care au loc în nucleele galaxiilor. În nucleele galaxiilor eliptice și spirale există obiecte compacte supermasive (10 6 - 3 × 10 9), după toate indicațiile - găuri negre. Gazul și stelele sunt observate în imediata apropiere, deplasându-se cu viteze de până la mii de kilometri pe secundă. Când gazul și stelele sunt capturate de găurile negre, se eliberează energie gravitațională colosală, care este transformată în radiații de toate gamele spectrale - de la radio la raze X. Dacă luminozitatea nucleului galactic activ depășește luminozitatea întregii galaxii cu 2-3 ordine de mărime, atunci obiectul este numit quasar, cu mai puțină eliberare de energie, se vorbește pur și simplu despre o galaxie activă de un tip sau altul (vezi Nucleii galactici activi).
Galaxiile sunt distribuite inegal în spațiu, formând grupuri și grupuri (cu numărul de membri de la câțiva la mii), precum și goluri uriașe - goluri de zeci de megaparseci. Galaxia noastră este situată la periferia unui bogat grup de galaxii, la o distanță de aproximativ 15 Mpc (aproximativ 50 de milioane de ani lumină) de centrul său. În spațiul intergalactic din grupurile de galaxii există un gaz extrem de rarefiat (1 atom la câțiva metri cubi) fierbinte (cu o temperatură de 107-108 K), care a fost detectat prin emisia sa de raze X. Masa gazului intergalactic depășește masa totală a stelelor găsite în toate galaxiile din cluster. Neomogenitatea în distribuția galaxiilor persistă până la scări de aproximativ 100 Mpc, pe scară largă Universul este, în medie, omogen.
Cosmologie ... Cosmologia se bazează pe teoria relativității generale a lui A. Einstein (1915). Pe baza ecuațiilor fundamentale descoperite de el care leagă distribuția materiei de proprietățile geometrice ale spațiului și cursul timpului, în 1917 Einstein a construit un model static al Universului. În 1922, A. A. Friedman a descoperit că ecuațiile lui Einstein au soluții care descriu o lume care se extinde în timp. Așa a fost introdusă în știință paradigma Universului în evoluție. În 1929, E. Hubble a stabilit că oricare două galaxii separate de o distanță suficient de mare se îndepărtează una de cealaltă cu o viteză proporțională cu această distanță (legea lui Hubble). Datorită expansiunii generale a spațiului descrisă de legea Hubble, liniile din spectrele obiectelor îndepărtate - galaxii și quasare - sunt deplasate spre roșu datorită efectului Doppler. Astfel, teoria Universului în expansiune a primit confirmarea observațională. În 1946, J. Gamow a prezentat conceptul unui Univers fierbinte, potrivit căruia în primele etape ale expansiunii, la scurt timp după naștere (așa-numitul Big Bang), Universul era foarte fierbinte și în el radiația domina asupra materiei. . La extindere, temperatura a scăzut și, dintr-un anumit moment, spațiul a devenit practic transparent pentru radiații. Radiația, păstrată din acest moment al evoluției (radiația de fundal cu microunde sau radiația relicvă), umple uniform întregul Univers până acum. Datorită expansiunii cosmologice, temperatura acestei radiații continuă să scadă. În prezent, este de 2,7 K. Radiația relicvă a fost descoperită în 1965 (A. Penzias, R. Wilson). În 1992, s-au descoperit mici fluctuații prezise teoretic în distribuția intensității CMB peste cer, care transportă informații despre Universul timpuriu. Studiul lor a dat rezultate importante pentru cosmologie. În 1998, studiul exploziilor de supernove din galaxiile extrem de îndepărtate a dus la o descoperire neașteptată care a provocat o revizuire radicală a ideilor despre dinamica expansiunii Universului și despre rolul materiei obișnuite în acesta. S-a constatat că universul se extinde în prezent cu o viteză accelerată. Agentul care provoacă această accelerație se numește energie întunecată. Spre deosebire de substanțele obișnuite, creează presiune negativă. Natura energiei întunecate este încă necunoscută. Aproximativ 70% din masa Universului este contribuită de energia întunecată, 27% - de materia întunecată de natură necunoscută și doar 3% este asigurată de materia obișnuită (barionică), din care doar aproximativ 0,5% sunt produse de stele. Universul are 14 miliarde de ani. La începutul secolului al XXI-lea, cosmologia devenise cel mai rapid domeniu al astrofizicii.
Lit.: Allen K.U. Cantități astrofizice. M., 1977; Sobolev V.V. Curs de astrofizică teoretică. M., 1985; Fizica spațiului: o mică enciclopedie. A 2-a ed. M., 1986; Carroll B. W., Ostlie D. A. O introducere în astrofizica modernă. Reading (Mass.) 1996; Padmanabhan T. Astrofizică teoretică: În 3 vol. Camb., 2000-2002.
Astrofizică Eu
Astrofizică
o ramură a astronomiei care studiază fenomenele fizice care apar în corpurile cerești, sistemele lor și în spațiul cosmic, precum și procesele chimice din ele. Arheologia include dezvoltarea metodelor de obținere a informațiilor despre fenomenele fizice din Univers, colectarea acestor informații (în principal prin observații astronomice), prelucrarea lor științifică și generalizarea teoretică. A. teoretic, în generalizarea și explicarea datelor de fapt obținute de A. observațional, folosește legile și metodele fizicii teoretice. Totalitatea metodelor de observație A. este adesea numită practică A. Spre deosebire de fizică, care se bazează pe un experiment asociat cu o schimbare arbitrară a condițiilor de apariție a unui fenomen, A. se bazează în principal pe observații atunci când cercetătorul este incapabil să influențeze cursul procesului fizic. Cu toate acestea, în studiul acestui fenomen sau altui fenomen, este de obicei posibil să-l observăm pe multe obiecte cerești în diferite condiții, astfel încât în cele din urmă L. nu se află în poziție mai puțin favorabilă decât fizica experimentală. În multe cazuri, condițiile în care materia se află în corpurile și sistemele cerești sunt mult diferite de cele disponibile laboratoarelor moderne de fizică (densități ultra-ridicate și ultra-mici, temperaturi ridicate etc.). Datorită acestui fapt, cercetarea astrofizică duce adesea la descoperirea de noi legi fizice. Din punct de vedere istoric, arheologia observațională a fost împărțită în discipline separate din două motive: prin metode de observare și prin obiecte de observare. Disciplinele precum Astrofotometria, Astrospectroscopia, Astrospectrofotometria, Astropolarimetria, Astrocolorimetria, astronomie cu raze X, astronomie Gamma etc. sunt dedicate diferitelor metode. ,
Fizica planetelor ,
fizica nebuloaselor galactice (A se vedea nebuloasele galactice) ,
fizică stele si etc. Odată cu dezvoltarea tehnologiei zborului spațial în cercetarea astrofizică, un rol din ce în ce mai mare îl joacă astronomia extra-atmosferică. ,
bazat pe observații cu instrumente desfășurate pe sateliți de pământ artificial și sonde spațiale. Odată cu dezvoltarea astronauticii, a devenit posibilă instalarea unor astfel de instrumente și pe alte corpuri cerești (în principal pe Lună). Dezvoltarea astronomiei experimentale este propusă pe aceeași bază. Pe marginea astronomiei observaționale și experimentale se află astronomia radar (radar pentru meteori, lună și planetele cele mai apropiate de pământ), precum și astronomia cu laser, care primește informații despre corpurile cerești folosite în arheologie prin iluminarea artificială a acestora cu fascicule de undele electromagnetice. Descoperirile astrofizice care dezvăluie noi forme de existență a materiei și noi forme de organizare naturală a acesteia în natură sunt o strălucită confirmare a tezei fundamentale a materialismului dialectic despre inepuizabilitatea calitativă a materiei. Principalele centre de cercetare astrofizică din URSS sunt: Observatorul astrofizic din Crimeea al Academiei de Științe a URSS, Observatorul Astronomic al Pulkovo al Academiei de Științe a URSS, Main, Observatorul astrofizic Abastumani
Academia de Științe din RSS Georgiană și Observatorul Astrofizic Byurakan al Academiei de Științe din RSS Armenească. Lucrări importante în domeniul arheologiei se desfășoară și la universitățile din Moscova și Leningrad. Cercetările astrofizice se dezvoltă rapid în instituțiile astronomice din Alma-Ata, Dushanbe, Shemakha și Riga. Reînviat în ultimele decenii, unul dintre cele mai vechi observatoare din țara noastră din Tartu (acum în Tyravere) este, de asemenea, angajat în principal în cercetări astrofizice. Lucrările la astronomie se desfășoară și la Observatorul Radio Astronomiei Serpukhov (vezi Observatorul Radio Astronomiei Serpukhov) și la Observatorul Radio Astronomiei Zimenkovo (vezi Observatorul Radio Astronomiei Zimenkovsk). Printre instituțiile științifice străine care efectuează cercetări astrofizice, un loc proeminent este ocupat de: Observatorul Astronomic Muntele Palomar și Observatorul Astronomic Lick din SUA, Observatorul Saint-Michel din Franța, în Cehoslovacia, Observatorul Astronomic Concoli din Ungaria, Observatoarele radioastronomice în Cambridge Bank și Jodrell în Marea Britanie și în Parks în Australia etc. Referință istorică. Deja în secolul al II-lea. Î.Hr. e. stelele vizibile cu ochiul liber au fost împărțite în 6 clase în funcție de luminozitatea lor (magnitudini stelare (a se vedea magnitudinea)) .
În esență, această diviziune, rafinată ulterior și extinsă la stele mai slabe și metode non-vizuale de recepție a radiațiilor, a constituit baza astrofotometriei moderne. Chiar înainte de invenția telescopului, proeminențele solare au fost descrise în cronicile rusești (secolul al XII-lea), stele noi și supernova au fost descoperite în galaxie (în special, observațiile atente ale supernova 1572 în Cassiopeia au fost făcute de danezul Tycho Brahe și Astronomul din Praga T. Gajek), comete strălucitoare. Invenția telescopului a făcut posibilă obținerea de informații valoroase despre Soare, Lună și planete. Descoperirea fazelor lui Venus de către G. Galileo și a atmosferei lui Venus de către M.V. Lomonosov a avut o mare importanță pentru înțelegerea naturii planetelor. Studiile detaliate ale liniilor întunecate din spectrul solar de către omul de știință german I. Fraunhofer (1814) au fost primul pas în obținerea informațiilor spectrale de masă despre corpurile cerești. Valoarea sa a fost recunoscută după lucrările lui G. Kirchhoff și R. Bunsen (Germania) privind analiza spectrală (1859-62). De la începutul anilor 90. secolul al 19-lea Majoritatea celor mai mari telescoape din lume au fost echipate cu spectrografe cu fante pentru studierea spectrelor stelelor cu dispersie ridicată, iar fotografierea spectrelor stelelor și a altor corpuri cerești a constituit cea mai mare parte a programului de observare cu aceste instrumente. Pionierii astrofizicii moderne și-au dedicat lucrarea în acest sens: astronomul rus A. A. Belopolsky, G. Vogel (Germania), W. Campbell și E. Pickering (SUA) și alții, ca rezultat al cercetărilor lor, s-au determinat viteza radială. multe stele, stele binare spectroscopice au fost descoperite, s-a constatat o modificare a vitezei radiale a cefeidelor (a se vedea cefeidele) ,
au fost puse bazele clasificării spectrale a stelelor (vezi Clasificarea spectrală a stelelor).
Dezvoltarea rapidă a spectroscopiei de laborator și teoria spectrelor atomice și ionice bazate pe mecanica cuantică au condus în prima jumătate a secolului XX. la posibilitatea interpretării spectrelor stelare și la dezvoltarea pe această bază a fizicii stelelor și, în primul rând, a fizicii atmosferelor stelare. El a pus bazele teoriei ionizării în atmosfere stelare în primul sfert al secolului XX. Fizicianul indian M. Sakha.
De la începutul celui de-al doilea sfert al secolului XX. Ca urmare a identificării liniilor interzise în spectrele nebuloaselor gazoase și a extinderii studiilor de absorbție interstelară, studiate pentru prima dată de astronomul rus V. Ya. Struve (1847), fizica materiei interstelare a început să se dezvolte rapid și metodele radioastronomiei au deschis posibilități nelimitate pentru această zonă de A. hidrogen cu lungimea de undă de 21 cm si etc.). Deja în anii '20. În secolul al XX-lea, grație muncii lui E. Hubble (SUA), natura extragalactică a nebuloaselor spirale a fost în cele din urmă dovedită. Aceste obiecte cerești, Galaxii ,
care sunt conglomerate gigantice de stele și materie interstelară, sunt studiate atât prin metode optice, cât și prin radioastronomie; ambele metode oferă informații la fel de importante și reciproc complementare, deși cea din urmă este inferioară primei în ceea ce privește cantitatea de informații. De la sfârșitul anilor 40. Secolului 20 Reflectoare mari cu un câmp vizual mare (telescoapele Schmidt și Maksutov) au fost folosite pentru a fotografia cerul, ceea ce a făcut posibilă studierea masivă a galaxiilor și a grupurilor lor. Cercetări efectuate la Observatorul Mount Palomar din SUA (V. Baade, Zwicky, Sandij), la Observatorul astrofizic Byurakan al Academiei de Științe din RSS armeană (V.A. P.K.Sternberg din Moscova (B.A.Vorontsov-Velyaminov), precum și observațiile de la observatoarele radioastronomice din Cambridge (Marea Britanie) și din Parks (Australia), au dezvăluit o mare varietate de forme de galaxii și procesele fizice care au loc în ele. Deschis în a doua jumătate a anilor '50. procesele explozive grandioase, care sunt o manifestare a activității nucleelor galactice, au pus problema teoretică a explicării lor. În prima jumătate a anilor '60. au fost descoperite surse radio cuasistelare (quasari). Studiul cuasarelor și nucleelor galactice a arătat că ambele sunt fundamental diferite în natură de stele, planete și praf sau gaz interstelar. Noile fenomene observate în ele sunt atât de specifice, încât conceptele fizice stabilite nu sunt întotdeauna aplicabile acestora. Datorită acestor descoperiri și a multor alte descoperiri, A. suferă, în esență, o revoluție comparabilă ca semnificație cu revoluția în astronomie a timpurilor lui Copernic - Galileo - Kepler - Newton și cu tulburarea pe care fizica a experimentat-o în prima treime al secolului XX. Dezvoltarea astronomiei extra-atmosferice a îmbogățit semnificativ metodele astronomiei planetare, fotografierea părții îndepărtate a Lunii (1959, URSS), prima lansare a echipamentului științific pe Lună și realizarea de fotografii a peisajelor lunare (1966, S1SSR), fotografii a lui Marte la distanță mică (1965, SUA), realizarea spațiului sovietic o sondă a atmosferei inferioare a lui Venus (1967, URSS), aterizarea astronauților pe Lună și începutul studiilor directe ale solului lunar (1969 , SUA) - acestea sunt primele rezultate remarcabile în acest domeniu al astronomiei. Investigații ale corpurilor sistemului solar... Dintre planetele majore, cea mai complet studiată este Pământul, care face obiectul cercetărilor în geofizică (vezi Geofizică). Informații despre restul de opt planete până la mijlocul secolului XX. a rămas relativ rar. Cu toate acestea, dezvoltarea cercetării bazate pe observații cu sonde spațiale va face posibilă schimbarea acestei situații în viitorul apropiat. În rezolvarea diferitelor probleme legate de studiul structurii și compoziției atmosferelor planetare prin metode de la sol, aceleași metode observaționale și teoretice sunt adesea folosite în arheologie ca și în geofizică (în special, metode pentru studierea straturilor superioare ale atmosferei terestre) ). Studiile spectrale ale planetelor cu acoperire atmosferică prezintă un interes deosebit. Ca urmare a acestor studii, s-au stabilit diferențe fundamentale în compoziția atmosferelor planetelor. În special, sa dovedit că în atmosfera lui Jupiter, componenta principală este amoniacul, în atmosfera lui Venus - dioxidul de carbon, în timp ce azotul molecular și oxigenul prevalează pe Pământ. Descoperirea unor formațiuni mari de tip crater pe Marte (cu ajutorul sondelor spațiale Mariner, SUA) stabilește sarcina de a crea o teorie generală a apariției reliefului pe planete și pe Lună. Există două teorii opuse despre originea craterelor de pe Lună și Marte. Una atribuie formarea lor vulcanismului, cealaltă impactului unor meteoriți uriași. Ca urmare a descoperirii de noi dovezi în favoarea vulcanismului pe Lună, primul dintre ei găsește din ce în ce mai mulți susținători. Informații despre caracteristicile topografiei planetelor, precum și despre legile rotației lor, precum și unele altele sunt furnizate de observațiile radar [V. A. Kotelnikov (URSS) și alții]. Majoritatea sateliților planetelor, precum și a tuturor planetelor minore, nu au atmosfere, deoarece forța gravitațională de pe suprafața lor este insuficientă pentru a menține gazele pe ele. Micile dimensiuni unghiulare ale acestor corpuri nu permit studierea; detalii ale suprafețelor lor. Prin urmare, singurele informații despre fizica acestor corpuri se bazează pe măsurători ale reflectivității lor integrale în diferite părți ale spectrului. Modificările luminozității lor ne oferă informații despre rotația lor. De mare interes sunt fenomenele care apar atunci când cometele se apropie de Soare. Ca urmare a proceselor de sublimare care au loc sub influența radiației solare, gazele sunt eliberate din nucleul cometei, formând un cap extins de cometă. Impactul radiației solare și, aparent, al vântului solar (vezi. Vânt solar) determină formarea unei cozi, uneori ajungând la milioane de kilometri lungime. Gazele eliberate intră în spațiul interplanetar, ca urmare a căruia, la fiecare apropiere de Soare, cometa își pierde o parte semnificativă din masă. În acest sens, cometele, în special cometele cu perioadă scurtă, sunt considerate obiecte cu o durată de viață scurtă, măsurate în milenii sau chiar secole (S. K. Vsekhsvyatsky și alții). Studierea originii și dezvoltării sistemului cometar va face posibilă tragerea concluziilor legate de evoluția întregului sistem solar. Fizica Soarelui... Procesele fizice care au loc în Soare sunt practic independente de influența mediului. Dezvoltarea Soarelui, cel puțin în epoca actuală, se datorează legilor sale interne. S-a constatat că în interiorul Soarelui, precum și în interiorul tuturor stelelor, există surse de energie termică (de natură nucleară), datorită cărora materia Soarelui (stelele) este încălzită la o temperatură ridicată. Ca urmare, energia radiantă este emisă spre exterior. Echilibrul se stabilește între puterea de radiație a Soarelui (stele) și puterea totală a surselor de energie termică situate în acesta. În același timp, manifestările activității solare - radiația Soarelui, emisia de fluxuri de particule cu câmpuri magnetice „înghețate” în ele - are un impact semnificativ asupra dezvoltării tuturor corpurilor sistemului solar. Obiectele studiului detaliat sunt diverse formațiuni din atmosfera Soarelui: pete solare, torțe, proeminențe. Un interes deosebit sunt erupțiile cromosferice pe termen scurt, care durează de obicei câteva zeci de minute și sunt însoțite de eliberarea unei cantități semnificative de energie. Fluxurile corpusculare asociate cu regiunile active ale Soarelui au fost studiate la Observatorul astrofizic din Crimeea al Academiei de Științe a URSS (E.R. Mustel). În straturile exterioare ale Soarelui, există schimbări constante ale câmpurilor magnetice. Cercetările efectuate la același observator (A.B. Severny) au făcut posibilă stabilirea unei legături între flăcări și schimbări rapide în structura câmpului magnetic într-o anumită parte a suprafeței solare. Studiile teoretice au arătat că transferul de energie în Soare (precum și în stele) are loc în principal prin emisia și absorbția radiațiilor. Pe această concluzie, se construiește teoria echilibrului radiant al Soarelui, care se aplică atât straturilor exterioare cât și interioare ale Soarelui. Cea mai importantă întrebare a fizicii Soarelui (precum și a stelelor) este natura surselor de energie. Energia comprimării gravitaționale s-a dovedit a fi insuficientă. Ipoteza conform căreia sursa energiei solare este reacțiile termonucleare, cantitativ, poate explica satisfăcător radiația de-a lungul a miliarde de ani; cu toate acestea, are nevoie de o verificare finală. O elucidare completă a naturii surselor de energie solară și stelară va fi de o mare importanță pentru rezolvarea problemelor evoluției Soarelui și a stelelor. Având în vedere importanța științifică a studierii proceselor fizice care apar în straturile de suprafață ale Soarelui și a influenței acestora asupra straturilor superioare ale atmosferei Pământului, observatoarele din multe țări s-au unit pentru observarea sistematică a acestor procese prin toate metodele disponibile, organizând un serviciu non-stop al Soarelui. Fizica stelelor... În studiul stelelor, un rol important îl joacă ideile despre structura Soarelui, care sunt modificate în așa fel încât să satisfacă datele fotometrice și mai ales spectrale asupra stelelor. Datorită naturii diverse a informațiilor spectrale, este în cele din urmă posibil să se găsească o soluție fără ambiguități la această problemă. Până în prezent, spectrele a peste un milion de stele au fost clasificate. Clasificarea spectrală a stelelor a fost dezvoltată pentru prima dată la începutul secolului al XX-lea. la Observatorul Harvard (SUA) și apoi îmbunătățit și rafinat. Principala caracteristică a acestei clasificări este prezența anumitor linii spectrale și intensitățile lor relative. Obiectele interesante sunt așa-numitele. pitici albi cu o temperatură de suprafață relativ ridicată (de la 7000 ° la 30.000 °) și o luminozitate scăzută, de multe ori mai mică decât luminozitatea Soarelui (vezi Luminozitatea unei stele). Densitățile medii ale unor pitici albi sunt de peste un milion de ori mai mari decât ale apei. Mai târziu, s-a stabilit teoretic posibilitatea unor configurații de masă stelară constând dintr-un gaz degenerat de neutroni și chiar de sferoni. Densitatea acestor configurații ar trebui să ajungă la 10 14 -10 15 densitatea apei. Cu toate acestea, mulți ani astfel de configurații nu au putut fi găsite. Pulsarii au fost descoperiți abia în 1967 -
obiecte care emit cu o perioadă de variabilitate măsurată în unele cazuri în secunde, iar în altele - în fracțiuni de secundă. Există motive întemeiate să credem că acestea sunt configurații superdense. Un interes deosebit sunt stelele variabile ,
care schimbă strălucirea și spectrul. În acele cazuri în care astfel de schimbări sunt periodice sau aproximativ periodice, ele sunt explicate prin pulsații, adică prin expansiuni și contracții succesive ale stelei. Modificări mai profunde apar la stelele ne staționare (a se vedea stelele ne staționare) ,
dintre care mulți sunt tinere vedete în devenire. Stelele de tip RW Auriga au o mare importanță, prezentând modificări complet neregulate ale luminozității și fac parte din asociațiile T (vezi asociațiile stelare) ,
a cărei vârstă nu depășește 10 milioane de ani. Într-o etapă ulterioară a dezvoltării, multe dintre aceste stele, având o strălucire normală constantă, experimentează din când în când flăcări care durează doar câteva min, când luminozitatea lor crește de mai multe ori și, uneori (în partea cu unde scurte a spectrului) de sute de ori. Un exemplu de stea în această etapă este steaua variabilă UV Ceti. În timp ce radiația stelară normală este de natură pur termică, energia eliberată în timpul erupțiilor este în mod clar de origine non-termică. Chiar și mai grandioase procese de eliberare a energiei au loc în timpul izbucnirilor noilor stele (Vezi Stelele Noi
și supernove (Vezi Supernove). În timpul exploziilor supernova pentru un interval de timp de ordinul 1 lună alocat 10 42 j(10 49 erg). În timpul focarelor de noi și superne, sunt scoase coji de gaz în expansiune. Flăcările așa-numitelor stele variabile nova, în special stelele SS Cygnus, ocupă o poziție intermediară în scară între flăcările stelelor nova și UV Ceti. Fizica nebuloaselor. Procesele fizice care apar în nebuloasele gazoase iluminate de stelele fierbinți au fost studiate în detaliu. Aceste procese sunt reduse în esență la fluorescență sub influența radiațiilor ultraviolete de la stelele fierbinți. În ceea ce privește nebuloasele gazoase care nu sunt iluminate de stele fierbinți, studiul lor este posibil datorită faptului că emit o linie radio cu hidrogen cu lungimea de undă de 21 cm. Majoritatea nebuloaselor gazoase conțin, de asemenea, materie prăfuită, care constă din particule solide. Dacă o nebuloasă gaz-praf este iluminată de o stea cu temperatură relativ scăzută, a cărei radiație nu poate provoca fluorescența gazului, atunci lumina stelei iluminatoare se reflectă din componenta de praf a nebuloasei. În astfel de cazuri, spectrul nebuloasei este o replică a spectrului stelei. Nebuloasele radio sunt observate și în Galaxy, emițând un spectru continuu în gama radio; o astfel de radiație este asociată cu decelerarea electronilor relativisti din câmpurile magnetice - așa-numita radiație sincrotronă (studii ale astronomului sovietic I.S.Sklovski și alții). Aceste nebuloase sunt rezultatul exploziei supernova; asemenea sunt Nebuloasa Crabului și sursa radio Cassiopeia A. Durata de viață a acestora este măsurată doar în mii și, uneori, chiar și în sute de ani. Fizica obiectelor extragalactice. La începutul studiului, galaxiile erau privite ca conglomerate mecanice de stele și nebuloase. Prin urmare, au fost discutate doar întrebările legate de cinematica și dinamica lor internă. Cu toate acestea, s-a aflat curând că există o legătură clară între forma galaxiilor (eliptică, spirală, neregulată) și clasele de stele incluse în ele („populația stelară”), în special prezența stelelor tinere în ele - uriași albaștri. În brațele galaxiilor spirale, se observă nereguli mari, asociații O, care sunt sisteme formate din stele tinere și nebuloase. Apariția lor este aparent asociată cu procese fizice profunde în care mase mari de materie pre-stelară sunt transformate în stele obișnuite. Studiul acestor procese este una dintre cele mai dificile probleme nerezolvate ale lui A. De la mijlocul secolului XX. a început să dezvăluie rolul mare al nucleelor galactice în evoluția lor. S-a stabilit existența diferitelor forme de activitate nucleară, în special explozii uriașe, în care sunt expulzați nori imensi de electroni relativisti. Ca urmare a unor astfel de explozii, galaxiile obișnuite se transformă în galaxii radio. Nori și jeturi de gaz obișnuit sunt, de asemenea, evacuate. Toate aceste fenomene indică faptul că în nucleele galaxiilor au loc procese foarte profunde de transformare a materiei și energiei. Descoperirea surselor cvasi-stelare de emisie radio (quasarii), precum și a obiectelor cvasi-stelare pur optice, a dus la descoperirea unor procese și mai profunde. În primul rând, s-a dovedit că printre quasare există obiecte care emit 10 de 13 ori mai puternice radiații decât Soarele și de sute de ori mai luminoase decât galaxiile supergigante. Quasarii experimentează schimbări de luminozitate relativ rapide, ceea ce indică diametre mici ale acestora (un spectru continuu este emis dintr-un volum cu un diametru de cel mult 0,2 parsec).
În multe privințe, quasarii sunt similari celor mai activi nuclei de galaxii, doar scara fenomenelor din ele este mai mare. Masele quasarilor sunt necunoscute. Cu toate acestea, considerându-le ca fiind nuclee foarte mari, izolate, se poate presupune că sunt 10 11 mase solare și mai mult. Astrofizică teoretică. Scopul A. teoretic este de a explica fenomenele studiate de A. pe baza legilor generale ale fizicii. Procedând astfel, ea folosește atât metode deja dezvoltate în fizica teoretică, cât și metode speciale dezvoltate pentru studierea fenomenelor din corpurile cerești și asociate cu proprietățile specifice ale acestor corpuri. Deoarece toate informațiile despre procesele astrofizice sunt obținute pe baza înregistrării radiațiilor care ajung la noi, prima sarcină a arheologiei teoretice este o interpretare directă a rezultatelor observațiilor și întocmirea, în prima etapă, a unei imagini externe a procesului de desfășurare ( de exemplu, observațiile luminozității și spectrelor noilor stele au fost interpretate pe baza conceptului unei straturi exterioare de ejecție a stelei în spațiul înconjurător). Cu toate acestea, scopul său final este de a clarifica mecanismul și cauzele fenomenului (în exemplul dat, cauzele exploziei, care duce la ejecția cochiliei). Principala diferență între procesele studiate de A., în cele mai multe cazuri, este rolul esențial al interacțiunii materiei cu radiațiile. Prin urmare, A. teoretic, împreună cu rezolvarea problemelor specifice, dezvoltă și metode generale pentru studierea acestei interacțiuni. În timp ce fizica teoretică este interesată de procesele elementare de acest tip, A. studiază rezultatele interacțiunilor multiple și complexe în sisteme mari; Astfel, teoria transferului de radiații într-un mediu material, care este folosită și în alte ramuri ale fizicii, a atins o mare perfecțiune tocmai în A. Dezvoltarea cu succes în lucrările astronomilor sovietici VV Sobolev și a altei teorii a transferului de radiații în spectru , liniile au făcut posibilă stabilirea legilor exacte ale liniilor de absorbție a formării și ale liniilor de emisie în atmosfere stelare. Astfel, a devenit posibilă o interpretare cantitativă a spectrelor stelare. Au fost, de asemenea, dezvoltate metode generale pentru calcularea stărilor de echilibru ale maselor stelare. O mulțime de lucrări asupra configurațiilor de echilibru ale stelelor gazoase au fost efectuate de M. Schwarzschild (SUA) și A. G. Masevich (URSS). Teoria configurațiilor degenerate, care ia în considerare degenerarea gazului electronic, a fost dezvoltată în al doilea sfert al secolului al XX-lea. E. Miln (Marea Britanie) și S. Chandrasekhar (India). În cazul configurațiilor superdense (în care gazul barionic este deja degenerat), calculele ar trebui efectuate pe baza teoriei generale a relativității. Aceste întrebări, precum și investigațiile teoretice referitoare la procesul de extindere a Universului în ansamblu, constituie o nouă ramură a arheologiei teoretice, numită astrofizică relativistă (vezi Astrofizică relativistă).
Rezultatele cercetărilor astrofizice sunt publicate în principal în lucrările observatoarelor, precum și în reviste speciale, inclusiv pe cele principale: Astronomical Journal (Moscova, din 1924), Astrophysics (Er., Since 1965), Astrophysical Journal (Chi., din 1895), „Notificări lunare ale Societății Astronomice Regale” (L., din 1827), „Annales d„ astrophysique ”(P., din 1938-68),„ Zeitschrift fur Astrophysik ”(V., din 1930-44 ), etc. Lit.: Cursul de astrofizică și astronomie stelară, v. 1-3, M.-L., 1951-64; Sobolev V.V., Curs de astrofizică teoretică, M., 1967; Ambartsumyan VA, Problemele evoluției universului, Yer., 1968; Dezvoltarea astronomiei în URSS, M., 1967; Struve O. V., Zebergs V., Astronomy of the 20th century, trad. din engleză, M., 1968; Zel'dovich Ya.B. și Novikov I.D., Astrofizică relativistă, Moscova, 1968. V. A. Ambartsumyan. jurnal științific al Academiei de Științe din RSS armeană. Publicat în Erevan. Fondată în 1965, publicată de 4 ori pe an. Publică articole despre fizica stelelor, a nebuloaselor și a mediului interstelar, despre astronomie stelară și extragalactică și despre probleme legate de astrofizică.
Marea Enciclopedie Sovietică. - M.: Enciclopedie sovietică. 1969-1978 .
Astronomia este o știință care studiază corpurile cerești, mișcarea, structura lor, precum și sistemele formate de acestea. Aceasta este cea mai veche zonă a cunoașterii: originile astronomiei se pierd în negura timpului.
Putem spune că a evoluat împreună cu umanitatea. Și astăzi astronomia nu stă pe loc. Folosind cele mai noi tehnologii, oamenii de știință rafinează și completează constant teoriile deja stabilite. Cele mai cunoscute descoperiri din ultimii ani au fost adesea asociate cu fenomenele studiate de astrofizicieni. Folosind pe deplin progresele tehnologice, astronomii se confruntă inevitabil cu limitările minții umane. Astrofizica este o ramură a astronomiei, poate cel mai adesea confruntată cu fapte care nu pot fi încă explicate. Oamenii de știință care lucrează sub steagul ei, încercând să găsească răspunsuri la întrebări din ce în ce mai complexe, stimulând astfel progresul tehnologic. Ceea ce studiază astrofizicienii, ce au reușit deja să afle și ce mistere le oferă Universul astăzi și vor fi discutate mai jos.
Astrofizica se ocupă cu definirea caracteristicilor fizice și a interacțiunilor acestora. În teoriile sale, ea se bazează pe cunoștințe despre legile naturii, acumulate de știință în procesul studierii proprietăților materiei de pe Pământ.
Astrofizicienii se confruntă cu limitări semnificative în munca lor. Spre deosebire de colegii care studiază microcosmosul sau macro-obiectele în condițiile Pământului, ei nu pot efectua experimente. Multe dintre forțele care acționează în spațiu se manifestă doar la mare distanță sau în prezența obiectelor de masă și volum gigantice. O astfel de interacțiune nu poate fi studiată în laborator, deoarece este imposibil să se creeze condițiile necesare. Astrofizica generală se ocupă în principal de rezultatele observației pasive.
În astfel de condiții, este dificil să ne imaginăm obținerea de date despre obiecte. Datorită imposibilității experimentelor din această secțiune a astronomiei, nu există o măsurare directă a parametrilor necesari. În acest caz, ce studiază astrofizicienii și pe ce își bazează concluziile? Principala sursă de informații pentru oamenii de știință în astfel de condiții este analiza undelor electromagnetice emise de corpurile cerești.
Astronomia este o știință care studiază corpurile cerești din timpuri imemoriale, dar o astfel de secțiune precum astrofizica nu a fost întotdeauna în ea. De fapt, și-a început formarea în 1859, când G. Kirchhoff și R. Bunsen, după finalizarea unei serii de experimente, au stabilit că orice element chimic are un spectru liniar unic. Aceasta a însemnat că spectrul unui corp ceresc poate fi judecat în funcție de compoziția sa chimică. Așa s-a născut analiza spectrală și odată cu aceasta a apărut și astrofizica.
În 1868, o metodă nou dezvoltată a făcut posibilă descoperirea unui nou element chimic, heliul. A fost descoperit în timpul observării unei eclipse totale de soare și a studiului cromosferei luminarului.
Astrofizica modernă se bazează, de asemenea, în mare măsură pe date. Tehnologia avansată vă permite să obțineți informații despre aproape toate caracteristicile corpurilor cerești, precum și despre spațiul interstelar: temperatura, compoziția, comportamentul atomilor, intensitatea câmpului magnetic etc.
Descoperirea emisiei radio a extins semnificativ posibilitățile astrofizicii. Înregistrarea sa a făcut posibilă studierea gazului rece care umple spațiul interstelar și emite lumină invizibilă pentru ochi, precum și procesele care au loc în pulsarii și stelele de neutroni îndepărtați. Descoperirea teoriei big bang-ului, care prindea contur în acel moment, a avut o mare importanță pentru toată astronomia.
Epoca spațială a oferit astrofizicienilor noi oportunități. Ultraviolete, raze X și radiații gamma au devenit disponibile, calea către Pământ este blocată de atmosferă. Telescoapele, create ținând cont de noile descoperiri, au făcut posibilă detectarea gazului fierbinte în grupuri de galaxii, stele de neutroni și unele caracteristici ale găurilor negre.
Știința modernă a pășit mult înainte în comparație cu starea în care se afla la sfârșitul secolului al XIX-lea. Astăzi astrofizicienii folosesc toate cele mai recente realizări în domeniul înregistrării radiațiilor electromagnetice și obținerea datelor pe obiecte îndepărtate pe baza lor. Cu toate acestea, nu se poate spune că această secțiune a astronomiei se mișcă absolut nestingherită pe calea studierii Universului. Condițiile care predomină în spațiul îndepărtat sunt uneori atât de dificil de înregistrat și de înțeles încât este dificil de interpretat datele obținute pe anumite obiecte.
În apropierea unei găuri negre, a intestinelor stelelor de neutroni și a câmpurilor lor magnetice, se pot manifesta noi proprietăți fizice ale materiei. Incapacitatea de a reproduce chiar aproximativ condițiile extreme sau limitative în care apar astfel de procese cosmice formează principalele dificultăți ale astrofizicii.
Una dintre cele mai importante sarcini ale astronomiei moderne este de a înțelege cum se dezvoltă vastul spațiu. Astăzi există două versiuni principale: Univers deschis și închis. Primul presupune o expansiune constantă și nelimitată. În acest model, distanța dintre galaxii crește doar și, după un timp, spațiul va deveni un deșert fără viață, cu insule rare de materie solidă. O altă opțiune presupune că expansiunea, care pentru majoritate este un fapt incontestabil, va fi înlocuită de o fază de contracție a Universului. Nu există un răspuns clar la întrebarea care teorie este încă corectă. Mai mult, apar descoperiri care complică semnificativ înțelegerea viitorului Universului și introduc o anumită cantitate de haos într-o imagine aparent armonioasă. Acestea includ, de exemplu, detectarea și energia.
Printre tot ceea ce studiază astrofizicienii, există o serie de obiecte cu o notă specială de mister. De asemenea, ele se referă la principalele probleme ale acestei ramuri a astronomiei. Acestea includ găuri negre, multe procese fizice în spațiu care nu au fost deloc studiate și explozii de raze gamma. Acestea din urmă reprezintă eliberarea unei cantități uriașe de energie, impulsuri de radiații gamma. De asemenea, natura lor nu este complet clară.
Înțelegerea unor astfel de obiecte și fenomene ne poate schimba semnificativ înțelegerea structurii Universului și a legilor spațiului. Contactul constant cu secretele universului face ca astrofizica să fie avangarda științei, evidențiind simultan limitele cunoașterii moderne și stimulând dezvoltarea lor ulterioară. Putem spune că această secțiune a astronomiei a devenit un fel de indicator al progresului: fiecare descoperire marchează victoria minții umane asupra unui alt mister.
Astrofizică - o știință care studiază obiectele și fenomenele spațiale îndepărtate prin metode fizice și este considerată una dintre secțiunile cheie atât ale astronomiei moderne, cât și ale fizicii moderne. Astrofizica vizează crearea unei imagini fizice a lumii înconjurătoare, studierea originii și evoluției ambelor clase individuale de obiecte astronomice și a Universului în ansamblu în cadrul legilor fizice cunoscute. Se bazează pe observații, dintre care analiza radiației din sursele spațiale și, mai ales, a spectrelor lor, joacă cel mai important rol. Interpretarea rezultatelor observației se bazează pe cunoașterea mecanismelor de emisie a undelor electromagnetice și a interacțiunii acestora cu materii de diferite densități pe drumul către observator. Astfel, subiectul astrofizicii este structura, proprietățile fizice și compoziția chimică a obiectelor cerești. La rândul său, astrofizica este subdivizată în astrofizică observațională, în care sunt dezvoltate și aplicate metode practice și instrumente pentru cercetarea astrofizică, precum și astrofizică teoretică, în care, pe baza legilor fundamentale ale fizicii, sunt construite modele teoretice pentru a explica fenomenele fizice observate.
Din punct de vedere istoric, astrofizica a apărut ca o direcție științifică independentă cu apariția la sfârșitul secolului al XIX-lea. analiza spectrală, care a deschis posibilitatea studierii la distanță a compoziției chimice și a stării fizice nu numai a laboratorului, ci și a surselor de lumină astronomice. Observațiile spectrelor stelelor au dovedit în cele din urmă că corpurile astronomice constau din atomi de elemente cunoscute pe Pământ, respectând aceleași legi fizice. „Unitatea” chimică a naturii a fost confirmată în mod clar în mod clar de descoperirea heliului - mai întâi (conform spectrului) în atmosfera Soarelui și abia apoi - în unele minerale de pe Pământ. Metodele moderne de cercetare astrofizică fac posibilă, prin caracteristicile spectrale ale radiației, nu numai să se afle starea fizică a mediului, temperatura și densitatea acestuia, ci și să se măsoare viteza radială a surselor și viteza mișcărilor interne în ele, pentru a estima distanța până la ei, pentru a afla mecanismul radiației, pentru a determina inducția câmpurilor magnetice și multe altele.
Progresul extraordinar al astrofizicii de-a lungul mai mult de un secol de existență a fost asociat atât cu dezvoltarea rapidă a diferitelor direcții ale fizicii clasice, cuantice și relativiste, pe de o parte, cât și cu crearea unor telescoape mari, apariția de noi detectoare de radiații. și metodele computerizate pentru procesarea observațiilor, pe de altă parte. Un salt foarte important înainte în cercetarea astrofizică a avut loc odată cu apariția metodelor de studiu activ al obiectelor spațiale în afara spectrului optic, mai întâi în regiunile infraroșii apropiate și radio (sfârșitul anilor 30 ai secolului XX) și mai târziu, cu ajutorul a tehnologiei spațiale, în razele infraroșii îndepărtate, ultraviolete îndepărtate (UV), razele X și gama (60-80 din secolul XX). „Multicolorul” Universului s-a transformat într-o înțelegere mai profundă a naturii corpurilor cosmice cunoscute de mult, precum și în descoperirea de noi tipuri de obiecte astronomice necunoscute anterior. Mai târziu, a început dezvoltarea astronomiei cu neutrini, bazată pe înregistrarea și analiza radiației neutrino din spațiu, deși până acum radiația neutrino a fost înregistrată doar de la două obiecte spațiale: de la Soare și de la o supernovă care a aruncat o galaxie vecină ( 1987). Următorul pas este astronomia undelor gravitaționale.
O caracteristică importantă a astrofizicii este că investighează procese care, de regulă, nu pot fi reproduse în laboratoarele de fizică. De exemplu, reacțiile termonucleare dintr-o plasmă împiedicată de expansiune prin propriul său câmp gravitațional nu sunt exotice, ci sursa cea mai comună de energie pentru stelele observate. Numai în astrofizică sunt cercetate medii cu densitate extrem de scăzută - mai mică de 10 -27 g / cm 3 (gaz intergalactic rarefiat), a cărui radiație, totuși, poate fi recepționată din cauza volumelor mari ocupate de gaz. Pe de altă parte, sunt cercetate densități de materie extrem de ridicate (de la câteva mii de g / cm 3 în stelele din gaz degenerat la 10 14 −10 15 g / cm 3 în stelele cu neutroni), temperaturi de miliarde de grade (regiuni interioare ale discuri de acumulare), abia detectabile sau, dimpotrivă, câmpuri gravitaționale extrem de puternice, particule elementare de origine cosmică cu energii ultra-ridicate, care nu sunt realizabile nici măcar pentru colizorii moderni. Chiar și materia „întunecată” invizibilă, care nu este detectabilă prin emisia de unde electromagnetice, este studiată - folosind observații ale efectului gravitațional asupra corpurilor, care sunt direct observate.
Toate acestea fac cercetarea astrofizică de neprețuit pentru rezolvarea problemelor fizice fundamentale. Nu este surprinzător faptul că aproape toate teoriile fizice fundamentale - de la mecanica clasică și gravitația newtoniană la teoria relativității și fizica particulelor elementare - au trecut sau sunt supuse testelor astronomice (astrofizice).
Evident, astrofizica este inseparabilă de fizică, deci nu există o limită clară între ele. Cu toate acestea, astrofizica are o caracteristică importantă, care rezidă nu atât în natura specifică a obiectelor spațiale, fie în scările spațiale neobișnuite ale fenomenelor, cât în studiul formării și evoluției corpurilor și sistemelor astronomice în funcție de starea lor observată. Potrivit celui mai mare astrofizician rus I.S. Shklovsky, „aproape principalul rezultat al multor ani de cercetare asupra obiectelor astronomice este afirmația că toate evoluează”. Forța principală care determină natura evoluției și interacțiunii obiectelor astronomice este gravitația, care în fizica fenomenelor „terestre”, de regulă, nu este decisivă sau este percepută doar ca prezență a gravitației. Prin urmare, în astrofizică, se acordă multă atenție studiului interacțiunii gravitaționale și auto-gravitației corpurilor cosmice.
Astfel, explicarea naturii și a trăsăturilor observate ale obiectelor spațiale, precum și originea și evoluția lor, sunt două aspecte principale și interdependente ale astrofizicii moderne.
Studenții, studenții absolvenți, tinerii oameni de știință care folosesc baza de cunoștințe în studiile și munca lor vă vor fi foarte recunoscători.
Introducere
Scopul astrofizicii este de a studia natura fizică și evoluția obiectelor spațiale individuale, inclusiv a întregului Univers. Astfel, astrofizica rezolvă cele mai generale probleme ale astronomiei în general. În ultimele decenii, a devenit cea mai importantă ramură a astronomiei. Aceasta nu înseamnă că rolul unor secțiuni „clasice” precum mecanica cerească, astrometria etc. - scăzut. Dimpotrivă, numărul și semnificația muncii în domeniile tradiționale ale astronomiei crește și acum, dar în astrofizică această creștere este mai rapidă. În general, astronomia se dezvoltă armonios, ca o singură știință, iar direcția cercetării în diferitele sale secțiuni ia în considerare interesele lor reciproce, inclusiv astrofizica. De exemplu, dezvoltarea cercetării spațiale a contribuit parțial la apariția unei noi ramuri a mecanicii cerești - astrodinamica. Construcția modelelor spațiale ale Universului impune cerințe speciale „problemelor clasice” ale astrometriei etc.
După cum știți, în lunga sa istorie, astronomia a suferit mai multe revoluții care i-au schimbat complet natura. Unul dintre rezultatele acestui proces a fost apariția și dezvoltarea rapidă a astrofizicii. Acest lucru a fost facilitat în special de utilizarea telescopului de la începutul secolului al XVII-lea, descoperirea analizei spectrale și inventarea fotografiei în secolul al XIX-lea, apariția fotoelectricității, radioastronomiei și a metodelor de cercetare extra-atmosferică în secolul al XX-lea. . Toate acestea au extins neobișnuit posibilitățile astrofizicii observaționale sau practice și au condus la faptul că, la mijlocul secolului al XX-lea, astronomia a devenit complet val, adică a câștigat capacitatea de a extrage informații din orice domeniu al spectrului de radiații electromagnetice
În paralel cu dezvoltarea metodelor de astrofizică practică, grație progresului în fizică și în special creării teoriei radiațiilor și a structurii atomului, s-a dezvoltat astrofizica teoretică. Scopul său este de a interpreta rezultatele observațiilor, de a formula noi sarcini de cercetare și de a fundamenta metodele astrofizicii practice.
Ambele ramuri ale astrofizicii, la rândul lor, sunt împărțite în altele mai specifice. Împărțirea astrofizicii teoretice, de regulă, se realizează în funcție de obiectele cercetării: fizica stelelor, a Soarelui, a planetelor, a nebuloaselor, a razelor cosmice, a cosmologiei etc. Secțiunile de astrofizică practică reflectă de obicei anumite metode utilizate: astrofotometrie, astrospectrometrie, astrofotografie, colorimetrie etc.
Secțiunile de astrofizică, baza aplicării unor metode fundamental noi care au alcătuit o eră în astronomie și, de regulă, inclusiv secțiunile corespunzătoare de astrofizică teoretică, au primit nume precum radioastronomia, astronomie cu baloane, astronomie extra-atmosferică ( cercetare spațială), astronomie cu raze X, astronomie gamma, astronomie cu neutrini
"Sunt alături de mine cu uimire, deoarece am reușit deja să mă asigur că Luna este un corp similar cu Pământul."
Galileo Galilei (1610)
Telescoapele optice și utilizarea lor
Istoria primelor observații optice
Este greu de spus cine a inventat pentru prima oară telescopul. Se știe că chiar și anticii foloseau lupe. Legenda a ajuns la noi că presupusul Iulius Cezar, în timpul raidului său asupra Marii Britanii de pe țărmurile Galiei, a privit prin telescopul pământului brumos cețos. Roger Bacon, unul dintre cei mai remarcabili oameni de știință și gânditori ai secolului al XIII-lea, a inventat o combinație de lentile care face ca obiectele îndepărtate să pară apropiate când sunt privite
Dacă acest lucru a fost așa în realitate, nu se știe. Este incontestabil însă că la începutul secolului al XVII-lea în Olanda, aproape simultan, trei opticieni au anunțat inventarea telescopului - Lippersgey, Metzius și Jansen. Ei spun că copiii unuia dintre opticieni, jucându-se cu lentilele, au aranjat accidental doi dintre ei, astfel încât clopotnița îndepărtată părea brusc aproape. Cu toate acestea, până la sfârșitul anului 1608, primele telescoape fuseseră fabricate și zvonurile despre aceste noi instrumente optice s-au răspândit rapid în toată Europa.
La Padova, în acest moment, Galileo Galilei, profesor la o universitate locală, un orator elocvent și un susținător înfocat al doctrinei copernicane, era deja cunoscut pe scară largă. Auzind despre un nou instrument optic, am decis să construiesc un telescop cu propriile mâini. El însuși spune despre asta în felul acesta: „Cu aproximativ zece luni în urmă s-a știut că un anumit Fleming își construise o perspectivă, cu ajutorul căreia obiecte vizibile, departe de ochi, devin distinct distincte, de parcă ar fi apropiate. Acesta a fost motivul pentru care m-am orientat pentru a găsi motive și mijloace pentru inventarea unui instrument similar. Curând după aceea, bazându-mă pe doctrina refracției, am înțeles esența materiei și am făcut mai întâi un tub de plumb, la capetele căruia am așezat două pahare optice, ambele plate pe o parte, pe cealaltă parte, un pahar este convex-sferic, celălalt concav. "
Acest prim-născut al tehnologiei telescopice a dat o mărire de numai trei ori. Mai târziu, Galileo a reușit să construiască un instrument mai perfect, mărind de 30 de ori. Și apoi, după cum scrie Galileo, „părăsind afacerile pământești, m-am întors spre cer”.
7 ianuarie 1610 va rămâne pentru totdeauna o dată memorabilă în istoria omenirii. În seara acelei zile, Galileo și-a îndreptat telescopul spre cer pentru prima dată. Numele de „telescop” a fost dat noului instrument prin decizia Academiei Italiene de Științe. A văzut ce era imposibil să prevadă din timp. Luna, presărată cu munți și văi, s-a dovedit a fi o lume similară cel puțin în relief cu Pământul. Planeta Jupiter a apărut în fața ochilor uimitului Galileo ca un disc mic, în jurul căruia se învârteau patru stele neobișnuite - sateliții săi. Această pictură în miniatură seamănă cu sistemul solar așa cum și-a imaginat Copernic. Când a fost observată printr-un telescop, planeta Venus s-a dovedit a fi ca o lună mică. Și-a schimbat fazele, ceea ce indica faptul că orbitează Soarele. Pe Soare însuși (plasându-și un pahar întunecat în fața ochilor), Galileo a văzut pete negre, respingând astfel învățătura general acceptată a lui Aristotel despre „puritatea inviolabilă a cerului”. Aceste pete au fost deplasate în raport cu marginea soarelui, din care Galileo a tras concluzia corectă cu privire la rotația soarelui în jurul axei
În nopțile întunecate și transparente, multe stele erau vizibile în câmpul vizual al telescopului galilean, inaccesibil cu ochiul liber. Unele pete tulburi pe cerul nopții s-au dovedit a fi grupuri de stele strălucitoare. Calea Lactee, o bandă albicioasă, slab luminată, care înconjura întregul cer, s-a dovedit a fi o mare colecție de stele aglomerate.
Imperfecțiunea primului telescop l-a împiedicat pe Galileo să vadă inelele lui Saturn. În loc de inele, a văzut două anexe ciudate pe partea lui Saturn.
Descoperirile lui Galileo au pus bazele astronomiei telescopice. Dar telescoapele sale, care au confirmat noua viziune asupra lumii copernicane, erau foarte imperfecte.
Deja în timpul vieții lui Galileo, au fost înlocuiți cu telescoape de un tip ușor diferit. Inventatorul noului instrument a fost deja familiarul Johannes Kepler. În 1611, în tratatul său Dioptrica, Kepler a descris un telescop format din două lentile biconvexe. Kepler însuși, fiind un astronom tipic - teoretician, s-a limitat doar la descrierea schemei unui nou telescop, iar primul care a construit un astfel de telescop și l-a folosit în scopuri astronomice a fost iezuitul Shaker, un adversar al lui Galileo în dezbaterea lor aprinsă despre natura petelor solare.
Galileo a realizat un tub cu o mărire de 30 de ori. Această țeavă avea 1245 mm lungime; obiectivul avea un obiectiv convex cu un diametru de 53,5 mm; ocularul plat-concav avea un diametru de 25 mm. Tubul de mărire de 30x a fost cel mai bun dintre Galileo; se păstrează încă într-un muzeu din Florența. Cu ajutorul ei, Galileo a făcut toate descoperirile sale telescopice.
Galileo a descoperit munți și lanțuri montane pe lună, precum și mai multe pete întunecate, pe care le-a numit mare. La prima cunoaștere a suprafeței Lunii, Galileo a fost lovit de o circumstanță informată: suprafața Lunii părea similară cu suprafața Pământului - pe suprafața lunară (precum și pe pământ) erau munți mari , și lanțuri montane, mări și văi. La început, Galileo și-a asumat prezența apei (în mări) și a unui înveliș atmosferic pe Lună
La sfârșitul anului 1609 și începutul anului 1610, Galileo a explorat diferite obiecte cerești cu un telescop, inclusiv Calea Lactee. Aristotel a considerat Calea Lactee un fenomen atmosferic. Dar printr-un telescop, Galileo a văzut imediat că strălucirea Căii Lactee a fost cauzată de nenumărate stele aglomerate. Astfel, Calea Lactee s-a dovedit a fi un grup de stele, adică un fenomen cosmic și deloc atmosferic
Galileo a făcut o descoperire uimitoare, observând planeta Jupiter la începutul lunii ianuarie 1610
S-a păstrat jurnalul de observații al lui Galileo, pe care a început să îl păstreze regulat de la 7 ianuarie 1610. Pe 7 ianuarie, a văzut trei stele strălucitoare lângă Jupiter; doi erau la est de Jupiter, iar al treilea era la vest. Pe 8 ianuarie, și-a îndreptat din nou trompeta către Jupiter. Si ce? Aranjamentul stelelor s-a schimbat. Toate cele trei stele erau acum situate la vestul planetei și mai aproape una de alta decât în observația anterioară. „Ei”, scrie Galileo în „Star Messenger”, „stăteau încă pe o linie dreaptă, dar erau deja separați singuri la intervale egale”. Doar două erau vizibile pe 9 ianuarie și ambele erau la est de Jupiter.
Pe 13 ianuarie, Galileo a văzut deja patru stele lângă Jupiter; apoi a observat din nou toate cele patru stele pe 15, 19, 20, 21, 22 și 26 ianuarie și a fost în cele din urmă convins că a făcut o descoperire complet neașteptată: stabilise existența a patru sateliți ai planetei Jupiter. Galileo a decis să numească acești tovarăși „luminatorii Medici”, dedicându-și descoperirea ducelui de Toscana Cosimo II Medici
În octombrie 1610, Galileo a făcut o nouă descoperire senzațională: a observat fazele lui Venus. Galileo era sigur că Venus are faze și nu a fost deloc surprins să le vadă. Până la sfârșitul anului 1610, s-a făcut o altă descoperire remarcabilă: Galileo a văzut pete întunecate pe discul Soarelui. Aceste tocuri au fost văzute cam în același timp de alții: matematicianul englez Harriot (1560 - 1621), astronomul olandez Johann Fabrice (1587 - 1615) și iezuitul Christopher Scheiner (1575 - 1650)
Fabrice a fost primul care a informat lumea științifică despre descoperirea sa publicând în latină o broșură „Povestea petelor, observațiile Soarelui și mișcarea lor aparentă cu Soarele”. În această broșură, autorul susține că a observat pentru prima dată un loc pe discul Soarelui pe 9 martie 1611. După câteva zile de observații, locul a dispărut pe marginea de vest a discului solar și două săptămâni mai târziu a reapărut pe marginea de est. Din aceste observații, Fabrice a concluzionat că locul era în orbita soarelui. Curând, însă, și-a dat seama că mișcarea punctului de-a lungul discului solar este doar aparentă și că, în realitate, Soarele însuși se rotește în jurul axei
Gerriot a văzut trei pete negre pe discul solar la 1 decembrie 1610. În cele din urmă, iezuitul Christopher Scheiner a văzut petele solare în 1611, dar nu s-a grăbit să-și publice descoperirea neașteptată.
Descoperirea lui Galileo a fost comparată cu cea a Americii; a scris că secolul actual va fi pe bună dreptate mândru de deschiderea „cerurilor noi”. Numele lui Galileo a fost glorificat în numeroase litere, odele au fost compuse în cinstea sa. El l-a făcut în scurt timp pe cel mai faimos om de știință din Europa. Galileo a demonstrat obiecte cerești printr-un telescop multor concetățeni și vizitatori ocazionali
Observațiile lui Galileo despre natura lunii și despre munții și lanțurile montane lunare și măsurătorile sale despre înălțimile munților lunari arată că el a luat punctul de vedere al lui Copernic și Bruno. Citind „Star Messenger”, cititorii nu puteau deduce o astfel de concluzie că Galileo, pe baza observațiilor sale telescopice, consideră că Luna are o natură similară cu Pământul.
Din punctul de vedere al bisericii, ea mirosea a erezie, deoarece contraria ideii lui Aristotel a distincției categorice între „pământean” și „ceresc”, care a fost luminată de biserică. În trompeta sa, Galileo a observat de mai multe ori „lumina de cenușă” a lunii tinere; el, ca un secol înainte și Leonardo da Vinci, a explicat destul de corect fenomenul luminii de cenușă prin faptul că partea întunecată a suprafeței lunii în acest moment este iluminată de lumina Soarelui reflectată de la suprafața pământului. Galileo și-a folosit explicația pur copernicană ca un argument puternic în favoarea afirmației că deputatul Pământ, ca și alte planete, este un luminator. Galileo scrie: „Cu ajutorul dovezilor și al concluziilor științelor naturii, am confirmat de o sută de ori că Pământul se mișcă ca o planetă și depășește Luna în strălucirea luminii sale”. O astfel de concluzie a condus direct la o încălcare a poziției de bază a doctrinei copernicane conform căreia Pământul este una dintre planetele care orbitează Soarele. Oamenii de știință din diferite tabere care au citit „Buletinul Stelelor” au înțeles acest lucru bine. De aceea, Mesagerul Stelelor a fost citit de unii cu încântare, alții cu dezgust, ca o carte eretică, contrar tradiției bisericii și fizicii lui Aristotel. Vorbind despre lunile lui Jupiter. De asemenea, Galileo se declară în mod deschis copernican
Descoperirile descrise în „Star Gazette” au fost plouate cu obiecții tipărite. Astrologul german Martin Horky a scris un pamflet intitulat: „O campanie foarte scurtă împotriva mesagerului stea”. Această lucrare este preparatul unui astrolog impregnat cu credință în „știința” sa și nu a vrut să „creadă trompeta galileană”, întrucât „trâmbițele dau naștere iluziilor”. Lunile lui Jupiter au fost inventate de Galileo, a argumentat Horky, „pentru a-și satisface lăcomia de nesăturat după aur”.
Un alt adversar - italianul Colombe - i-a trimis lui Galileo un întreg tratat, unde, printre altele, a obiectat împotriva munților lunii și, în general, la tot felul de ridicări și depresiuni pe lună. Potrivit lui Colombe, abisurile și depresiunile observate de Galileo pe Lună sunt umplute cu un fel de substanță cristalină complet transparentă. Astfel, Luna reprezintă încă o sferă exactă, așa cum sugerează „marele profesor Aristotel”.
Florentinul Francesco Sizzi a publicat, de asemenea, un pamflet împotriva Star Messenger, unde a redus controversa despre noile descoperiri neașteptate ale lui Galileo la subtilități pur teologice. Deci, Sizzi declară că în cea de-a doua carte a lui Moise și în capitolul al patrulea al cărții profetului Zaharia, se pare că există indicații că numărul de planete din cer este de șapte. Numărul șapte este, în general, un simbol al perfecțiunii, de exemplu, în capul unei persoane există șapte „găuri” (două urechi, doi ochi, două nări și o gură). În mod similar, Dumnezeu a creat șapte planete: două „binefăcătoare” - Jupiter și Venus, două „dăunătoare” - Marte și Saturn, două fiind „luminatoare” - Soarele și Luna și una „indiferentă” - Mercur. Din această concluzie, Sizzi concluzionează: nu pot exista planete noi (adică sateliții lui Jupiter), iar Galileo cu trompeta sa a fost greșit
Acestea au fost argumentele oamenilor de știință de atunci. Cu toate acestea, descoperirile lui Galileo au fost confirmate în curând. Existența sateliților lui Jupiter a fost afirmată de Johannes Kepler. El și-a descris observațiile într-un mic pamflet în limba latină: „Povestea lui Johannes Kepler despre observațiile sale asupra celor patru luni ale lui Jupiter, pe care matematicianul florentin Galileo le-a numit pe bună dreptate luminile mediane”. Kepler privea printr-un tub destul de mediocru. De mai multe ori, la începutul lunii septembrie 1610, Kepler a văzut în mod clar acum două sau trei luni ale lui Jupiter, dar nu era sigur să o observe pe a patra. În noiembrie 1610, Peyresque și în Franța, în mod regulat, la fel ca Galileo, au început să observe sateliții lui Jupiter, cu scopul de a compila tabele ale mișcării lor. Gaultier și Gassendi l-au asistat în observațiile sale. Cu toate acestea, nu au reușit să compileze tabele, deoarece observațiile lor nu au fost suficient de exacte.
Galileo a vrut să-și confirme descoperirile telescopice, abătând acuzațiile ridicole că tocmai inventase toate acestea. Curând a reușit. Colegiul Roman a confirmat, cu câteva rezerve minore, validitatea descoperirilor telescopice ale lui Galileo. Părinții iezuiți ai Colegiului Roman au observat ei înșiși foarte atent și cu sârguință, înregistrările și desenele observațiilor lor asupra sateliților Jupiter au fost păstrate și au fost publicate în ediția de la Milano a lucrărilor lui Galileo. Astfel, într-o luptă acerbă între oamenii de știință inovatori și oamenii de știință scolastici care ocupau poziția de Aristotel, Galileo a câștigat. Dar victoria sa asupra adversarilor încăpățânați i-a creat mulți dușmani în rândul cărturarilor scolastici. Biserica Catolică a susținut cu tărie învățăturile lui Aristotel, astfel încât declarațiile tipărite ale lui Galileo împotriva acestuia din urmă au fost considerate de oponenții săi ca un atac asupra bisericii și viziunea generală a bisericii de atunci acceptată în general. A început lupta lui Galileo pentru o nouă știință, pentru o nouă viziune asupra lumii copernicane. În anii următori, această luptă s-a dezvoltat și s-a intensificat și mai mult.
Să luăm în considerare schemele optice și principiul de funcționare al telescoapelor galileene și kepleriene. Obiectiv DAR, orientarea spre lentila de observare se numește lentilă, iar lentila respectivă ÎN, la care observatorul își aplică ochiul - cu un ocular. Dacă obiectivul este mai gros la mijloc decât la margini, se numește colectiv sau pozitiv; în caz contrar, este împrăștiat sau negativ. În telescopul lui Galileo, obiectivul era un obiectiv plat convex, iar ocularul era un obiectiv plat concav. În esență, telescopul galilean era prototipul binoclului modern de teatru, care utilizează lentilele biconvexe și biconcave din telescopul Kepler, iar obiectivul și ocularul erau lentile biconvexe pozitive.
Să ne imaginăm cea mai simplă lentilă biconvexă, ale cărei suprafețe sferice au aceeași curbură. Liniile drepte care leagă centrele acestor suprafețe se numesc axa optică a lentilei. Dacă razele sunt incidente pe o astfel de lentilă, mergând paralel cu axa optică, acestea sunt refractate în lentilă, colectate într-un punct de pe axa optică, numit focalizarea lentilei. Distanța de la centrul obiectivului la focalizarea sa se numește distanță focală.
Cu cât este mai mare curbura focală a suprafețelor lentilei colectoare, cu atât este mai mică distanța sa focală. În focarul unui astfel de obiectiv, se obține întotdeauna o imagine reală a obiectului.
Lentilele negative difuzoare se comportă diferit. Ei împrăștie fasciculul incident asupra lor paralel cu axa optică și nu razele în sine converg în focarul unei astfel de lentile, ci continuarea lor. Prin urmare, lentilele difuze au, așa cum se spune, un focar imaginar și oferă o imagine imaginară
Corpurile cerești, practic vorbind, sunt „la infinit”, apoi imaginile lor sunt obținute în planul focal, adică în planul care trece prin focar Fși perpendicular pe axa optică. Între focalizare și obiectiv, Galileo a plasat un obiectiv difuz, care a dat o mărire imaginară, directă a imaginii. MN
Principalul dezavantaj al telescopului galilean era un câmp vizual foarte mic - acesta este numele pentru diametrul unghiular al cercului cerului vizibil prin telescop. Din această cauză, a fost foarte dificil pentru Galileo să direcționeze telescopul către corpul ceresc și să-l observe. Din același motiv, telescoapele galileene nu au fost folosite în astronomie după moartea inventatorului lor, iar binoclurile moderne de teatru pot fi considerate moaștele lor.
Într-un telescop Keplerian, imaginea este reală, mărită și inversată. Ultima circumstanță, incomodă atunci când observăm obiecte terestre în astronomie, este nesemnificativă - la urma urmei, nu există un vârf sau un fund absolut în spațiu și, prin urmare, corpurile cerești nu pot fi răsturnate de telescop
Primul dintre cele două avantaje principale ale unui telescop este creșterea unghiului de vedere din care vedem obiecte cerești. Ochiul uman este capabil să distingă separat două părți ale unui obiect dacă distanța unghiulară dintre ele nu este mai mică de un minut de arc. Prin urmare, de exemplu, pe Lună, ochiul liber distinge doar detalii mari, al căror diametru depășește 100 km. În condiții favorabile, când Soarele este acoperit de ceață tulbure, cea mai mare dintre petele solare poate fi văzută la suprafața sa. Nu sunt vizibile alte detalii pe corpurile cerești cu ochiul liber. Telescopul, pe de altă parte, mărește unghiul de vedere de zeci și sute de ori
Al doilea avantaj al telescopului asupra ochiului este că telescopul colectează mult mai multă lumină decât pupila ochiului uman, care, chiar și în întuneric complet, are un diametru de cel mult 8 mm. Evident, cantitatea de lumină colectată de telescop este de câte ori mai mare decât cantitatea pe care o colectează ochiul, cu atât cât aria obiectivului este mai mare decât aria pupilei. Cu alte cuvinte, acest raport este egal cu raportul dintre pătratele diametrelor lentilei și pupilei
Lumina colectată de telescop iese din ocular într-un fascicul de lumină concentrat. Cea mai mică secțiune a sa se numește pupila de ieșire. Tubul galilean nu are pupilă de ieșire. În esență, pupila de ieșire este imaginea obiectivului creat de ocular. Se poate arăta că mărirea unui telescop (adică creșterea unghiului de vedere în comparație cu ochiul liber) este egală cu raportul dintre distanța focală a obiectivului și distanța focală a ocularului. S-ar părea că orice creștere poate fi realizată. În teorie, acest lucru este adevărat, dar aproape totul arată diferit. În primul rând, cu cât este mai mare mărirea utilizată în telescop, cu atât câmpul său de vedere este mai mic. În al doilea rând, pe măsură ce creșterea crește, mișcarea aerului devine mai vizibilă. Jeturile de aer neomogene pătează, strică imaginea și uneori ceea ce este vizibil la măriri mici dispare la măriri mari. În cele din urmă, cu cât mărirea este mai mare, cu atât mai palidă și mai estompată este imaginea unui corp ceresc (de exemplu, luna). Cu alte cuvinte, odată cu mărirea crescândă, deși mai multe detalii sunt vizibile pe lună, soare și planete, luminozitatea suprafeței imaginilor lor scade. Există alte obstacole care împiedică utilizarea măririlor foarte mari (de exemplu, mii și zeci de mii de ori). Trebuie să căutăm ceva optim și, prin urmare, chiar și în telescoapele moderne, de regulă, cele mai mari măriri nu depășesc de câteva sute de ori.
La crearea telescoapelor de pe vremea lui Galileo, s-a respectat următoarea regulă: pupila de ieșire a telescopului nu trebuie să fie mai mare decât pupila observatorului. Este ușor de realizat că altfel o parte din lumina colectată de lentilă va fi irosită. O cantitate foarte importantă care caracterizează o lentilă a telescopului este deschiderea relativă, adică raportul dintre diametrul lentilei telescopului și distanța sa focală. Diafragma obiectivului se numește pătratul diafragmei relative a telescopului. Cu cât telescopul este mai "deschis", adică cu cât deschiderea obiectivului este mai mare, cu atât imaginile mai luminoase ale obiectelor pe care le oferă. Cantitatea de lumină colectată de un telescop depinde doar de diametrul obiectivului său (dar nu și de raportul diafragmei). Datorită unui fenomen numit difracție în optică, atunci când sunt observate prin telescoape, stelele strălucitoare apar ca discuri mici înconjurate de mai multe inele de curcubeu concentrice. Desigur, discurile de difracție nu au nicio legătură cu discurile stelare reale.
Acesta a fost începutul umil al Campionatului Telescopului de mai târziu, o lungă luptă pentru îmbunătățirea acestor instrumente astronomice majore.
Diagrama și dispunerea telescoapelor optice
După ce Galileo a îndreptat pentru prima dată un telescop către cer în 1609, posibilitățile de observare astronomică au crescut într-o măsură foarte mare. Anul acesta a marcat începutul unei noi ere în știință - era astronomiei telescopice. Telescopul lui Galileo era imperfect după standardele actuale, dar li s-a părut contemporanilor un miracol al miracolelor. Toată lumea, după ce a analizat-o, ar putea fi convinsă că Luna este o lume complexă, în multe privințe asemănătoare Pământului, că patru mici sateliți se învârt în jurul lui Jupiter, la fel ca Luna din jurul Pământului. Toate acestea au trezit gândul, ne-au făcut să ne gândim la complexitatea Universului, la materialitatea sa, la multitudinea de lumi locuite. Invenția telescopului, împreună cu sistemul copernican, au jucat un rol semnificativ în răsturnarea ideologiei religioase din Evul Mediu.
Invenția telescopului, la fel ca majoritatea marilor descoperiri, nu a fost întâmplătoare, a fost pregătită de întregul curs anterior de dezvoltare a științei și tehnologiei. În secolul al XVI-lea, meșterii au învățat să facă bine lentilele de ochelari și de aici a fost doar un pas către telescop și microscop.
Telescopul are trei scopuri principale:
Colectați radiațiile de la corpurile cerești către un dispozitiv de recepție (ochi, placă fotografică, spectrograf etc.);
Construiți o imagine a unui obiect sau a unei zone specifice a cerului în planul său focal;
Ajutați la distingerea obiectelor care sunt situate la o distanță unghiulară una de alta și, prin urmare, invizibile cu ochiul liber
Partea optică principală a unui telescop este un obiectiv care colectează lumina și construiește o imagine a unui obiect sau a unei zone a cerului. Lentila este conectată la un dispozitiv de recepție - un tub (tub). Structura mecanică care susține conducta și o ghidează spre cer se numește montură. Dacă ochiul este receptorul luminii (pentru observații vizuale), atunci este necesar un ocular în care să fie vizualizată imaginea construită de obiectiv. Pentru observații fotografice, fotoelectrice, spectrale, ocularul nu este necesar. Placă fotografică, diafragmă de intrare, electrofotometru, fantă pentru spectrograf etc. montat direct în planul focal al telescopului
Un telescop cu obiectiv obiectiv se numește refractor, adică telescop refractiv. Deoarece razele de lumină de diferite lungimi de undă sunt refractate diferit, un singur obiectiv produce o imagine colorată. Acest fenomen se numește aberație cromatică. Aberația cromatică este eliminată în mare măsură la lentilele compuse din două lentile din ochelari cu indici de refracție diferiți (cristalin acromatic sau acromat)
Legile reflectării nu depind de lungimea de undă și a apărut în mod firesc ideea de a înlocui obiectivul obiectivului cu o oglindă sferică concavă. Un astfel de telescop se numește reflector, adică telescop reflectorizant. Primul reflector (doar 3 cm în diametru și 15 cm lungime) a fost construit de Newton în 1671
O oglindă sferică nu colectează un fascicul paralel de raze într-un punct; oferă în focar o pată oarecum vărsată. Această denaturare se numește aberație sferică. Dacă oglinda are forma unui paraboloid al revoluției, atunci aberația sferică dispare. Un fascicul paralel îndreptat către un astfel de paraboloid de-a lungul axei sale este colectat în focalizare practic fără distorsiuni, cu excepția neclarității inevitabile din cauza difracției. Prin urmare, reflectoarele moderne au oglinzi de o formă paraboloidă sau, așa cum se spune, parabolică.
Până la sfârșitul secolului al XIX-lea, scopul principal al observațiilor telescopice era de a studia pozițiile vizibile ale corpurilor cerești. Observațiile cometelor și caracteristicilor de pe discurile planetare au jucat un rol important. Toate aceste observații au fost făcute vizual, iar refractorii cu un obiectiv cu dublă lentilă au satisfăcut pe deplin nevoile astronomilor.
La sfârșitul secolului al XIX-lea și mai ales în secolul al XX-lea, natura științei astronomice a suferit modificări organice. Centrul de greutate al cercetării sa mutat în domeniul astrofizicii și al astronomiei stelare. Principalul subiect al cercetării a fost caracteristicile fizice ale Soarelui, planetelor, stelelor, sistemelor stelare. Au apărut noi detectoare de radiații - o placă fotografică și o fotocelulă. Spectroscopia a devenit utilizată pe scară largă. Ca urmare, cerințele pentru telescoape s-au schimbat.
Pentru cercetările astrofizice, este de dorit ca optica telescopului să nu impună restricții asupra lungimii de undă disponibile: atmosfera terestră o limitează prea mult. Între timp, sticla din care sunt fabricate lentilele absoarbe radiațiile ultraviolete și infraroșii. Emulsiile fotografice și fotocelulele sunt sensibile într-un interval spectral mai larg decât ochiul și, prin urmare, aberația cromatică atunci când se lucrează cu aceste receptoare are un efect mai puternic.
Astfel, este nevoie de un reflector pentru cercetarea astrofizică. În plus, o oglindă mare cu reflector este mult mai ușor de fabricat decât un acromat cu două lentile: o suprafață trebuie prelucrată cu precizie optică (până la 1/8 din lungimea de undă a unei unde de lumină sau 0,07 microni pentru razele vizuale) în loc de patru , și nu există cerințe speciale pentru sticla uniformă. Toate acestea au dus la faptul că reflectorul a devenit principalul instrument al astrofizicii. Refractorii sunt încă utilizați în lucrările astrometrice. Motivul pentru aceasta este că reflectoarele sunt foarte sensibile la micile rotații aleatorii ale oglinzii: deoarece unghiul de incidență este egal cu unghiul de reflexie, rotirea oglinzii cu un anumit unghi b schimbă imaginea cu un unghi 2 b. O rotație similară a obiectivului din refractor oferă mult mai puțin decalaj. Și întrucât în astrometrie este necesar să se măsoare poziția luminilor cu precizie maximă, alegerea a fost făcută în favoarea refractoarelor
După cum sa menționat deja, un reflector cu oglindă parabolică construiește o imagine foarte clar, dar trebuie făcută o singură rezervare aici. O imagine poate fi considerată ideală atâta timp cât rămâne aproape de axa optică. Distorsiunea apare la îndepărtarea de ax. Prin urmare, un reflector cu o singură oglindă parabolică nu permite fotografierea unor zone mari ale cerului, să zicem, 5 0 x 5 0, care este necesar pentru studierea grupurilor de stele, galaxii și nebuloase galactice. Prin urmare, pentru observații care necesită un câmp vizual mare, au început să construiască telescoape combinate oglindă-lentilă, în care aberația oglinzii este corectată de o lentilă subțire, adesea UVI (un tip de sticlă care transmite razele ultraviolete)
Oglinzile reflectorizante din trecut (secolele XVIII - XIX) erau realizate din metal dintr-un aliaj special, dar mai târziu, din motive tehnologice, optica a trecut la oglinzi de sticlă, care, după prelucrarea optică, sunt acoperite cu o peliculă subțire de metal cu o coeficient de reflexie (cel mai adesea aluminiu)
Un telescop reflector adaptat pentru a observa direct la focalizarea unei oglinzi parabolice se numește reflector cu focalizare directă. Se folosesc deseori sisteme de reflectoare mai complexe; de exemplu, folosind o oglindă plată suplimentară în fața focalizării, este posibil să aduceți focalizarea în lateral în afara tubului (focalizarea newtoniană). O oglindă prefocală convexă suplimentară poate prelungi distanța focală și aduce focalizarea într-o gaură găurită în centrul oglinzii principale (focalizare Cassegrain) etc. unele dintre aceste sisteme de reflectoare mai complexe sunt prezentate în figură. acestea sunt mai convenabile pentru atașarea receptorilor la telescop, dar datorită reflexiilor suplimentare dau pierderi mari de lumină
O sarcină tehnică dificilă este îndreptarea telescopului către un obiect și deplasarea în spatele acestuia. Observatoarele moderne sunt echipate cu telescoape cu diametre variind de la câteva zeci de centimetri la câțiva metri. Cel mai mare reflector din lume a funcționat în Uniunea Sovietică. Avea un diametru de 6 m și a fost instalat la o altitudine de 2070 m (Muntele Pastukhov, lângă satul Zelenchukskaya din Caucazul de Nord). Următorul reflector cel mai mare are un diametru de 5 m și este situat în SUA (Observatorul Mount Palomar)
Montura telescopului are întotdeauna două axe reciproc perpendiculare, rotația în jurul căreia vă permite să o îndreptați către orice regiune a cerului. Într-o montură numită montură verticală-azimut, una dintre axe este îndreptată spre zenit, cealaltă se află în plan orizontal. Pe el sunt montate telescoape portabile mici. Telescoapele mari, de regulă, sunt montate pe o montură ecuatorială, a cărei axă este direcționată către polul lumii (axa polară), iar cealaltă se află în planul ecuatorului ceresc (axa declinării). Un telescop pe o montură ecuatorială se numește ecuatorial
Pentru a urmări corpul ceresc către ecuatorial, este suficient să-l rotiți numai în jurul axei polare în direcția creșterii unghiului orar, deoarece declinul stelei rămâne neschimbat. Această rotație este efectuată automat de ceasornic. Sunt cunoscute mai multe tipuri de monturi ecuatoriale. Telescoapele cu diametru moderat (până la 50-100 cm) sunt adesea montate pe o montură „germană”, în care axele polare și de declinare formează un cap de paralaxă sprijinit pe o coloană. Pe axa declinării, pe o parte a coloanei, există o țeavă, iar pe cealaltă, există o sarcină care o echilibrează, o contragreutate. Montura „engleză” diferă de cea germană prin aceea că axa polară este susținută de capetele sale pe două coloane, nord și sud, ceea ce îi conferă o stabilitate suplimentară. Uneori, într-o montură engleză, axa polară este înlocuită de un cadru pătrat, astfel încât țeava să fie în interiorul cadrului. Acest design nu permite îndreptarea instrumentului către cerul polar. Dacă rulmentul nordic (superior) al axei polare este realizat în formă de potcoavă, atunci nu va exista o astfel de limitare. În cele din urmă, coloana nordică și rulmentul pot fi eliminate complet. Apoi primești o montură „americană” sau „furculiță”
Mecanismul ceasului nu funcționează întotdeauna numai și, atunci când faceți fotografii cu expuneri lungi, uneori ajungând la multe ore, trebuie să monitorizați îndreptarea corectă a telescopului și să o corectați din când în când. Acest proces se numește ghidare. Ghidarea se efectuează cu ajutorul unui ghid - un mic telescop auxiliar montat pe un suport comun cu telescopul principal
Folosind tehnici fotografice
De la mijlocul secolului trecut, metoda fotografică de înregistrare a radiațiilor a fost utilizată în astronomie. În prezent ocupă o poziție de lider în metodele optice ale astronomiei.
Expunerile pe termen lung pe plăci foarte sensibile fac posibilă obținerea de fotografii cu obiecte foarte slabe, inclusiv cele care sunt practic inaccesibile pentru observarea vizuală. Spre deosebire de ochi, emulsia fotografică este capabilă să acumuleze pe termen lung efect de lumină. Panorama este o proprietate foarte importantă a fotografiei: o imagine complexă este înregistrată în același timp, care poate consta dintr-un număr foarte mare de elemente. În cele din urmă, este esențial ca informațiile obținute prin metoda fotografică să nu depindă de proprietățile ochiului observatorului, așa cum este cazul observațiilor vizuale. O imagine fotografică făcută o dată poate fi stocată atât timp cât doriți și poate fi studiată în laborator.
O emulsie fotografică constă din boabe de halogenură de argint (AgBr, AgCl etc.; diferite tipuri de emulsie utilizează săruri diferite) suspendate în gelatină. Sub influența luminii, procesele fotochimice complexe au loc în boabele emulsiei, în urma cărora se eliberează argint metalic. Cu cât mai multă lumină este absorbită de această zonă a emulsiei, cu atât mai mult argint este eliberat.
Halogenura de argint absoarbe lumina din l< 5 0 0 0 Е. Область спектра 3000-5000Е называют иногда фотографической (аналогично визуальной, 3900-7600Е). Чтобы сделать эмульсию чувствительной к желтым и красным лучам, в ней вводят органические красители - сенсибилизаторы, расширяющие область спектральной чувствительности. Панхроматические эмульсии - это сенсибилизированные эмульсии, чувствительные до 6500-7000Е (в зависимости от сорта). Кривые спектральной чувствительности различных эмульсий показаны на рисунке. они широко применяются в астрономической и обычной фотографии. Значительно реже встречаются инфрахроматические эмульсии, чувствительные к инфракрасным лучам до 9000Е, иногда и до 13000Е
Stelele din fotografii ies sub formă de cercuri. Cu cât steaua este mai strălucitoare, cu atât cercul este mai mare la o expunere dată. Diferența dintre diametrele imaginilor fotografice ale stelelor este un efect pur fotografic și nu are nicio legătură cu adevăratele lor diametre unghiulare. De regulă, numai negativele în sine sunt supuse prelucrării științifice, deoarece informațiile conținute în acestea sunt distorsionate în timpul reimprimării. În astronomie, se folosesc atât plăcile de sticlă, cât și filmele. Plăcile sunt de preferat în cazurile în care poziția relativă a obiectelor este studiată din negative. Comparând fotografii ale aceleiași părți a cerului, făcute în zile, luni și ani diferiți, se poate judeca schimbările care au avut loc în această zonă. Astfel, deplasarea planetelor mici și a cometelor (când acestea sunt departe de Soare și coada nu este încă vizibilă) printre stele este ușor de detectat atunci când se compară negativele obținute cu un interval de câteva zile. Mișcările proprii ale stelelor, precum și aglomerările individuale de materie interstelară din nebuloasele gazoase, sunt studiate din fotografii făcute la intervale mari de timp, uneori ajungând la multe decenii. Modificările în luminozitatea stelelor variabile, izbucnirile de noi sau supernove sunt, de asemenea, ușor de detectat atunci când se compară negativele obținute în momente diferite.
Pentru a studia astfel de modificări, se utilizează dispozitive speciale - un stereocomparator și un microscop intermitent. Stereocomparatorul este folosit pentru detectarea mișcărilor. Este un fel de stereoscop. Ambele plăci, luate în momente diferite, sunt poziționate astfel încât cercetătorul să vadă imaginile lor aliniate. Dacă vreo stea este deplasată vizibil, va „sări” din planul cerului. Un microscop clipitor diferă de un stereocomparator prin faptul că un obturator special poate acoperi una sau alta imagine. Dacă acest obturator este rapid vibrat, atunci este posibil să se compare nu numai pozițiile, ci și magnitudinile imaginilor stelelor de pe ambele plăci. O schimbare de poziție sau de magnitudine este ușor de detectat. Măsurători precise ale poziției stelelor pe plăci se fac pe dispozitive de măsurare coordonate
Înnegrirea negativului este aproximativ determinată de produsul iluminării E de timpul de expunere t. Această lege se numește legea reciprocității. Funcționează mai mult sau mai puțin bine numai într-un interval limitat de iluminare. Pentru fiecare tip de emulsie pentru care este cea mai eficientă. În special, filmele foarte sensibile și filmele fotografice destinate expunerilor scurte nu sunt potrivite pentru expunerile lungi folosite în astronomie.
Fotografia face posibilă efectuarea de studii fotometrice ale obiectelor astronomice, adică determinați numărul de luminozitate și magnitudine. Pentru a face acest lucru, trebuie să cunoașteți dependența înnegririi negativului de iluminare - pentru a calibra negativul. Pentru a măsura gradul de înnegrire, este necesar să treceți un fascicul de lumină prin negativ, a cărui intensitate este înregistrată. Se pot distinge trei secțiuni sau regiuni ale curbei caracteristice: regiunea de subexpunere, unde panta curbei scade odată cu scăderea Etului, regiunea expunerii normale, unde abruptitatea este maximă și dependența este aproape liniară și regiunea supraexpuneri, unde abruptitatea scade odată cu creșterea Et. Cu expunerea corectă, înnegrirea trebuie să corespundă zonei liniare. Pentru a trasa curba caracteristică, pe emulsie este imprimată o imagine a mai multor zone (de obicei aproximativ 10), a căror iluminare este într-un raport cunoscut. Această operație se numește calibrare negativă.
Cunoscând curba caracteristică, este posibil să se compare iluminarea corespunzătoare diferitelor puncte ale negativului și, în cazul obiectelor extinse, cum ar fi nebuloasele sau planetele, să se construiască scopurile lor. Acest lucru este suficient pentru fotometria relativă (adică măsurarea raportului de luminozitate și luciu). Pentru fotometria absolută (adică măsurarea valorilor absolute ale luminozității și strălucirii), pe lângă calibrare, este necesară și standardizarea. Pentru standardizare, este necesar să imprimați pe emulsie o imagine a unui loc cu o luminozitate cunoscută (pentru surse extinse) sau să aveți stele cu magnitudini cunoscute pe negativ. În fotometria relativă a obiectelor punct, calibrarea se face de obicei folosind stele cu o magnitudine cunoscută
Microfotometrele fotoelectrice sunt utilizate pentru a măsura înnegrirea negativului. În aceste dispozitive, intensitatea fasciculului de lumină trecut prin negativ este măsurată de o fotocelulă
Principalul dezavantaj al plăcii fotografice a detectorului de radiații este dependența neliniară de înnegrire de iluminare. În plus, înnegrirea depinde de condițiile de procesare. Ca rezultat, precizia măsurătorilor fotometrice efectuate prin metoda fotografică nu depășește de obicei 5-7%.
Studii spectrale la sol
Să luăm în considerare principalele tipuri de instrumente spectrale utilizate în astronomie. Pentru prima dată spectrele stelelor și planetelor au început să fie observate în secolul trecut de astronomul italian Secchi. După munca sa, mulți astronomi au preluat analiza spectrală. Inițial, s-a folosit un spectroscop vizual, apoi s-au fotografiat spectrele, iar acum se folosește și înregistrarea spectrului fotoelectric. Instrumentele spectrale cu înregistrare fotografică a spectrului se numesc de obicei spectrografe, iar cu cele fotoelectrice - spectrometre.
Figura prezintă aspectul optic al spectrografului cu prismă. În fața prismei există o fantă și o lentilă, care formează un colimator. Colimatorul trimite un fascicul paralel de raze pe prismă. Indicele de refracție al materialului prismei este dependent de lungimea de undă. Prin urmare, după prismă, fasciculele paralele care corespund lungimilor de undă diferite diverg la unghiuri diferite, iar cel de-al doilea obiectiv (camera) oferă un spectru în planul focal, care este fotografiat. Dacă o a doua fantă este plasată în planul focal al camerei, spectrograful se va transforma într-un monocromator. Deplasând a doua fantă de-a lungul spectrului sau rotind prisma, este posibil să selectați părți separate, mai mult sau mai puțin înguste ale spectrului. Dacă acum plasăm un detector fotoelectric în spatele fantei de ieșire a monocromatorului, vom obține un spectrometru
În prezent, împreună cu spectrografele și spectrometrele cu prismă, sunt folosite pe scară largă și cele de difracție. În aceste dispozitive, în loc de o prismă, elementul de dispersie (adică descompunerea într-un spectru) este o rețea de difracție. Cele mai utilizate grile reflectorizante
Grila reflectorizantă este o oglindă aluminizată cu curse paralele. Distanța dintre curse și adâncimea lor sunt comparabile cu lungimea de undă. De exemplu, grătarele de difracție care funcționează în regiunea vizibilă a spectrului sunt adesea realizate cu o distanță de cursă de 1,66 microni (600 linii pe mm). Cursurile trebuie să fie drepte și paralele între ele pe întreaga suprafață a zăbrelei, iar distanța dintre ele trebuie menținută constantă cu o precizie foarte mare. Fabricarea grilajelor de difracție este, prin urmare, cea mai dificilă producție optică.
Obținând un spectru folosind o prismă, folosim fenomenul refracției luminii la marginea a două medii. Acțiunea unei rețele de difracție se bazează pe un alt tip de fenomen - difracția și interferența luminii. Rețineți că oferă, spre deosebire de prismă, nu unul, ci mai multe spectre. Acest lucru duce la o anumită pierdere de lumină în comparație cu prisma. Ca urmare a utilizării grilajelor de difracție în astronomie, pentru o lungă perioadă de timp a fost limitată la studiile Soarelui. Acest dezavantaj a fost eliminat de opticianul american Wood. El a propus să ofere șanțurilor de rețea un anumit profil, astfel încât cea mai mare parte a energiei să fie concentrată într-un spectru, în timp ce restul sunt puternic slăbite. Astfel de grile se numesc direcționale sau echelete.
Caracteristicile schemei optice și proiectarea instrumentelor spectrale astronomice depind în mare măsură de natura specifică a sarcinilor pentru care sunt destinate. Spectrografele construite pentru a obține spectre stelare (spectrografe stelare) diferă semnificativ de spectrele nebulare cu care sunt studiate spectrele nebuloaselor. Spectrografele solare au, de asemenea, propriile lor caracteristici. Puterea reală de rezolvare a instrumentelor astronomice depinde de proprietățile obiectului. Dacă obiectul este slab, adică prea puțină lumină provine din ea, atunci spectrul său nu poate fi studiat în detaliu, deoarece odată cu creșterea puterii de rezolvare, cantitatea de energie care ajunge la fiecare element rezolvabil al spectrului scade. Prin urmare, instrumentele spectrale solare au cea mai mare putere de rezolvare. În spectrografele solare mari, ajunge la 10 6. dispersia liniară a acestor dispozitive ajunge la 10 mm / E (0,1 E / mm)
Când studiați cele mai slabe obiecte, trebuie să vă limitați la o putere de rezoluție de ordinul 100 sau chiar 10 și dispersii de ~ 1000 E / mm. De exemplu, spectrele stelelor slabe sunt obținute folosind o prismă obiectivă, care este cel mai simplu instrument spectral astronomic. Prisma obiectivă este plasată direct în fața obiectivului telescopului și, ca rezultat, imaginea stelelor este întinsă într-un spectru. Telescopul în sine servește drept cameră și colimatorul nu este necesar, deoarece lumina stelei vine sub forma unui fascicul paralel. Acest design minimizează pierderile de lumină datorate absorbției în dispozitiv. Figura arată o fotografie a unui câmp stelar realizată cu o prismă obiectivă.
O idee aproximativă a compoziției spectrale a radiației poate fi obținută folosind filtre de lumină. În regiunile fotografice și vizuale ale spectrului, filtrele de sticlă colorate sunt adesea utilizate. Figura prezintă curbele care arată dependența transmisiei de lungimea de undă pentru unele filtre de lumină, combinând care cu unul sau alt receptor, este posibil să selectați zone de cel mult câteva sute de angstromi. Filtrele colorate din sticlă utilizează dependența absorbției (absorbției) luminii de lungimea de undă. Filtrele de lumină de acest tip se numesc filtre de absorbție. Filtre de lumină cunoscute în care selectarea unei părți înguste a spectrului se bazează pe interferența luminii. Acestea se numesc interferențe și pot fi făcute cu bandă destul de îngustă, permițând selectarea secțiunilor spectrale cu o lățime de câteva zeci de angstromi. Chiar și părți mai înguste ale spectrului (aproximativ 1 angstrom lățime) fac posibilă distingerea filtrelor de lumină care polarizează interferența
Cu ajutorul filtrelor de lumină cu bandă îngustă, puteți obține o imagine a unui obiect în orice parte interesantă a spectrului, de exemplu, fotografiați cromosfera solară în razele H a (linia roșie din seria Balmer a spectrului de hidrogen) , coroana solară în linii verzi și roșii, nebuloase de gaze în liniile de emisie
Au fost dezvoltate dispozitive pentru cercetarea solară care permit obținerea de imagini monocromatice la orice lungime de undă. Acesta este un spectroheliograf și un spectrohelioscop. Un spectroheliograf este un monocromator cu o casetă fotografică în spatele fantei de ieșire. Caseta se deplasează cu o viteză constantă în direcția perpendiculară pe fanta de ieșire, iar imaginea Soarelui se mișcă cu aceeași viteză în planul fantei de ieșire. Este ușor de înțeles că, în acest caz, o imagine a Soarelui la o anumită lungime de undă, numită spectrogramă, va fi obținută pe o placă fotografică. În spectrohelioscop, în fața fantei de ieșire și după fanta de ieșire, sunt instalate prisme rotative cu secțiune transversală pătrată. Ca urmare a rotației primei prisme, o porțiune a imaginii solare se mișcă periodic în planul fantei de intrare. Rotația ambelor prisme este coordonată și, dacă apare suficient de repede, atunci, observând a doua fantă din telescop, vedem o imagine monocromatică a Soarelui
Realizări ale astronomiei optice moderne
Utilizarea matricilor ROM ale computerelor
Dezvoltarea fizicii în stare solidă și progresele în tehnologia în stare solidă au oferit posibilitatea producției industriale a fotodetectoarelor stabile adecvate pentru utilizarea în echipamente optoelectronice la bord cu infraroșu. Progresele în aceste domenii de expertiză au condus la crearea în ultimii ani a unor tablouri și matrici de receptoare de înaltă densitate.
Pentru a forma semnalul de ieșire al echipamentului, este necesar să măsurați alternativ semnalele electrice provenite de la fiecare element al liniei. Putem spune că trebuie asigurată o conexiune serială a conductoarelor electrice de la elemente individuale la o ieșire comună.
Prin această „interogare” a zonelor sensibile situate pe rând, se generează un semnal electric corespunzător unei linii a imaginii. Procesul de comutare a circuitelor electrice ale elementelor sensibile din echipament se realizează printr-un comutator electronic special de acțiune secvențială. Ca rezultat, linia de receptoare oferă o imagine scanată de linie electronic, nu mecanic.
În cele mai noi și mai promițătoare echipamente cu infraroșu, sunt utilizate din ce în ce mai mult circuite în stare solidă, care asigură recepția și procesarea unui semnal de la o linie sau matrice într-un singur dispozitiv. Primele două scurte rapoarte ale unui grup de cercetători americani despre această nouă idee în domeniul fizicii în stare solidă și verificarea experimentală a acesteia au apărut în 1970. Dispozitivele încărcate cuplate, așa cum a fost denumită această clasă de dispozitive, au atras un interes extrem și, de-a lungul anilor de la inventarea lor, au găsit cea mai largă aplicație în dispozitivele de imagistică în calcul, în dispozitivele de afișare a informațiilor.
Din punct de vedere al fizicii, dispozitivele cuplate la sarcină sunt interesante prin faptul că semnalul electric din ele nu este reprezentat de curent sau tensiune, ci de o încărcare electrică. Un CCD este o linie de electrozi izolați aplicați pe suprafața unei plăci semiconductoare subțiri. De obicei, un strat izolator de oxid de SiO2 este situat sub electrozii metalici sub electrozii metalici, iar Si este folosit ca material semiconductor. Drept urmare, se formează un fel de sandviș: metal - oxid - semiconductor
La dispozitivele cuplate de încărcare, devine posibil, prin aplicarea tensiunii electrozilor metalici, să acționeze prin izolator asupra poziției nivelului de energie, deplasându-l în jos de la linia orizontală la locațiile electrozilor. Ca urmare, la interfața Si - SiO2, diagrama energetică nu va fi o suprafață uniformă, ci o deluroasă, pe care depresiunile vor fi situate sub acei electrozi cărora li se aplică o tensiune.
Pentru claritate, jgheaburile acestui relief pe diagrama energetică sunt reprezentate sub forma unui puț cu fund plat și pereți verticali. Cu cât este mai mare tensiunea la electrod, cu atât este mai adâncă groapa sub electrodul dat la locul său. Atunci când un foton lovește un Si sensibil la radiații și creează o pereche electron-gaură, electronul curge în jos în cel mai apropiat puț potențial. Cu o iradiere suplimentară a probei, electronii se vor acumula și vor rămâne în godeurile potențiale corespunzătoare
Pentru setul de electroni capturați de putul potențial, fizicienii au venit, de asemenea, cu un nume figurativ care a devenit în general acceptat - „pachet de încărcare”. Astfel de pachete de încărcare, în conformitate cu mecanismul descris, vor apărea pe suprafața semiconductorului
Utilizarea sistemelor de satelit Pământ pentru a determina distanța față de stele
Determinarea distanțelor față de corpurile sistemului solar se bazează pe măsurarea paralaxelor lor orizontale. Paralaxele determinate de deplasarea paralaxă a stelei se numesc trigonometrice
Scopul astrofizicii este de a studia natura fizică și evoluția obiectelor spațiale individuale. Telescoapele optice și utilizarea lor. Istoria primelor observații. Schema și dispunerea telescoapelor. Studii spectrale la sol. Astronomia modernă.
rezumat, adăugat 07/01/2008
Caracteristici ale observării și studierii obiectelor spațiale selectate în sistemul fotometric Johnson. Determinarea valorilor fotometrice ale surselor optice în condiții de iluminare urbană. Algoritm pentru identificarea clasei taxonometrice.
teză, adăugată 16.02.2016
Evoluția Pământului în strânsă interacțiune cu Soarele și Luna. Rolul și semnificația lunii pentru viața de pe planeta Pământ. Analiza spectrală ca una dintre principalele metode ale astrofizicii moderne. Metode de căutare a diferitelor forme de viață folosind nave spațiale.
prezentare adăugată în 08/07/2014
Astronomia este cea mai veche dintre științele naturii, istoria dezvoltării sale. Studiul mișcărilor vizibile ale Soarelui și Lunii în China Antică în 2000 î.Hr. Sistemul mondial al lui Ptolemeu. Apariția științei astrofizicii. Realizări moderne ale astronomiei.
prezentare adăugată în 11/05/2013
Clasificarea sateliților Pământului, a tipurilor de nave spațiale și a stațiilor. Procedura de calcul a vitezei orbitale circulare. Caracteristici ale mișcării sateliților în apropierea Pământului. Caracteristicile undelor electromagnetice. Principiile de funcționare a echipamentelor prin satelit optic.
prezentare adăugată în 10/02/2013
Formarea galaxiilor. Instabilitate, compresie. Observarea evoluției galaxiilor. Tipuri de galaxii. Renașterea galaxiilor. Galaxia noastră nu este încă întregul Univers. Fizica și logica Universului eteric. Probleme ale astrofizicii moderne.
hârtie de termen, adăugată 24.04.2002
Distanța față de quasari. Tura roșie. Viteza de îndepărtare. Epoca quasarilor. Luminositate extraordinară. Sursa de energie. Variabilitate și dimensiune. Radiații infraroșii și cu raze X ale quasarilor. Multiple quasare. Structura radio a quasarilor.
rezumat adăugat la 13.04.2003
Probleme fundamentale în astrofizică: cosmologie, nuclee galactice, căutare de civilizații extraterestre. Condiții limită necesare existenței vieții. Urme de viață pe planete, sateliți naturali ai planetelor, asteroizi și comete ale sistemului solar.
rezumat, adăugat 07/03/2010
Dezvoltarea modernă a tehnologiei de observare. Îmbunătățirea echipamentului spectral. Imagine cu raze X a unei găuri negre. Folosind filtre speciale pentru a studia Soarele. Dezvoltarea teoriei evoluției stelare bazată pe procese nucleare.
prezentare adăugată în 02.09.2014
Cerințe pentru structura obiectelor spațiale mici. Principalele elemente ale corpului satelitului, care sunt conectate la corpul vehiculului de lansare. Sinteza structurală și parametrică a unei platforme universale, calculul puterii sale. Selectarea formei optime a corpului dispozitivului.
