Astronomske raziskave se izvajajo v znanstvenih inštitutih, univerzah in observatorijih. Observatorij Pulkovo blizu Leningrada (slika 36) obstaja od leta 1839 in slovi po sestavljanju najbolj natančnih zvezdnih katalogov. V prejšnjem stoletju so ga imenovali astronomska prestolnica sveta. Največje opazovalnice na postsovjetskem prostoru vključujejo Posebni astrofizični observatorij na Severnem Kavkazu, Krimski observatorij (blizu Simferopol), Byurakan (blizu Erevana), Abastumanskaya (blizu Borjomija), Goloseevskaya (v Kijevu), Shemakhinskaya (blizu Bakuja) . Največja astronomska inštituta v Rusiji sta Astronomski inštitut P.K.Sternberg Moskovske državne univerze in Inštitut za teoretično astronomijo Akademije znanosti ZSSR v Leningradu.
1. Optična astronomija.
Glavni astronomski instrument je teleskop.
Namen teleskopa je zbrati čim več svetlobe od preučevanega predmeta in (za vizualna opazovanja) povečati njegove navidezne kotne dimenzije.
Glavni optični del teleskopa je leča, ki zbira svetlobo in ustvarja podobo vira.
Če je teleskopska leča leča ali sistem leč, se teleskop imenuje refraktor, in če konkavno ogledalo, potem reflektor.
Velik preboj pri oblikovanju teleskopov je bil izum meniskusnega teleskopa sovjetskega optika D. D. Maksutova. Meniskus je tanka konveksno-konkavna leča majhne ukrivljenosti, ki je nameščena v zgornjem delu cevi za odpravo pomanjkljivosti glavnega ogledala. Kot dodatno ogledalo se uporablja okrogla aluminijasta točka, napršena na površino meniskusa.
Svetlobna energija, ki jo zbere teleskop, je odvisna od velikosti leče. Večja kot je njegova površina, šibkejše svetleče predmete lahko opazujemo s teleskopom.
V refraktorju se žarki, ki prehajajo skozi lečo, lomijo in tvorijo podobo predmeta v goriščna ravnina... V reflektorju se žarki iz konkavnega zrcala odbijajo in nato zbirajo tudi v goriščni ravnini.
Slika 54. Shema teleskopov:
a) refraktor; b) reflektor; c) teleskop meniskusa.
Podobo nebesnega predmeta, zgrajenega z lečo, lahko gledamo skozi lečo, imenovano okular, ali fotografiramo.
Za visoko precizne meritve energije svetlobnih tokov se uporabljajo fotoelektrični fotometri. V njih je svetloba zvezde, ki jo zbere teleskopska leča, usmerjena v svetlobno občutljivo plast elektronske vakuumske naprave – fotopomnoževalne cevi, v kateri nastaja šibek tok, ki ga ojačajo in snemajo posebne elektronske naprave. S prenosom svetlobe skozi posebej izbrane različne svetlobne filtre astronomi kvantitativno in natančno ocenijo barvo predmeta.
Slika 55. Slika optičnega teleskopa galaksije.
2.Radioastronomija.
Po odkritju prostora radijsko oddajanje, za njegov sprejem so bili ustvarjeni radijski teleskopi različni sistemi. Antene nekaterih radijskih teleskopov so videti kot običajni reflektorji. Zbirajo radijske valove v žarišču kovinskega konkavnega zrcala. To ogledalo je mogoče izdelati mrežasto in velikih dimenzij - premera desetine metrov.
Slika 56. Radijski teleskop Observatorija Arecibo (Portoriko)
Obstajajo radijski teleskopi, sestavljeni iz sistema ločenih anten, razmaknjenih (včasih za več sto kilometrov), s pomočjo katerih se izvajajo sočasna opazovanja vesoljskega radijskega vira. Ta metoda omogoča, da ugotovimo strukturo preučevanega radijskega vira in izmerimo njegovo kotno velikost, tudi če je večkrat manjša od ene ločne sekunde.
Slika 57. Radijski teleskop v puščavi Atacama (Čile).
RATAN-600 je eden največjih radijskih teleskopov na svetu. Ta radijski teleskop je bil zgrajen leta 1974 v bližini vasi Zelenchukskaya v Karačaj-Čerkeziji, na nadmorski višini 970 m.
Slika 58. RATAN-600.
3. Spektralna analiza.
Najpomembnejši vir informacij o večini nebesnih objektov je njihovo sevanje. Najbolj dragocene in najrazličnejše informacije o telesih lahko pridobimo s spektralno analizo njihovega sevanja. S to metodo je mogoče ugotoviti kvalitativno in kvantitativno kemično sestavo zvezde, njeno temperaturo, prisotnost magnetnega polja, hitrost gibanja vzdolž vidne črte in še veliko več.
Spektralna analiza, kot veste, temelji na pojavu svetlobne disperzije. Če se ozek snop bele svetlobe pošlje na stransko stran triedrične prizme, potem bodo njeni sestavni žarki, ki se lomijo v steklu na različne načine, na zaslonu dali mavrični trak, imenovan spekter. V spektru so vse barve vedno razporejene v določenem vrstnem redu.
Slika 59. Oblikovanje spektra.
Kot veste, se svetloba širi v obliki elektromagnetnih valov. Vsaka barva ima določeno elektromagnetno valovno dolžino. Valovna dolžina svetlobe se zmanjša od rdečih do vijoličnih žarkov s približno 0,7 do 0,4 mikrona. Za vijoličnimi žarki v spektru se skrivajo ultravijolični žarki, ki niso vidni očesu, delujejo pa na fotografsko ploščo. Rentgenski žarki imajo še krajšo valovno dolžino. Za rdečimi žarki je infrardeča regija. So nevidni, vendar jih zaznavajo infrardeči sprejemniki, na primer posebne fotografske plošče.
Slika 60. Lestvica elektromagnetnega sevanja.
Za pridobivanje spektrov se uporabljajo naprave, imenovane spektroskop in spektrograf... Spekter pregledamo s spektroskopom in ga fotografiramo s spektrografom. Fotografija spektra se imenuje spektrogram.
Obstajajo naslednje vrste spektrov zemeljskih virov in nebesnih teles.
a) Neprekinjen ali neprekinjen spekter v obliki mavričnega traku dajejo neprozorna žareča telesa (premog, nit električne svetilke) in precej razširjene goste mase plina.
b) Linearni sevalni spekter tvorijo redki plini in hlapi pri močnem segrevanju. Vsak plin oddaja svetlobo strogo določenih valovnih dolžin in daje linijski spekter, značilen za dani kemični element. Močne spremembe v stanju plina ali njegove luminiscenčne pogoje, na primer segrevanje ali ionizacija, povzročijo določene spremembe v spektru danega plina. Pripravljene so bile tabele, ki navajajo vrstice vsakega plina in prikazujejo svetlost vsake vrstice. Na primer, v spektru natrijevih hlapov sta dve rumeni črti še posebej svetli.
c) Plini in hlapi dajejo linearni absorpcijski spekter, ko je za njimi svetel vir, ki daje neprekinjen spekter. Absorpcijski spekter je neprekinjen spekter, prerezan s temnimi črtami, ki se nahajajo prav na mestih, kjer bi morale biti svetle črte, ki so lastne temu plinu. Na primer, v rumenem delu spektra se nahajata dve temni absorpcijski liniji natrijevih hlapov.
Slika 61. Vrste spektrov.
Študija spektrov vam omogoča analizo kemične sestave plinov, ki oddajajo ali absorbirajo svetlobo. Število atomov ali molekul, ki oddajajo ali absorbirajo energijo, je določeno z intenzivnostjo črt. Bolj kot je opazna linija danega elementa v emisijskem ali absorpcijskem spektru, več je takih atomov (molekul) na poti svetlobnega snopa.
Sonce in zvezde obdaja plinasta atmosfera. Neprekinjen spekter njihove vidne površine prerežejo temne absorpcijske črte, ki izhajajo iz prehoda sevanja skozi atmosfero zvezd. Zato so spektri Sonca in zvezd absorpcijski spektri.
Slika 62. Spektri: 1) Sonce; 2) vodik; 3) helij; 4) Sirius (bela zvezda);
5) Betelgeuse ali α Orion (rdeča zvezda)
4. Nezemeljska astronomija
Posebno mesto v metodah preučevanja nebesnih teles in vesoljskega okolja zavzemajo raziskave z uporabo vesoljske tehnologije. To se je začelo z izstrelitvijo prvega umetnega satelita Zemlje leta 1957 v ZSSR. S hitrim razvojem je astronavtika omogočila:
1) ustvarjanje ekstra-atmosferskih umetnih zemeljskih satelitov;
2) ustvarjanje umetnih satelitov lune in planetov;
3) let in spuščanje naprav, ki so nadzorovane z Zemlje na Luno in planete;
4) izdelava avtomatskih strojev, krmiljenih z Zemlje, ki dostavljajo vzorce tal in posnetke različnih meritev s planetov;
5) vesoljski leti laboratorijev z ljudmi in njihov pristanek na Luni.
Vesoljska plovila so omogočila izvajanje raziskav v vseh območjih valovnih dolžin elektromagnetnega sevanja. Zato se sodobna astronomija pogosto imenuje vsevalovna. Opazovanja zunaj atmosfere omogočajo sprejem sevanja v vesolju, ki ga absorbira ali močno spremeni zemeljska atmosfera: daljnovijolični, rentgenski in infrardeči žarki, radijske emisije določenih valovnih dolžin, ki ne dosežejo Zemlje, pa tudi korpuskularno sevanje od Sonca in drugih teles.
Gama žarki oddajajo supernove, nevtronske zvezde, pulsarji in črne luknje.
rentgenski žarki oddajajo kopice galaksij, črne luknje, aktivna galaktična jedra, ostanke supernove, zvezde, zvezde v paru z belo pritlikavko (katastrofalne spremenljive zvezde), nevtronske zvezde ali črne luknje (rentgenske dvojke).
Predmeti, ki oddajajo ultravijolično sevanje, vključujejo sonce, druge zvezde in galaksije.
Optični Teleskopi se uporabljajo za opazovanje zvezd, galaksij, planetarnih meglic in protoplanetarnih diskov.
V infrardeči svetlobo je mogoče videti hladne zvezde (vključno z rjavimi pritlikavci), meglice in zelo oddaljene galaksije.
V središču nevtrino teleskop je konceptualna ideja, ki jo je leta 1960 izrazil akademik Markov. Sestoji iz registracije nabitih delcev globoko pod vodo, v jezerih ali oceanih z registracijo nastajajočega sijaja posebne vrste (učinek Vavilov-Čerenkov). To je dokaj močan vir za registracijo.
Leta 1993 se je začela gradnja nevtrinskega teleskopa NT-200 Baikal. Vseboval je 196 optičnih modulov, zato je bila številka 200. In na tej instalaciji so bili že leta 1994 doseženi prvi rezultati. Od leta 1995 do 2000 je na južnem tečaju nastala instalacija AMANDA - to je detektor prve generacije, enak kot Baikal. In naslednji korak je bil storjen leta 2008, ko je bila v Sredozemsko morje dostavljena podvodna instalacija ANTARES, ki še vedno deluje v zalivu Toulon blizu Francije. Leta 2011 je bila postavljena instalacija na južnem tečaju, imenovana IceCube, ki vsebuje približno 5 tisoč fotodetektorjev, razporejenih v kubičnem kilometru ledu na globini od 1500 do 2500 metrov.
riž. 63. Nezemeljski teleskopi. Od leve proti desni:
1) Rentgenski teleskop "Einstein"
2) Optični teleskop "Hubble"
3) Gama teleskop "Compton"
Veliko informacij o naravi od nas najbolj oddaljenih teles in njihovih sistemov je bilo pridobljenih tudi zaradi raziskav, opravljenih z instrumenti, nameščenimi na različnih vesoljskih plovilih.
Rezultati astrofizikalnih študij v zadnjih desetletjih kažejo, da se v svetu okoli nas dogajajo pomembne spremembe, ki ne vplivajo le na posamezne objekte, temveč na celotno Vesolje kot celoto.
Slika 64. Slika globokega vesolja, posneta s teleskopom Hubble.
Poglavje 16. Sonce.
Sonce je osrednje in najbolj masivno telo v sončnem sistemu. Njegova masa je 333.000-krat večja od mase Zemlje in 750-krat večja od mase vseh drugih planetov skupaj. Sonce je močan vir energije, ki jo nenehno oddaja v vseh delih spektra elektromagnetnih valov - od rentgenskih in ultravijoličnih žarkov do radijskih valov. To sevanje močno vpliva na vsa telesa sončnega sistema: segreva jih, vpliva na atmosfere planetov, zagotavlja svetlobo in toploto, ki sta potrebna za življenje na Zemlji.
Hkrati nam je Sonce najbližja zvezda, v kateri lahko za razliko od vseh drugih zvezd opazujemo disk, na njem pa s teleskopom proučujemo majhne detajle, tudi do več sto kilometrov velike. Sonce je tipična zvezda, zato njegovo preučevanje pomaga razumeti naravo zvezd na splošno.
Navidezni kotni premer Sonca se nekoliko spremeni zaradi eliptičnosti Zemljine orbite. V povprečju je približno 32" ali 1/107 radianov, torej premer Sonca je 1/107 AU ali približno 1.400.000 km, kar je 109-kratnik premera Zemlje. Moč celotnega sevanja Sonca (njegova svetilnost) je približno 4 10 kW. Tako oddaja telo sončnih dimenzij, segreto na temperaturo okoli 6000 K (efektivna temperatura Sonca). Zemlja prejme od Sonca približno 1/2 000 000 000 energije, ki jo oddaja.
Sonce je vroča krogla plina. Sestavljen je predvsem iz vodika s primesjo 10 % (po številu atomov) helija. Število atomov vseh ostalih elementov skupaj je približno 1000-krat manjše. Vendar pa je masa teh težjih elementov 1–2 % mase Sonca. Na Soncu je snov močno ionizirana, to pomeni, da so atomi izgubili svoje zunanje elektrone in skupaj z njimi postali prosti delci ionizirane plinske plazme.
Povprečna gostota sončne snovi je ρ = 1400 kg / m 3. Ta vrednost je primerljiva z gostoto vode in je tisočkrat večja od gostote zraka na zemeljskem površju. Vendar pa je v zunanjih plasteh Sonca gostota milijone krat manjša, v središču pa 100-krat večja od povprečne gostote.
Pod vplivom sil gravitacijskega privlačenja, usmerjenih proti središču Sonca, se v njegovih globinah ustvari ogromen pritisk.
Sonce po spektralni klasifikaciji spada v tip G2V (rumeni pritlikavec). Sončni spekter vsebuje linije ioniziranih in nevtralnih kovin ter vodika in helija. Sonce je od središča Rimske ceste oddaljeno približno 26.000 svetlobnih let in kroži okoli njega in naredi en obrat vsakih 225-250 milijonov let. Orbitalna hitrost Sonca je 217 km / s - tako preleti eno svetlobno leto v 1400 zemeljskih letih in eno astronomsko enoto - v 8 zemeljskih dneh. Trenutno se Sonce nahaja na notranjem robu Orionovega kraka naše galaksije, med Perzejevo in Strelčevo roko, v tako imenovanem "lokalnem medzvezdnem oblaku" - območju povečane gostote, ki se nahaja po drugi strani. v manj gostem "Lokalnem mehurčku" - območju razpršenega visokotemperaturnega medzvezdnega plina. Od zvezd v 50 najbližjih zvezdnih sistemih, ki so trenutno znani v 17 svetlobnih letih, je Sonce četrta najsvetlejša zvezda (absolutna magnituda + 4,83m).
Slika 65. Položaj Sonca v lokalnem mehurčku.
Astrofizika je veja astronomije, ki proučuje fizično naravo nebesnih teles in njihovih sistemov, njihov izvor in razvoj.
Kot pove že ime, je astrofizika fizika nebesnih teles. Vesolje je v bistvu velik fizični »laboratorij«, kjer nastanejo razmere, ki so v zemeljskih fizikalnih laboratorijih pogosto povsem nedosegljive in so zato za znanost izjemno zanimive. Astrofizikalne raziskovalne metode imajo dve bistveni značilnosti, ki jih razlikujeta od metod laboratorijske fizike. Najprej v laboratoriju fizik sam postavlja poskuse, raziskana telesa izpostavlja različnim vplivom. V astrofiziki so možna le pasivna opazovanja, saj eksperimentov, na primer na zvezdah, še ni mogoče izvajati. Drugič, če je v laboratoriju mogoče neposredno meriti temperaturo, gostoto, kemično sestavo teles itd., potem se v astrofiziki skoraj vsi podatki o oddaljenih nebesnih telesih pridobijo z analizo elektromagnetnih valov, ki prihajajo iz njih - vidne svetlobe in drugih nevidnih teles. očesni žarki.
Astrofizika temelji na astrofizikalnih opazovanjih. V tem primeru je najpomembnejša metoda spektralna analiza, to je preučevanje energijskega toka sevanja, ki prihaja na zemljo, odvisno od dolžine elektromagnetnih valov. Elektromagnetno valovanje nosi informacije o pogojih v snovi, kjer nastanejo ali kjer se absorbirajo in razpršijo. Naloga spektralne analize je razvozlati te informacije.
Pojav spektralne analize v drugi polovici 19. stoletja. takoj omogočil sklepanje o kemični sestavi nebesnih teles. Eden prvih briljantnih dosežkov astrofizike, pridobljenih s to eksperimentalno tehniko, je bilo odkritje prej neznanega elementa - helija - pri preučevanju spektra sončne kromosfere med popolnim mrkom leta 1868. Kasneje, kot posledica razvoja eksperimentalne in teoretske fizike je s pomočjo spektralne analize postalo mogoče določiti dobesedno vse fizikalne značilnosti nebesnih teles in medzvezdnega medija. Spektri vam omogočajo, da ugotovite temperaturo plina, njegovo gostoto, relativno vsebnost različnih kemičnih elementov, stanje atomov teh elementov, hitrost gibanja plina in moč magnetnih polj. Iz spektrov zvezd lahko izračunate tudi razdaljo do njih, ugotovite njihovo hitrost vzdolž vidne črte, izmerite rotacijo in izveste še marsikaj.
Sodobni spektralni instrumenti, ki se uporabljajo v teleskopi, uporabljajo najnovejše detektorje fotoelektričnega sevanja (glej Fotoelektrični učinek), ki so veliko bolj natančni in občutljivi kot fotografska plošča ali človeško oko.
Hiter razvoj tehnologije in eksperimentalne fizike v zadnjih desetletjih je pripeljal do nastanka astrofizičnih instrumentov, namenjenih preučevanju elektromagnetnih valov, nevidnih očesu. Astrofizika je postala "večvalovna". To je seveda neizmerno razširilo njeno zmožnost pridobivanja informacij o nebesnih telesih. Nazaj v 30-ih letih. radijsko sevanje iz naše galaksije je bilo odkrito v tem stoletju. V naslednjih letih so bili zgrajeni velikanski radijski teleskopi in zapleteni sistemi takšnih radijskih teleskopov. Radijski teleskopi na primer opazujejo hladen medzvezdni plin, ki ne oddaja vidne svetlobe, in preučujejo gibanje elektronov v medzvezdnih magnetnih poljih. Radijske emisije prihajajo na Zemljo iz oddaljenih galaksij in pogosto prenašajo informacije o nasilnih eksplozivnih procesih, ki se tam odvijajo. Radijska astronomija je postala eden glavnih načinov preučevanja nevtronskih zvezd - pulsarjev. Radijski valovi prenašajo informacije o ostankih supernov in o popolnoma neverjetnih razmerah v gostih plinskih oblakih. Končno je radijska astronomija omogočila odkritje reliktnega sevanja Vesolja - šibkega elektromagnetnega sevanja, ki napolni celotno Vesolje in ima temperaturo okoli 3 K. To sevanje je ohlajen ostanek (relikt) iz preteklega stanja snovi v širi vesolje, ko je bilo gosto in vroče pred približno 15 milijardami let (glej Kozmologija, Materija, Vesolje).
Astrofiziki so se veliko zanimivega naučili s pomočjo infrardečih žarkov, ki prosto prehajajo skozi oblake prahu, ki absorbirajo vidno svetlobo (glej Infrardeče sevanje). Torej v infrardečih žarkih opazimo procese v jedru naše Galaksije, pa tudi "mlade" zvezde, ki se rodijo v gostih plinsko-prašnih kompleksih.
Za astronomijo je še posebej zanimiva visokoenergetska astrofizika, ki proučuje procese nasilnega sproščanja energije, pogosto povezane s katastrofalnimi pojavi v nebesnih telesih. Nastalo elektromagnetno sevanje ima visoko frekvenco, ustrezno kratko valovno dolžino in spada med nevidne ultravijolične, rentgenske in gama žarke (glej Rentgenski žarki, Gama sevanje). Te vrste sevanja absorbira zemeljska atmosfera. Zato je razvoj teh vej opazovalne astrofizike postal mogoč šele z začetkom vesoljske dobe, po nastanku bivalnih in avtomatskih znanstvenih postaj zunaj zemeljske atmosfere.
Visokoenergetska astrofizika je pripeljala do številnih neverjetnih odkritij. Rentgenski teleskopi so odkrili vroč plin v jatah galaksij, impulzne rentgenske žarke iz nevtronskih zvezd v binarnih zvezdnih sistemih. Končno je bilo odkrito sevanje zelo segretega gostega plina, ki se očitno vrti kot vrtinec, ko pade v črno luknjo. Gama teleskopi so omogočili zaznavanje v središču naše Galaksije procese uničenja elektronov in pozitronov - njihove preobrazbe v gama sevanje ob trku.
V zadnjih letih se je začela razvijati nova veja astrofizike - nevtrinska astronomija. Nevtrini so zaradi svoje ogromne prodorne sposobnosti edina vrsta sevanja, ki lahko doseže Zemljo iz samih globin Sonca in zvezd ter prinese informacije o procesih, ki se tam odvijajo. Že prvi podatki o tokovih sončnih nevtrinov so omogočili zelo zanimive hipoteze o procesih termonuklearne fuzije v notranjosti Sonca; jih je treba preveriti v prihodnjih poskusih.
Trenutno poteka iskanje nevtrinskih izbruhov iz supernov v času njihovega gravitacijskega kolapsa (tj. stiskanja pod delovanjem gravitacije), zaradi česar bi morale v obliki nevtrinskega sevanja odnesti ogromne količine energije. Izračuni kažejo, da je te nevtrinske izbruhe mogoče registrirati v podzemnih laboratorijih (kot je na primer Observatorij za nevtrine Baksan Inštituta za jedrske raziskave Ruske akademije znanosti), tudi če je eksplodirana supernova zaradi prevelikih razdalj optično neopazna.
Na podlagi podatkov opazovalne astrofizike, ki temeljijo na zakonih fizike, astronomi sklepajo o razmerah v nebesnih telesih, ki jih neposredno ne opazujemo. Na primer, notranja struktura zvezd in Sonca se izračuna z uporabo opazovalnih podatkov o razmerah na njihovi površini. Teoretična astrofizika vam omogoča tudi opis razvoja Sonca, zvezd in drugih nebesnih teles.
Kot že omenjeno, se astronomi pri preučevanju astrofizikalnih pojavov pogosto srečujejo s fizičnimi pogoji, ki so v zemeljskih laboratorijih povsem nedosegljivi. Tako je gostota medzvezdnega plina milijarde krat manjša od gostote vode, gostota nevtronskih zvezd pa je enaka gostoti atomskih jeder; jakost magnetnega polja nevtronskih zvezd je na tisoče milijard krat večja od jakosti zemeljskega magnetnega polja.
Ni presenetljivo, da je v tako nenavadnih pogojih možen pojav novih, neznanih procesov in s tem odkrivanje novih fizikalnih zakonov. To je pomen astrofizike za fiziko, za vso temeljno znanost, ki spoznava svet okoli nas.
) kemična sestava Sonca, planetov, kometov ali zvezd in meglic. Glavne eksperimentalne metode astrofizike so spektralna analiza, fotografija in fotometrija skupaj z navadnimi astronomskimi opazovanji. Spektroskopska analiza predstavlja področje, ki ga običajno imenujemo astrokemija ali kemija nebesnih teles, saj se glavna navodila, ki jih daje spektroskop, nanašajo na kemično sestavo preučevanih astronomskih objektov. Fotometrične in fotografske raziskave se včasih razlikujejo na posebnih področjih astrofotografije in astrofotometrije. Astrofizike ne smemo zamenjevati s fizično astronomijo, s katero je običajno označevati teorijo gibanja nebesnih teles, torej tisto, kar imenujemo tudi nebesna mehanika. Astrofizika vključuje tudi študij strukture površja nebesnih teles, Sonca in planetov, kolikor je mogoče daleč od teleskopskih opazovanj teh teles. Primer je odkritje Venere, ki ga je leta 1761 M. V. Lomonosov odkril. Samo ime astrofizika obstaja od leta 1865 in ga je predlagal Zöllner. Astrofizični observatoriji še vedno obstajajo v zelo malo državah. Med njimi sta najbolj znana pod vodstvom Vogla in Medonskega pod vodstvom Jansena. V Pulkovu je ustanovljen tudi astrofizični oddelek, ki ga vodi Hasselberg.
1 / 5
Astrospektroskopija je veja astrofizike, ki je sestavljena iz uporabe spektralne analize pri preučevanju nebesnih teles.
Prve študije sončnega spektra se je lotil eden od izumiteljev spektralne analize Kirchhoff v mestu, rezultat teh študij je bila risba sončnega spektra, iz katere je bilo mogoče z veliko natančnostjo določiti kemično sestavo. sončnega ozračja. Prej je Kirchhoff le včasih podal ločene predpostavke o možnosti analiziranja sončne atmosfere s pomočjo spektroskopa in zlasti o obstoju natrija na Soncu zaradi temne črte natrija D v njegovem spektru. Takšne domneve so na primer izrazili Foucault v Parizu, Stokes v Cambridgeu. Medtem je nedolgo pred tem Auguste Comte v svoji "Pozitivni filozofiji" izrazil prepričanje, da je nemogoče kdaj poznati kemično sestavo nebesnih teles, čeprav je že pri Fraunhoferju vedel za obstoj temnih črt v spektru Sonca. ter o obstoju karakterističnih spektrov pri nekaterih posameznih zvezdah Sirius, Capella, Betelgeuse, Procyon, Pollux. Po prvih Kirchhoffovih študijah se je več astrofizikov z veliko vnemo lotilo spektralne analize nebesnih teles, ki so kmalu predstavili izjemno podrobne študije spektrov Sonca in nepremičnih zvezd. Angstrom je izdelal izjemno natančen atlas sončnega spektra, Secchi je s spektroskopom pregledal veliko število zvezd in vzpostavil štiri vrste zvezdnih spektrov, Huggins je začel vrsto študij o spektrih posameznih svetlih zvezd. Obseg spektroskopa se je postopoma širil. Huggins je lahko opazoval spekter nekaterih meglic in na neizpodbitni način potrdil domnevo o obstoju dveh vrst meglic - zvezdnih, sestavljenih iz kupov zvezd, ki jih je z zadostno optično močjo instrumenta mogoče razgraditi na zvezde. , in plinaste, prave meglice, glede na katere lahko domnevamo, da so v fazi nastanka posameznih zvezd s postopnim zgoščevanjem njihove snovi. Od sredine 60-ih let XIX stoletja je preučevanje površine Sonca s pomočjo spektroskopa med mrki in zunaj njih postalo del neprekinjenih opazovanj, ki se trenutno izvajajo v številnih opazovalnicah. Huggins, Lockyer v Angliji, Jansen v Franciji, Vogel v Nemčiji, Takini v Italiji, Hasselberg v Rusiji in drugi so podali obsežne raziskave, ki so razjasnile strukturo zgornjih plasti sončne atmosfere (glej Sonce). Hkrati pa so od leta 1868 po Hugginsu s spektroskopom preučevali lastna gibanja zvezd v smeri vidne črte z merjenjem premikov njihovih spektralnih črt, ki jih zdaj sistematično proizvajajo tudi v Greenwichu. Observatorij. Dopplerjev princip, na katerem temeljijo te meritve, je bil že večkrat eksperimentalno preizkušen z merjenjem premikov sončnega spektra in je Lockyerju pri meritvah služil za vzpostavitev njegove hipoteze o kompleksnosti kemičnih elementov. Spektri kometov, padajočih zvezd, meteoritov, ki so jih preučevali različni astronomi, pred kratkim pa še Lockyer, so že dali astronomu v roke mnoga zelo pomembna dejstva in so v veliki meri služili razjasnitvi nastanka in razvoja zvezd in solarni sistem. Kljub temu življenjska doba tega področja znanja še ne omogoča natančnega sklepanja o dolgoročnih evolucijskih spremembah kemične sestave snovi na lestvici galaksije, saj so dejavniki vpliva (sprememba generacij zvezd - izgorevanje termonuklearnega goriva) niso kvantitativno opisani.
Večino podatkov v astrofiziki pridobimo z opazovanjem predmetov v elektromagnetnih žarkih. Raziskujejo se tako neposredne slike, pridobljene na različnih valovnih dolžinah, kot tudi elektromagnetni spektri prejetega sevanja.
MINISTRSTVO ZA IZOBRAŽEVANJE IN ZNANOST RUJSKE FEDERACIJE
NARODNA RAZISKOVALNA UNIVERZA
"MOSKVSKI ENERGETSKI INŠTITUT"
Humanistični in uporabni inštitut
Inštitut za jezikoslovje
"Sodobni problemi astrofizike"
Skupinski študent GP-01-13
Belousova O.S.
Učitelj: Kurilov S.N.
Ocena za povzetek: ""
Moskva 2013
Astrofizika. 3
Namen astrofizike. 5
Astrofizika je moderna. 5
Astrofizika.
Znanost astrofizika je del astronomije, ki se ukvarja s preučevanjem oddaljenih vesoljskih objektov in pojavov s fizikalnimi metodami. Ena od glavnih metod astrofizike je spektralna analiza. Astrofizika je namenjena ustvarjanju fizične slike okoliškega sveta, razlagi opazovanih pojavov, preučevanju izvora in razvoja tako posameznih razredov astronomskih objektov kot vesolja kot celote v okviru znanih fizikalnih zakonov.
Ker so neposredni stiki znanstvenih instrumentov s preučevanimi objekti praktično izključeni, osnovo astrofizike, pa tudi astronomije nasploh, sestavljajo opazovanja in analize prejetega sevanja iz oddaljenih virov. Rezultati neposrednih opazovanj so praviloma reducirani na relativne ali absolutne meritve energije, ki prihaja iz vira ali njegovih ločenih delov, v določenih intervalih spektra.
Samo astrofiziko lahko razdelimo na dve vrsti:
Opazovalna astrofizika
Teoretična astrofizika
Opazovalna astrofizika:
Večino podatkov v astrofiziki pridobimo z opazovanjem predmetov v elektromagnetnih žarkih. Raziskujejo se tako neposredne slike, pridobljene na različnih valovnih dolžinah, kot tudi elektromagnetni spektri prejetega sevanja.
Optična astronomija je najstarejša veja astrofizike. Danes so glavni instrumenti teleskopi s CCD-ji kot sprejemniki slike. Pogosto se izvajajo tudi opazovanja s spektrografi. Omejitev opazovanj v optičnem območju nalaga tresenje zemeljske atmosfere, ki moti opazovanje z velikimi teleskopi. Za odpravo tega učinka in pridobitev čim jasnejše slike se uporabljajo različne metode, kot so adaptivna optika, spekle interferometrija, pa tudi izstrelitev teleskopov v vesolje izven atmosfere. V tem območju so jasno vidne zvezde in planetarne meglice, kar omogoča med drugim preučevanje njihove lokacije in kemične strukture.
Opazovanja se lahko razlikujejo tudi po trajanju. Večina optičnih opazovanj je opravljenih z osvetlitvijo reda minut ali ur.
Teoretična astrofizika:
Teoretična astrofizika uporablja tako analitične metode kot numerično modeliranje za preučevanje različnih astrofizikalnih pojavov, konstruiranje njihovih modelov in teorij. Takšne modele, zgrajene iz analize opazovalnih podatkov, je mogoče preizkusiti s primerjavo teoretičnih napovedi in na novo pridobljenih podatkov. Opažanja lahko pomagajo tudi pri izbiri ene od več alternativnih teorij.
Predmeti raziskovanja v teoretični astrofiziki so npr.
Fizika medzvezdnega medija
Evolucija zvezd in njihova zgradba.
Fizika črne luknje
Zvezdna dinamika
Evolucija galaksij
Velika struktura vesolja
Magnetohidrodinamika
kozmologija
Zgodovina astrofizike.
Zgodovinsko gledano se je astrofizika pojavila kot neodvisna znanstvena smer s pojavom spektralne analize (konec X.IXv.), ki je odprla možnost daljinskega raziskovanja kemične sestave in fizikalnega stanja ne le laboratorijskih, temveč tudi astronomskih svetlobnih virov.
Izraz "astrofizika" se je pojavil sredi 1860-ih. "Boter" astrofizike je bil nemški astronom Johann Karl Friedrich Zellner (1834 - 1882), profesor na univerzi v Leipzigu.
Za razliko od nebesne mehanike, letnice rojstva, ki je natančno znana (1687), ni tako enostavno poimenovati datuma "rojstva" astrofizike. Nastala je postopoma, v 1. polovici 19. stoletja.
Hiter razvoj astrofizike v več kot stoletju njenega obstoja je bil povezan tako s hitrim razvojem različnih smeri klasične, kvantne in relativistične fizike. Zelo pomemben, revolucionaren preskok v astrofizikalnem raziskovanju se je zgodil z začetkom proučevanja objektov izven optičnega spektra, najprej na radiu (konec 30. let 20. stoletja), nato pa že s pomočjo vesoljske tehnologije (60 -80-ih let dvajsetega stoletja.). Vzporedno z razvojem metod praktične astrofizike se je po zaslugi napredka v fiziki in predvsem ustvarjanja teorije sevanja in strukture atoma razvijala teoretična astrofizika. Njegov namen je interpretirati rezultate opazovanj, oblikovati nove raziskovalne probleme in utemeljiti metode praktične astrofizike.
Namen astrofizike.
Predmet astrofizike je preučevanje fizikalnih procesov v vesolju. Naloga astrofizike je zgraditi modele, ki lahko razložijo pojav sevanja različnih vesoljskih objektov z opaznimi značilnostmi: intenzivnostjo, spektrom, polarizacijo, časovnim profilom itd. Seveda pri reševanju tega problema astrofiziki izhajajo iz dobro znane slike fizikalnih procesov in zakonitosti, ki se lahko uresničijo ali manifestirajo v določenih pogojih, ki jih določata predvsem temperatura in gostota snovi, prisotnost magnetnega polja in njegova velikost, možni vpliv sil gravitacije.
Astrofizika je moderna.
Sodobna astrofizika se je oblikovala po drugi svetovni vojni. Z vidika opazovanj je njegova glavna značilnost širitev spektralnega območja preiskovanega sevanja. Predvojna astrofizika je uporabljala le rezultate astronomskih opazovanj v vidni svetlobi – razmeroma ozkem pasu spektra elektromagnetnih valov.
Trenutno astronomija uporablja skoraj vse razpone, od radijskih valov do sevanja gama. Preoblikovanje astronomije v vsevalovno je obogatilo znanje o znanih objektih in, kar je še pomembneje, pripeljalo do odkrivanja novih objektov, omogočilo registracijo sevanja iz območij, kjer sta snov (to je materija in sevanje) v t.i. ekstremni (omejujoči) pogoji. Ta izraz se običajno uporablja za poudarjanje, da je določenih pogojev skoraj nemogoče izvesti v laboratorijih na Zemlji. V teh pogojih snov pogosto pridobi nove fizikalne lastnosti. Kot primere ekstremnih astrofizičnih razmer lahko navedemo visoke gostote snovi, ki se uresničujejo na prvih stopnjah razvoja Vesolja, v globinah nevtronskih zvezd in v neposredni bližini črnih lukenj; močna gravitacijska polja v bližini črnih lukenj; močna magnetna polja belih pritlikavk in nevtronskih zvezd. Prav na področju preučevanja objektov, v katerih se uresničujejo določeni ekstremni pogoji, so po našem mnenju skoncentrirani glavni problemi sodobne astrofizike.
Poudariti je treba, da je na trenutni stopnji razvoja zemeljske tehnologije makroskopske lastnosti snovi v ekstremnih pogojih mogoče raziskati le z opazovanjem astrofizičnih objektov, v katerih se ti pogoji uresničujejo. V tem smislu lahko mirno rečemo: sodobna astrofizika je vrhunec znanosti in raziskuje najbolj temeljne pojave in procese, ki »zemeljski« fiziki še niso dosegljivi.
Od 60. let dalje. 20. stoletje s pomočjo opreme, nameščene na satelitu in AMC, so bile pridobljene pomembne informacije o planetih sončnega sistema in njihovih satelitih, predvsem o fizičnih. stanje in kem. sestava atmosfere in površinskih plasti dveh najbližjih planetov - Venere in Marsa, zemeljskega satelita, Lune, je bila podrobno proučena, ideje o naravi procesov, ki se dogajajo na površju in v notranjosti Sonca in druge zvezde, v medzvezdnem mediju in v svetu galaksij so se bistveno poglobile. Eden najpomembnejših problemov sodobne astrofizike je razvoj teorije hidromagnetnega dinama za razlago sončnega magnetizma, vključno z mehanizmom nastanka in ojačanja magnetnega polja v notranjih plasteh Sonca, mehanizmi nastanka in vzdrževanje stabilnosti sončnih peg, nihanja polarnosti z dobo 22 let. V 60. letih. Na podlagi teorije tokovnih plošč je bilo mogoče narediti prve korake pri razlagi sončnih izbruhov, dinamike izbočenosti in sončne korone kot celote. Zaenkrat se problem sončnih nevtrinov in s tem notranje strukture Sonca ne more šteti za popolnoma rešen.
Viri močnega koherentnega sevanja, ki se nahajajo na robovih nekaterih plinskih meglic v posameznih linijah medzvezdnih plinskih molekul - kozmičnih maserjev - služijo kot dokaz procesov nastajanja zvezd v Galaksiji, ki še potekajo v našem času. S pomočjo hitrih računalnikov je bilo mogoče ustvariti "scenarije" evolucije zvezd od začetka stiskanja fragmenta oblaka plina in prahu (protozvezde) do njegove končne faze - počasnega izmeta ovoj z zvezdo (stopnja planetarne meglice) in nastanek belega pritlikavka ali (z veliko maso zvezde) eksplozija supernove z nastankom nevtronskih zvezd (ali črnih lukenj). Čeprav obstaja popolna negotovost glede podrobnosti mešanja snovi na konvektivni stopnji stiskanja protozvezde, vloga rotacije in magnetnih polj oblaka ni bila raziskana, zgornja meja mase a. stabilna nevtronska zvezda ni dokončno vzpostavljena. Mehanizem pospeševanja delcev v pulzarjih ni podrobno razvit. Dokler ni razlage za delovanje galaktičnih jeder, narava kvazarjev ostaja nejasna. Vprašanje narave jedra naše Galaksije kot dvojnega supermasivnega sistema (dvojna črna luknja ali črna luknja in kompaktna zvezdna kopica), ki aktivno sodeluje z okoliškimi zvezdami, zahteva pojasnitev.
V relativistični astrofiziki se obravnavajo vprašanja barionske asimetrije vesolja, vrednosti razmerja med številom jeder in elektronov in številom fotonov, vloge nevtrinov in morda drugih še neznanih delcev pri tvorbi opazne strukture. Vesolja, stanje vakuuma in fazni prehodi v evoluciji vročega vesolja.
Tudi problemi sodobne astrofizike so:
odkrivanje "temne snovi"
problem kozmičnih gama žarkov
problem iskanja črnih lukenj in kvazarjev
splošni kozmološki problem.
Odkrivanje "temne snovi"
Temna snov v astronomiji in kozmologiji je oblika materije, ki ne oddaja ali medsebojno deluje z elektromagnetnim sevanjem. Odkritje narave temne snovi bo pomagalo rešiti problem skrite mase, ki je zlasti v nenormalno visoki hitrosti vrtenja zunanjih območij galaksij.
Glavna težava pri iskanju delcev temne snovi je, da so vsi električno nevtralni. Obstajata dve možnosti iskanja:
posredno
Pri neposrednem iskanju se posledice interakcije teh delcev z elektroni ali atomskimi jedri preučujejo z uporabo zemeljske opreme. Posredne metode temeljijo na poskusih odkrivanja tokov sekundarnih delcev, ki nastanejo na primer zaradi uničenja sončne ali galaktične temne snovi.
Neposredna študija porazdelitve temne snovi v jatah galaksij je postala možna po pridobitvi njihovih zelo podrobnih slik v devetdesetih letih prejšnjega stoletja. V tem primeru so slike bolj oddaljenih galaksij, projicirane na kopico, popačene ali celo razcepljene zaradi učinka gravitacijske leče. Zaradi narave teh popačenj je mogoče rekonstruirati porazdelitev in velikost mase znotraj jate, ne glede na opazovanja galaksij same kopice. Tako direktna metoda potrjuje prisotnost skrite mase in temne snovi v galaktičnih kopicah.
Problem kozmičnih izbruhov gama žarkov
Kozmični izbruhi gama žarkov so med najbolj skrivnostnimi astronomskimi pojavi, odkritimi v zadnjih 25 letih, in so še vedno zelo zanimivi za znanstvenike. Izbruhe gama žarkov so po naključju odkrili ameriški sateliti Vela, namenjeni zaznavanju zemeljskih jedrskih eksplozij. Do danes so različna vesoljska plovila zabeležila okoli 1500 izbruhov. So impulzi gama sevanja (energija kvantov od nekaj deset kiloelektrovoltov do nekaj megaelektrovoltov), ki trajajo od deset milisekund do nekaj minut.
Izbruhe gama žarkov opazimo precej pogosto, v povprečju enkrat na 20-30 ur, vendar je nemogoče vnaprej vedeti, kdaj in na kateri točki na nebu se bo izbruh zgodil naslednjič. Razlog za problem izbruhov gama žarkov je, da je porazdelitev zelo izotropna, torej ni zaznane koncentracije virov proti galaktičnemu ekvatorju, kot pri radijskih pulzarjih ali rentgenskih galaktičnih virih. Koncentracija ni bila ugotovljena na nobeni drugi točki ali predelu nebesne sfere: na središče, anticenter ali pol Galaksije, na najbližje galaksije Velikega in Malega Magellanovega oblaka, na Andromedino meglico (M31), najbližje kopice galaksij. , superjače itd. Težka situacija se pojavi pri porazdelitvi izbruhov glede na njihovo svetlost (ali rentgenski tok).
Splošni kozmološki problem
Kozmologija danes še ne more odgovoriti na številna temeljna vprašanja. Med njimi so glavni: kaj se je zgodilo pred začetkom opazovane širitve? Se bo vesolje za vedno razširilo ali se bo spet skrčilo do točke? Toda pomanjkanje odgovorov zdaj fizikom ne preprečuje, da bi razmislili o najzgodnejših fazah širjenja vesolja. Nekatere teorije delujejo s časom 10-35 sekund od začetka. Obstajajo teorije, ki "gledajo" na še zgodnejše trenutke v času. Poleg tega je hitrost procesov, ki se odvijajo med "rojstvom" našega sveta, neizmerno višja od hitrosti vseh danes znanih eksplozivnih procesov. Zato je širjenje Vesolja res mogoče primerjati s »super eksplozijo«, Velikim pokom.
Problem nastanka našega sveta je zelo pomemben, saj noben kozmološki model, nobena teorija ni mogoča brez dovolj popolnega razumevanja začetnih stopenj razvoja vesolja - navsezadnje je bila takrat postavljena njegova prihodnost, vse nadaljnje faze njegovega nastanka. In teh stopenj ni mogoče razumeti, ne da bi vedeli, kakšno je bilo zgodnje vroče Vesolje.
Do neke mere je problem prihodnje usode Vesolja preprostejši od problema začetka. Tukaj sta možni le dve možnosti. Prvi je, da se bo vesolje nenehno širilo neomejen čas. Drugi obsoja vesolje na veliko katastrofo - singularnost.
Izbira možnosti je določena z vrednostjo povprečne gostote snovi v vesolju. Ta številka kljub velikemu številu opazovalnih podatkov, številnim teoretičnim ocenam ni znana z zelo visoko natančnostjo. Če upoštevamo samo maso galaksij in jo nato povprečimo po prostornini Vesolja, dobimo vrednost povprečne gostote ρ = 3 * 10-31 g / cm3. Toda poleg galaksij so v vesolju tudi ionizirani plin, črne luknje, ugasle zvezde in druge vrste snovi. Vrednost povprečne gostote galaksij je veliko manjša od vrednosti kritične gostote, pri kateri je treba fazo širitve nujno nadomestiti s fazo krčenja.
Vendar pa v astrofiziki obstaja tako imenovani problem skrite mase - težko opazne oblike snovi v vesolju. To maso lahko najdemo tako v jatah galaksij kot v prostoru med kopicami. Ocene skrite mase dvignejo vrednost povprečne gostote snovi v vesolju skoraj na njeno kritično vrednost.
Seznam uporabljene literature:
http://www.pereplet.ru/obrazovanie/stsoros/571.html
http://school.xvatit.com/index.php?title=Future_Universe
http://www.spacephys.ru/proekty/astrofizika
http://www.wikiznanie.ru/ru-wz/index.php/ Astrofizika
Zasov A.V., Postnov K.A. Splošni tečaj astrofizike (2. izd.: Fryazino: Century 2, 2011)
http://ru.wikipedia.org/wiki/Dark_matter
http://biofile.ru/kosmos/2817.html
34.2
Astrofizika je veda na meji astronomije in fizike, ki preučuje vesolje, zgradbo, fizikalne procese in kemijske lastnosti nebesnih objektov - zvezd in galaksij (planeti, Sonce, kometi, meglice).
Vesolje je malo raziskan prostor, zaradi katerega postavljamo številna vprašanja. Na primer, astrofiziki domnevajo, kaj se dogaja znotraj črnih lukenj, skušajo razumeti, kaj je temna snov in kakšne so lastnosti gravitacije. Iskanje odgovorov na ta vprašanja sili znanstvenike v različne študije. Na primer, kmalu astrofiziki nameravajo poslati kolonijo na Mars in zgraditi super zmogljiv teleskop na Luni.
Astrofizika ne miruje in v bližnji prihodnosti bo v njej narejenih veliko odkritij.
Astrofizik je redek in visoko specializiran poklic. Njegovo povpraševanje je majhno. Toda v tako svetovno znanih korporacijah, kot sta Roscosmos ali NASA, so nadarjeni strokovnjaki nujni.
Skoraj vsi astrofiziki imajo. Vsi so diplomirali, zagovarjali diplomske naloge, imajo znanstvene objave itd. To je posledica dejstva, da so astrofiziki potrebni predvsem v organizacijah, ki se ukvarjajo z znanstvenimi raziskavami. To so univerze in raziskovalni inštituti, observatoriji ter zgoraj omenjeni korporaciji Roscosos in NASA.
Večina astrofizikov dela v opazovalnicah. To je ustanova, kjer se beleži gibanje nebesnih teles. Njegova lega ni naključna - gradi se na dvignjenem območju in na točki z najboljšim razgledom na zvezdno nebo. Upošteva se tudi podnebje in atmosferska vidljivost.
Običajno je observatorij v lasti univerze ali znanstvenega inštituta in se lahko nahaja precej daleč od njih. Tako se glavni urad Roscosmosa nahaja v Moskvi, njegove opazovalnice pa v Bajkonurju (Kazahstan), Kislovodsku in Kamčatki.
Delo v observatoriju je najprej opazovanje nebesnih teles. Pogoji delovanja astrofizika pa so odvisni od načina in namena opazovanja.
Opazovanje vesoljskih teles blizu Zemlje.
To vključuje opazovanje planetov sončnega sistema, njegovih satelitov, bližnjih zvezd - za vse, kar lahko vidimo na nebu s prostim očesom. Ker so ti objekti dovolj blizu Zemlje, astrofizik uporablja teleskop s povečevalnimi lečami – zahvaljujoč večkratni povečavi lahko vidi na primer kraterje lune, orkane na Jupitru ali Saturnove obroče.
Glavni pogoj za takšno delo je ponoči, zato astrofizik dela ponoči, 8-14 ur, odvisno od sezone.
Opazovanje kozmičnih teles, ki se nahajajo daleč od Zemlje.
Vidne zvezde in planeti so le majhen del tega, kar ima vesolje. Obstaja veliko drugih nebesnih teles, ki so tako daleč od nas, da svetloba z njih preprosto ne doseže Zemlje. Kjer se ti objekti nahajajo, skoraj ne vidimo ničesar, zato jih astrofizik išče le po nevidnih radijskih valovih.
Naprava, ki snema te valove, je radijski teleskop. S pomočjo takšne opreme astrofiziki pridobijo podatke o kopičenju medzvezdnega plina, oblakov prahu, reliktnega sevanja (to so tako imenovani "ostanki velikega poka, iz katerega se je začelo oblikovanje našega vesolja). Radijski teleskop vam omogoča, da "pogledate" veliko dlje od naše galaksije.
Lokacijo (koordinate) teh predmetov prejme s pomočjo radijskega interfermometra - to je ogromna struktura, velikosti samega observatorija. Navzven je podoben lokatorju.
Analiza pridobljenih podatkov.
Opazovanja so le del velikega dela, ki ga opravlja astrofizik. Vse podatke, ki jih prejme, zapiše, nato jih pregleda. Takšno delo poteka že v raziskovalnem centru ali inštitutu ob delavnikih, od jutra do večera.
Astrofizik opiše vse pridobljene zaključke, navede do njih argumente. Nato jih postavi v osnovo raziskovalnega dela.
Vesoljske opazovalnice
Astrofizik lahko opazuje nebesna telesa tudi, ko sedi v glavni pisarni raziskovalnega centra ali podjetja. Da bi to naredil, mu ni treba čakati, da sonce zaide ali razjasni vreme - podatke prejema neposredno iz vesolja v svoj računalnik. Pridobljeni podatki se shranijo in specialist si jih lahko kadar koli ogleda. Zato dela kot navaden pisarniški uslužbenec - ob delavnikih, od jutra do večera.
Podatki prihajajo iz vesoljskega observatorija, samostojnega vozila, opremljenega s super zmogljivimi teleskopi in različnimi senzorji. Ta vozila letijo v orbiti Zemlje in samodejno prenašajo podatke iz senzorjev in slik v astrofizikov računalnik. Skupno jih je 9, večina pa pripada korporaciji NASA.
Informacije iz vesoljskih observatorijev prihajajo na različne načine. Izkušenemu astrofiziku lahko obvesti ne le o lokaciji predmeta, temveč tudi o tem, kaj je. Na primer, spremenljivo gama sevanje je značilno za novorojeno zvezdo. Rentgenski žarki lahko kažejo na črne luknje, ultravijolični žarki kažejo na kopičenje medzvezdnega plina, infrardeči žarki pa na vodno paro in kemično sestavo nebesnega telesa. Nedavno so astrofiziki z uporabo infrardečih vesoljskih observatorijev odkrili organsko snov 375 svetlobnih let od Sonca. To pomeni, da poleg Zemlje življenje lahko obstaja tudi v drugih delih našega vesolja.
Vesoljski poleti
Letenje v vesolje je ogromno delo različnih strokovnjakov. Astrofiziki imajo v tem procesu pomembno vlogo. Pred tem sta bili v vesoljskih poletih vključeni dve korporaciji: Roscosmos (Rusija) in NASA (ZDA). Vendar zadnjih 5 let Američani niso poslali svojih ladij, zato se naši domači astrofiziki pripravljajo na let.
Naloga strokovnjakov je določiti namen leta in pogoje, s katerimi se bo moral soočiti astronavt. Stopnja dela astrofizikov je najpomembnejša. Glavne obveščajo o fizičnih razmerah v vesolju (in to je temperatura -270 ° C, nevarne doze sevanja, tlak in drugi dejavniki). Poročajo o lokaciji vesoljskih odpadkov, ki lahko poškodujejo astronavta, vplivu drugih nebesnih teles ter morebitnih težavah in ovirah. Vesolje je malo poznano in nevarno, a astrofiziki o njem vedo več kot drugi.
Izmenjava izkušenj
Pomemben del dela dobrega astrofizika je udeležba na raznih konferencah, mednarodnih srečanjih, opazovalnicah, kjer delajo njegovi tuji kolegi. To ni le dobra priložnost, da se bolje poučimo o izkušnjah drugih astrofizikov, ampak tudi za ogled tujih držav in mest.
povprečje za Rusijo:povprečje v Moskvi:povprečje v St. Petersburgu:
Namen dela specialista je dopolnitev informacij o prostoru.
Kot astrofizik lahko izberete eno od smeri: teoretik - dela z arhivskim gradivom, ga preučuje in oblikuje zaključke; praktik - sam pridobiva podatke za njihovo nadaljnje študije; učitelj - prenaša znanje preko predavanj, poročil, pouka.
Astrofiziki sledijo nebesnim objektom s sodobno povečevalno opremo; ustvarjati in razlagati teorije o organizaciji prostora; raziskati eksperimentalni material; postavljati in preverjati hipoteze; pisati znanstvene članke; uporabiti računalniško in matematično modeliranje za razlago vesoljskih dogodkov in pojavov; sodelujejo na znanstvenih simpozijih (sestankih znanstvenikov iz različnih držav), konferencah.
Astrofiziki preučujejo določene predmete, opisujejo določene fizikalne mehanizme: pospeševanje kozmičnih žarkov, eksplozije na zvezdah, pojav izbruhov gama žarkov, supernove itd.
Znanstveniki pri svojem delu uporabljajo posebne metode: spektralno analizo (določanje kemične sestave in fizikalnih parametrov), fotografijo, fotometrijo (določanje svetlosti), astronomska opazovanja.
Če želite doseči profesionalni uspeh in rast, se morate nenehno učiti, nabirati praktična znanja in veščine ter navezovati pomembne stike. Potem bo priložnost dobiti dober položaj, sodelovati v mednarodnih projektih.
Različne stopnje visoke izobrazbe omogočajo astrofiziku, da se prijavi na različne položaje:
