Навигация
 
астрос-атол
<< В начало < Предыдущая Следующая > В конец >>

АСТРОФИЗИКА

раздел астрономии, изучающий физ. явления, происходящие в небесных телах, их системах и в космич. пространстве, а также хим. процессы в них. А. включает разработку методов получения информации о физ. явлениях во Вселенной, сбор этой информации (гл. образом путём астрономич. наблюдений), её науч. обработку и теоретич. обобщение. Теоретическая А., занимаясь обобщением и объяснением фактич. данных, полученных наблюдательной А., пользуется законами и методами теоретич. физики. Совокупность методов наблюдательной А. часто называют практической А.

В отличие от физики, в основе к-рой лежит эксперимент, связанный с произвольным изменением условий протекания явления, А. основывается гл. обр. на наблюдениях, когда исследователь не имеет возможности влиять на ход физ. процесса. Однако при изучении того или иного явления обычно представляется возможность наблюдать его на многих небесных объектах при различных условиях, так что в конечном счёте А. оказывается в не менее благоприятном положении, чем экспериментальная физика. Во многих случаях условия, в к-рых находится вещество в небесных телах и системах, намного отличаются от доступных современным физ. лабораториям (сверхвысокие и сверхнизкие плотности, высокие темп-ры и т. п.). Благодаря этому астрофиз. исследования нередко приводят к открытию новых физ. закономерностей.

Исторически сложилось разделение наблюдательной А. на отдельные дисциплины по двум признакам: по методам наблюдения и по объектам наблюдения. Различным методам посвящены такие дисциплины, как астрофотометрия, астроспектроскопия, астроспектрофо-тометрия, астрополяриметрия, астро-колориметрия, рентгеновская астроно-мия, гамма-астрономия и др. Примером дисциплин, выделенных по объекту исследования, могут служить: физика Со-лнца, физика планет, физика туманностей галактических, физика звёзд и др.

По мере развития техники космич. полётов в астрофизич. исследованиях всё большую роль играет внеатмосферная астрономия, основанная на наблюдениях с помощью инструментов, размещённых на искусств. спутниках Земли и космических зондах. С развитием космонавтики появилась возможность устанавливать такие инструменты также и на других небесных телах (прежде всего на Луне). На этой же основе предполагается развитие экспериментальной астрономии. На грани наблюдательной и экспериментальной астрономии находятся радиоло-кационная астрономия (радиолокация метеоров, Луны, ближайших к Земле планет), а также лазерная астрономия, получающие информацию о небесных гелах, используемую в А., путём их искусств. освещения пучками электромагнитных волн.

Астрофизич. открытия, вскрывающие в природе новые формы существования материи и новые формы её естеств. организации, являются блестящим подтверждением фундаментального тезиса диалек-тич. материализма о качественной неисчерпаемости материи.

Ведущими центрами астрофизич. исследований в СССР являются: Крымская астрофизическая обсерватория АН СССР, Астрономическая обсерватория Пулковская АН СССР Главная, Абасту-манская астрофизическая обсерватория АН Груз. ССР и Бюраканская астрофизическая обсерватория АН Арм. ССР. Важные работы в области А. ведутся также в Московском и Ленинградском ун-тах. Быстро развиваются астрофизич. исследования в астрономич. учреждениях в Алма-Ате, Душанбе, Шемахе, Риге. Возродившаяся в последние десятилетия одна из старейших обсерваторий нашей страны в Тарту (ныне в Тыравере) в основном также занимается астрофизич. исследованиями. Работы по А. ведутся также на Серпуховской радиоастрономической обсерватории и на Зименков-ской радиоастрономической обсерватории. Среди иностранных научных учреждений, ведущих астрофизические исследования, видное место занимают: Ма-унт-Паломарская астрономическая обсерватория и Ликская астрономическая обсерватория в США, обсерватория Сен-Мишель и Парижский астрофизический институт во Франции, Ондржейовский астрономический институт в Чехословакии, астрономическая обсерватория Конколи в Венгрии, радиоастрономические обсерватории в Кембридже и Джо-дрелл-Банке в Великобритании и в Парксе в Австралии и др.

Историческая справка.

Уже во 2 в. до н. э. звёзды, видимые невооруж. глазом, были в зависимости от их блеска разделены на 6 классов (звёздные величины). По существу это разделение, позже уточнённое и распространённое на более слабые звёзды и на невизуальные способы приёма излучений, легло в основу совр. астрофотометрии. Ещё до изобретения телескопа были описаны солнечные протуберанцы в рус. летописях (12 в.), открыты новые и сверхновые звёзды в Галактике (в частности, тщательные наблюдения Сверхновой 1572 в Кассиопее были произведены датчанином Тихо Браге и пражским астрономом Т. Гайеком), яркие кометы. Изобретение телескопа позволило получить ценные сведения о Солнце, Луне и планетах. Обнаружение фаз Венеры Г. Галилеем и атмосферы Венеры М. В. Ломоносовым имело огромное значение для понимания природы планет. Детальные исследования тёмных линий в спектре Солнца нем. учёным И. Фраунгофером (1814) явились первым шагом в получении массовой спектральной информации о небесных телах. Её ценность была признана после работ Г. Кирхгофа и Р. Бунзена (Германия) по спектральному анализу (1859-62). С начала 90-х гг. 19 в. большинство крупнейших телескопов мира было снабжено щелевыми спектрографами для изучения спектров звёзд с высокой дисперсией, и фотографирование спектров звёзд и др. небесных светил составило основную часть программы наблюдений с помощью этих инструментов. Этому посвятили свои работы пионеры современной астрофизики: рус. астроном А. А. Белопольский, Г. Фогель (Германия), У. Кэмпбелл и Э. Пике-ринг (США) и др. В результате их исследований были определены лучевые скорости многих звёзд, открыты спектрально-двойные звёзды, найдено изменение лучевых скоростей цефеид, заложены основы спектральной классификации звёзд.

Быстрое развитие лабораторной спектроскопии и теории спектров атомов и ионов на основе квантовой механики привело в 1-й пол. 20 в. к возможности интерпретации звёздных спектров и к развитию на этой основе физики звёзд и в первую очередь - физики звёздных атмосфер. Основы теории ионизации в звёздных атмосферах заложил в 1-й четв. 20 в. индийский физик М. Саха.

Появление в 1-й четв. 20 в. теоретич. А., основателями к-рой считаются нем. астроном К. Шварцшильд и англ, астроном А. Эддингтон, и сосредоточение её главных усилий на физике звёздных атмосфер и строении звёзд усилили интерес к изучению звёздных спектров. Этот процесс продолжался до середины века, когда наряду со спектральными исследованиями важную роль в астрономич: исследованиях стали играть методы, развиваемые в радиоастрономии, внегалактической астрономии, а также внеатмосферной астрономии.

С нач. 2-й четв. 20 в. в результате отождествления запрещённых линий в спектрах газовых туманностей и расширения исследований межзвёздного поглощения, впервые изученного рус. астрономом В. Я. Струве (1847), начала быстро развиваться физика межзвёздного вещества, а методы радиоастрономии открыли для этой области А. неограниченные возможности (наблюдения радиоизлучения нейтрального водорода с длиной волны 21 см и др.).

Уже в 20-х гг. 20 в., благодаря работам Э. Хаббла (США), была окончательно доказана внегалактич. природа спиральных туманностей. Эти небесные объекты, галактики, представляющие собой гигантские конгломераты звёзд и межзвёздного вещества, изучают как оптическими, так и радиоастрономич. методами; оба метода дают одинаково важную и взаимно дополняющую информацию, хотя последний и уступает первому в отношении количества информации. С кон. 40-х гг. 20 в. для фотографирования неба стали применять крупные рефлекторы, обладающие большим полем зрения (телескопы Шмидта и Максутова)благодаря чему появилась возможность массового изучения галактик и их скоплений. Исследования, выполненные на Маунт-Паломарской обсерватории в США (В. Бааде, Цвикки, Сандидж), на Бюраканской астрофизической обсерватории АН Арм. ССР (В. А. Амбар-цумян, Б. Е. Маркарян и др.) и в Астро-номическом ин-те им. П. К. Штернберга в Москве (Б. А. Воронцов-Вельяминов), а также наблюдения на радиоастроно-мич. обсерваториях в Кембридже (Великобритания) и в Парксе (Австралия) вскрыли огромное разнообразие форм галактик и проходящих в них физиче-ских процессов. Открытие во 2-й пол. 50-х гг. грандиозных взрывных процессов, являющихся проявлением активности ядер галактик, поставило перед теоретич. А. задачу их объяснения. В 1-й пол. 60-х гг. были открыты квазизвёздные радиоисточники (квазары). Изучение квазаров и ядер галактик показало, что и те и другие по своей природе в корне отличаются от звёзд, планет и межзвёздной пыли или газа. Новые явления, наблюдаемые в них, настолько своеобразны, что к ним не всегда применимы сложившиеся физ. представления. Благодаря этим и ряду др. открытий А. переживает, по существу, революцию, по своему значению сравнимую с революцией в астрономии времён Коперника - Галилея - Кеплера - Ньютона и с тем переворотом, к-рьгй пережила физика в 1-й трети 20 в. Развитие внеатмосферной астрономии значительно обогатило методы планетной астрономии. Фотографирование обратной стороны Луны (1959, СССР), первый запуск науч. аппаратуры на Луну и получение снимков лунных пейзажей (1966, СССР), снимки Марса с близкого расстояния (1965, США), достижение сов. космич. зондом нижних слоев атмосферы Венеры (1967, СССР), высадка космонавтов на Луну и начало прямых исследований лунного грунта (1969, США)- таковы первые выдающиеся результаты в этой области астрономии.

Исследования тел Солнечной системы. Среди больших планет наиболее полно изучена Земля, являющаяся предметом исследований геофизики. Сведения об остальных восьми планетах до сер. 20 в. оставались относительно скудными. Однако развитие исследований, опирающихся на наблюдения с помощью космич. зондов, позволит уже в ближайшем будущем изменить это положение. При решении различных задач, связанных с изучением строения и состава планетных атмосфер наземными методами, в А. часто применяют те же наблюдательные и теоретич. методы, что и в геофизике (в частности, методы изучения верхних слоев земной атмосферы). Особенный интерес представляют спектральные исследования планет, обладающих атмосферным покровом. В результате таких исследований установлены коренные различия в составе атмосфер планет. В частности, выяснилось, что в атмосфере Юпитера основной составляющей является аммиак, в атмосфере Венеры - углекислый газ, в то время как на Земле преобладают молекулярные азот и кислород. Обнаружение больших кратероподобных образований на Марсе (с помощью космич. зондов "Маринер", США) ставит задачу создания общей теории возникновения рельефа на планетах и Луне. Существуют две противоположные теории происхождения кратеров на Луне и Марсе. Одна приписывает их образование вулканизму, другая - удару гигантских метеоритов. В результате открытия новых свидетельств в пользу вулканизма на Луне первая из них находит всё больше сторонников. Сведения об особенностях рельефа планет, а также о законах их вращения и нек-рые др. доставляют радиолокац. наблюдения [В. А. Котельников (СССР) и др.].

Большинство спутников планет, так же как и все малые планеты, не имеет атмосфер, т. к. сила тяжести на их поверхности недостаточна для удержания газов на них. Малые же угловые размеры этих тел не позволяют изучать детали их поверхностей. Поэтому единственная информация о физике этих тел основана на измерениях их интегральной отражат. способности в различных участках спектра. Изменения их блеска дают нам сведения об их вращении.

Большой интерес представляют собой явления, возникающие при приближении комет к Солнцу. В результате процессов сублимации, происходящих под воздействием солнечного излучения, из ядра кометы выделяются газы, образующие обширную голову кометы. Воздействие солнечного излучения и, по-видимому, солнечного ветра обусловливает образование хвоста, иногда достигающего миллионов километров в длину. Выделенные газы уходят в межпланетное пространство, вследствие чего при каждом приближении к Солнцу комета теряет значит. часть своей массы. В связи с этим кометы, особенно короткоперио-дические, рассматриваются как объекты, обладающие небольшой продолжительностью жизни, измеряемой тысячелетиями или даже столетиями (С. К. Всехсвят-ский и др.). Изучение происхождения и развития системы комет позволит сделать заключения, относящиеся к эволюции всей Солнечной системы.

Физика Солнца.

Физ. процессы, происходящие в Солнце, практически независимы от воздействия окружающей среды. Развитие Солнца, по крайней мере в нынешнюю эпоху, обусловлено его внутр. закономерностями. Выяснено, что внутри Солнца, так же, как и внутри всех звёзд, имеются источники тепловой энергии (ядерной природы), благодаря к-рым вещество Солнца (звёзд) нагревается до высокой темп-ры. Вследствие этого происходит испускание лучистой энергии наружу. Устанавливается равновесие между мощностью излучения Солнца (звёзд) и суммарной мощностью находящихся в нём источников тепловой энергии. В то же время проявления солнечной активности - излучения Солнца, испускание им потоков частиц с "вмороженными" в них магнитными полями - оказывает существенное влияние на развитие всех тел Солнечной системы. Объектами детального изучения являются различные образования в атмосфере Солнца: солнечные пятна, факелы, протуберанцы. Особый интерес представляют кратковременные хромос-ферные вспышки, длящиеся обычно неск. десятков минут и сопровождающиеся выделением значит. кол-в энергии. Корпускулярные потоки, связанные с активными областями Солнца, были изучены на Крымской астрофизич. обсерватории АН СССР (Э. Р. Мустель). Во внеш. слоях Солнца происходят постоянные изменения магнитных полей. Исследования, проведённые на этой же обсерватории (А. Б. Северный), позволили установить связь между вспышками и быстрыми изменениями в строении магнитного поля в данной части солнечной поверхности. Теоретич. исследования показали, что перенос энергии в Солнце (так же, как и в звёздах) происходит гл. обр. путём испускания и поглощения излучения. На этом выводе построена теория лучистого равновесия Солнца, относящаяся как к внешним, так и к внутр. слоям Солнца.

Важнейший вопрос физики Солнца (так же, как и звёзд) - природа источников энергии. Энергия гравитац. сжатия оказалась недостаточной. Гипотеза, по к-рой источником солнечной энергии являются термоядерные реакции, с количеств. стороны может удовлетворительно объяснить излучение в течение миллиардов лет; тем не менее она нуждается в окончат. проверке. Полное выяснение природы источников солнечной и звёздной энергии будет иметь огромное значение для решения вопросов эволюции Солнца и звёзд.

Ввиду науч. значения изучения физ. процессов, происходящих в поверхностных слоях Солнца, и их влияния на верхние слои земной атмосферы, обсерватории многих стран объединились для систематич. наблюдения этих процессов всеми доступными методами, организовав круглосуточную службу Солнца.

Физика звёзд.

При изучении звёзд важную роль играют представления о строении Солнца, к-рые модифицируются таким образом, чтобы они удовлетворяли фотометрическим и особенно спектральным данным о звёздах. Вследствие разнообразного характера спектральной информации в конечном счёте удаётся найти однозначное решение этой проблемы. К настоящему времени классифицированы спектры более чем миллиона звёзд. Спектральная классификация звёзд была впервые разработана в нач. 20 в. на Гарвардской обсерватории (США), а затем совершенствовалась и уточнялась. Главным признаком при этой классификации является наличие тех или иных спектральных линий и их относительные интенсивности.

Интересными объектами являются т. н. белые карлики, имеющие относительно высокую поверхностную темп-ру (от 7000° до 30 000°) и низкую светимость, во много раз меньшую светимости Солнца (см. Светимость звезды). Средние плотности нек-рых белых карликов более чем в миллион раз превосходят плотность воды. В дальнейшем теоретически была установлена возможность конфигураций звёздных масс, состоящих из вырожденного газа нейтронов и даже гиперонов. Плотности таких конфигураций должны достигать 1014-1015 плотности воды. Однако в течение многих лет такие конфигурации не смогли быть обнаружены. Лишь в 1967 были обнаружены пульсары - объекты, испускающие с периодом переменности, измеряемым в одних случаях секундами, а в других - долями секунды. Имеются серьёзные основания предполагать, что это и есть сверхплотные конфигурации.

Особый интерес представляют пере-менные звёзды, у к-рых меняется блеск и спектр. В тех случаях, когда такие изменения носят периодич. или приблизительно периодич. характер, они объясняются пульсациями, т. е. последовательными расширениями и сжатиями звезды. Более глубокие изменения происходят в нестационарных звёздах, многие из к-рых являются молодыми звёздами, находящимися в процессе становления. Важное значение имеют звёзды типа RW Возничего, обнаруживающие совершенно неправильные изменения блеска и входящие в состав Т-ассоциаций (см. Звёздные ассоциации), возраст к-рых не превосходит 10 млн. лет. На более поздней стадии развития многие из этих звёзд, имея нормально постоянную яркость, переживают время от времени вспышки, длящиеся всего неск. мин, когда их яркость увеличивается до неск. раз, а иногда (в коротковолновой части спектра) в сотни раз. Примером звезды, находящейся в этой стадии, является переменная звезда UV Кита. В то время как нормальное излучение звёзд имеет чисто тепловую природу, энергия, выделенная во время вспышек, имеет явно нетепловое происхождение. Ещё более грандиозные процессы выделения энергии происходят при вспышках новых звёзд и сверхновых звёзд. Во время вспышек сверхновых за промежуток времени порядка 1 мес выделяется 1042 дж, (1049 эрг). Во время вспышек новых и сверхновых звёзд происходит выбрасывание расширяющихся газовых оболочек. Вспышки так наз. новоподобных переменных звёзд, в частности звёзд типа SS Лебедя, занимают по масштабам промежуточное положение между вспышками новых звёзд и звёзд типа UV Кита,

Физика туманностей.

Довольно подробно изучены физ. процессы, происходящие в газовых туманностях, освещённых горячими звёздами. Эти процессы сводятся по существу к флуоресценции под влиянием ультрафиолетового излучения горячих звёзд. Что касается газовых туманностей, не освещённых горячими звёздами, то их исследование возможно благодаря тому, что они излучают радиолинию водорода с длиной волны 21 см. В большинстве газовых туманностей присутствует также и пылевое вещество, состоящее из твёрдых частиц. Если газопылевая туманность освещена звездой относительно низкой темп-ры, излучение к-рой не может вызвать флуоресценцию газа, то наблюдается отражение света освещающей звезды от пылевой компоненты туманности. В таких случаях спектр туманности является репродукцией спектра звезды. В Галактике наблюдаются также радиотуманности, испускающие непрерывный спектр в радиодиапазоне; такое излучение связано с торможением релятивистских электронов в магнитных полях - так наз. синхротронное излучение (исследования сов. астронома И. С. Шкловского и др.). Эти туманности возникли вследствие вспышек сверхновых звёзд; таковы Крабовидная туманность и радиоисточник Кассиопея А. Продолжительность их жизни измеряется всего тысячами, а иногда даже только сотнями лет.

Физика внегалактических объектов.

В начале изучения галактики рассматривались как механич. конгломераты звёзд и туманностей. Поэтому обсуждались лишь вопросы их внутр. кинематики и динамики. Однако вскоре было выяснено, что существует определённая связь между формой галактик (эллиптическая, спиральная, неправильная) и классами входящих в них звёзд ("звёздного населения"), в частности наличием в них молодых звёзд - голубых гигантов. В рукавах спиральных галактик наблюдаются большие неоднородности, О-ас-социации, представляющие собой системы, состоящие из молодых звёзд и туманностей. Их возникновение связано, по-видимому, с глубокими физ. процессами, при к-рых большие массы до-звёздного вещества превращаются в обычные звёзды. Изучение этих процессов является одной из труднейших нерешённых проблем А.

Начиная с сер. 20 в. стала выявляться большая роль ядер галактик в их эволюции. Установлено существование различных форм активности ядер, в частности гигантские взрывы, при к-рых выбрасываются огромные облака релятивистских электронов. В результате таких взрывов обычные галактики превращаются в радиогалактики. Происходит также выбрасывание облаков и струй обычного газа. Все эти явления свидетельствуют о том, что в ядрах галактик происходят весьма глубокие процессы превращений вещества и энергии.

Открытие квазизвёздных источников радиоизлучения (квазаров), так же как квазизвёздных чисто оптич. объектов, привело к обнаружению ещё более глубоких процессов. Прежде всего оказалось, что среди квазаров имеются объекты, к-рые испускают в 1013 раз более мощное излучение, чем Солнце, и в сотни раз более яркое, чем сверхгигантские галактики. Квазары испытывают относительно быстрые изменения блеска, что говорит об их небольших диаметрах (непрерывный спектр излучается из объёма диаметром не более 0,2 парсек). Во многих отношениях квазары схожи с наиболее активными ядрами галактик, только масштабы явлений в них больше. Массы квазаров неизвестны. Однако, рассматривая их как очень большие, изолированные ядра, можно принять, что они составляют 1011 масс Солнца и больше.

Теоретическая астрофизика.

Цель теоретич. А.- объяснение изучаемых А. явлений на основе общих законов физики. При этом она пользуется как методами, уже разработанными в теоретич. физике, так и специальными методами, разработанными для изучения явлений в небесных телах и связанными со специфич. свойствами этих тел. Поскольку вся информация об астрофизич. процессах получается на основе регистрации достигающего нас излучения, то первая задача теоретич. А.- прямое истолкование результатов наблюдений и составление на первом этапе внешней картины развёртывающегося процесса (напр., наблюдения блеска и спектров новых звёзд удалось истолковать на основе представления о выбросе наружных слоев звезды в окружающее пространство). Однако конечная её цель - выяснение механизма и причин явления (в приведённом примере - причины взрыва, к-рый приводит к выбрасыванию оболочки). Основным отличием процессов, изучаемых А., в большинстве случаев является существенная роль взаимодействия вещества с излучением. Поэтому теоретич. А., наряду с решением конкретных задач, разрабатывает также общие методы исследования этого взаимодействия. В то время, как теоретич. физика интересуется элементарными процессами этого типа, А. изучает результаты многократного и сложного взаимодействия в больших системах; так, теория переноса излучения в материальной среде, которая применяется и в др. разделах физики, достигла большого совершенства именно в А. Успешное развитие в трудах сов. астрономов В. В. Соболева и др. теории переноса излучения в спектр. линиях позволило установить точные закономерности образования в звёздных атмосферах линий поглощения и линий излучения. Таким образом стала возможной количественная интерпретация звёздных спектров. Разработаны также общие методы вычисления состояний равновесия звёздных масс. Большие работы по конфигурациям равновесия газовых звёзд выполнены М. Шварцшильдом (США) и А. Г. Масевич (СССР). Теория вырожденных конфигураций, в к-рой учитывается вырождение электронного газа, была разработана во 2-й четверти 20 в. Э. Милном (Великобритания) и С. Чанд-расекаром (Индия). В случае сверхплотных конфигураций (в к-рых вырожден уже барионный газ) расчёты следует вести на основе общей теории относительности. Эти вопросы так же, как и теоретич. исследования, касающиеся процесса расширения Вселенной в целом, составляют новую отрасль теоретич. А., получившую название релятивистской астрофизики. Результаты астрофизич. исследований публикуются гл. обр. в трудах обсерваторий, а также в спец. журналах, среди к-рых основные: "Астрономический журнал" (М., с 1924), "Астрофизика." (Ер., с 1965), "Astrophysical Journal" (Chi., с 1895), "Monthly Notices of the Royal

Astronomical Society" (L., с 1827), "Annales d'astrophysique" (P., с 1938-68), "Zeitschrift fur Astrophysik" (В., с 1930-44) и др.

Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 1 - 3, М .- Л., 1951-64; С о-болев В.В., Курс теоретической астро-физики, М., 1967; Амбарцумян В. А., Проблемы эволюции Вселенной, Ер., 1968; Развитие астрономии в СССР, М., 1967; Струве О.В., Зебергс В., Астроно-мия 20 в., пер. с англ., М., 1968; Зельдович Я. Б. и Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1968.

В. А. Амбарцумян.



 
Большая советская энциклопедия
  [ АННОТАЦИЯ]   [а-абон]   [аборд-авар]   [авач-австрич]   [австрия - автомот]   [автомут-аграм]   [агран-аджз]   [аджи-азер]   [азеф-айя]   [ака-акоп]   [акост-акур]   [акус-алейж]   [алейк-ален]   [алеп-алле]   [алли-альбен]   [альбер-альп]   [альт-амап]   [амар-амим]   [амин-амуд]   [амул-анан]   [анап-андез]   [андер-анип]   [анис-антен]   [антер-антон]   [антоф-апел]   [апен-апшер]   [ар-аргум]   [аргун-аркт]   [арл-арсен]   [арсин-арха]   [архе-аса]   [асб-ассиз]   [ассим-астроп]   астрос-атол   [атом-афил]   [афин-ацет]   [ацид-аяч]