Астрономия

Астрономия (от греческого astron — звезда и nomos — закон) — наука о строении и развитии космических тел, образуемых ими систем и Вселенной в целом. Астрофизика (буквально — физика звёзд) — крупнейший раздел астрономии — наука о физических явлениях во Вселенной. Она изучает не только звёзды, но и межзвёздную и межгалактическую среды, а также свойства и взаимодействие элементарных частиц, атомов, молекул, от которых существенно зависят многие свойства космических объектов, а также и Вселенной в целом.

Многие разделы современной  астрофизики в своё название включают слово „астрономия“. Так, например, ряд разделов современной астрофизики принято называть „Радиоастрономия“, „Оптическая астрономия“, „Рентгеновская астрономия“, „Нейтринная астрономия“, „Гамма-астрономия“ и т. д. в зависимости от того, в какой части электромагнитного спектра учёные осуществляют наблюдения небесных объектов (начиная от самых длинных радиоволн и заканчивая самыми энергичными фотонами, энергия которых достигает величины 10 16 эВ, а также такими элементарными частицами, как нейтрино).

Задачи астрофизики  заключаются в исследовании индивидуальных небесных объектов, таких, как планеты, звёзды, пульсары, квазары, галактики, скопления галактик и др., а также в изучении общих физических принципов для разнообразных астрофизических процессов и в попытке установить общие законы развития материи во Вселенной. Известны четыре канала получения такой информации:

1. Электромагнитное излучение: гамма-лучи, рентгеновские лучи, ультрафиолетовое, видимое, инфракрасное и радиоизлучение.
2. Космические лучи, которые достигают окрестности Земли и могут взаимодействовать с её атмосферой. Первичные космические лучи включают высокоэнергичные электроны, протоны и тяжёлые ядра, а также нестабильные нейтроны и мезоны. В первичный состав космических лучей входят также антипротоны и позитроны, то есть антиматерия. Но значительная их часть образуется в результате взаимодействия протонов и ядер с межзвёздным, межпланетным веществом, а также с атмосферами звёзд и планет.
3. Нейтрино и антинейтрино. Существует три типа нейтрино, два из которых связаны с электронами и μ-мезонами, а третий тип — с τ-мезонами.
4. Гравитационные волны, которые возникают, в частности, при взрывах массивных звёзд и могут дать информацию о движениях массивных небесных тел. Гравитационные волны пока не обнаружены экспериментально, однако есть много косвенных наблюдательных данных, которые подтверждают их существование.

Высшим достижением  современной астрофизики явилось  открытие небесных объектов с необычными физическими свойствами. Во-первых, это нейтронные звёзды, которые представляют собой очень компактные объекты размером всего около 10 км. Магнитное поле таких звёзд достигает исключительно высокой величины 10 13 Гс, недостижимой в земных лабораторных условиях. В таких мощных полях полностью изменяется структура вещества и его свойства. Во-вторых, это чёрные дыры — объекты, у которых вторая космическая скорость равна скорости света. В третьих, это квазары, которые являются ядрами галактик и представляют собой сверхмассивные чёрные дыры.

Важной частью современной  астрофизики является космология. Это  наука о том, как возникла и развивалась Вселенная в целом, а также наука о крупномасштабной структуре Вселенной.

Вся обширная информация о звёздах, галактиках и о Вселенной в целом получена через довольно узкое „оптическое окно“. Единственным источником информации о небесных телах являются различного рода излучения, приходящие от них. Атмосфера Земли довольно непрозрачна и до наших глаз доходит лишь ничтожная доля всех излучений, существующих в космосе.

Рис. 1 иллюстрирует прозрачность земной атмосферы для электромагнитных волн различной длины. Первое окно прозрачности — оптическое — лежит в основном в области видимого излучения — от ультрафиолетового до инфракрасного. Атмосфера Земли совершенно непрозрачна для излучения, длина волны которого меньше 0,29 мкм ( 2,9 × 10 –5 см). Но в далёких ультрафиолетовых областях спектра расположены спектральные линии многих химических элементов. Они не видны глазом, и это ограничивает сведения о химическом составе небесных тел. Другой край оптического окна прозрачности атмосферы расположен в области с длиной волны около 1 мкм (10 –4 см). Инфракрасные лучи с большей длиной волны сильно поглощаются парами атмосферной воды.

Другое окно прозрачности, более широкое, чем оптическое, лежит  в радиодиапазоне. Основное преимущество радиоастрономических наблюдений состоит в том, что большая длина волны радиоизлучения резко понижает требования к точности изготовления и сохранения поверхности отражающего зеркала телескопа. Неровности поверхности должны быть малыми по сравнению с длиной волны излучения. Поэтому радиотелескопы можно делать из металла, а не из стекла. Радиотелескопы собирают электромагнитное излучение с площади, в сотни раз большей, чем самый большой оптический телескоп. Другим преимуществом радиоастрономических наблюдений является прозрачность для радиоволн атмосферы Земли при всех типах облаков, так что наблюдения можно вести в любую погоду. Прозрачна для них и межзвёздная пыль. Недостатком радиоастрономических наблюдений является их низкая разрешающая способность (то есть минимальное угловое расстояние между двумя объектами, которые телескоп может фиксировать раздельно), а также сложности в изучении тонкой структуры небесных объектов.

Выдающимся достижением  радиоастрономии стало обнаружение  радиомаяков Вселенной — нейтронных звёзд, а также радиогалактик, которые представляют собой как бы гигантские резервуары электронов, движущихся в магнитных полях со скоростями, близкими к скорости света, и создающих так называемое синхротронное излучение.

Открытие нейтронных звёзд стало сенсацией. Регулярные наблюдения межзвёздных мерцаний, то есть быстрых изменений интенсивности излучения космических радиоисточников, начатые в 1967 году в Кембридже (Англия) на радиотелескопе с необычайно высокой чувствительностью, зарегистрировали строго периодические сигналы, идущие от какого-то неизвестного радиоисточника. Детальный анализ показал, что этот источник должен находиться далеко за пределами Солнечной системы, а короткая длительность импульсов служила явным доказательством того, что источник чрезвычайно мал. Вскоре удалось оценить его размеры — они не превышали размеров нашей планеты.

В результате систематических поисков вскоре были обнаружены ещё три таких космических радиоисточника, которые получили название пульсаров. Это подтвердило точку зрения, что пульсары — естественное явление природы. Единственными кандидатами в пульсары в связи с их малыми физическим размерами были белые карлики или нейтронные звёзды. Так, например, оказалось, что период их пульсаций хорошо совпадает с периодом вращения нейтронной звезды.

Год спустя радиообсерваториями  всего мира было получено много новых  результатов. Но самым блестящим успехом радиоастрономии явилось открытие в 1965 году электромагнитного излучения, приходящего равномерно со всех сторон. Это излучение, которое по предложению советского астрофизика И.С. Шкловского теперь называется реликтовым, то есть остаточным, является следствием горячего и плотного состояния Вселенной в далёком прошлом. Исследование реликтового излучения подтвердило наши представления о Вселенной, а также дало важные сведения о самых ранних стадиях эволюции космических тел.

Структура наблюдаемой области  Вселенной — Метагалактики

Метагалактика — это вся наблюдаемая область Вселенной. Основными элементами её крупномасштабной структуры являются галактики и скопления галактик. Галактики представляют собой стационарные гравитационно-связанные звёздные системы. Звёздная система, в которую входит наше Солнце, — Галактика — содержит примерно 10 11 звёзд; её масса приблизительно 2×10 44 г, то есть около 10 11 M Sol , а полная излучаемая звёздами энергия (светимость) — почти 3×10 43 эрг/с (M Sol — масса Солнца).

Галактики, как и звёзды, образовывают группы и скопления различной численности. Однако лишь сравнительно малая доля звёзд входит в состав рассеянных скоплений, шаровых скоплений или звёздных ассоциаций, а подавляющая масса является просто звёздами общего поля Галактики. Большинство галактик является членами групп или скоплений галактик и только незначительная часть располагается вне групп и скоплений в общем поле Метагалактики.

Группы галактик содержат десятки членов. Например, наша Галактика  входит в состав группы ближайших к нам галактик, состоящей из более чем 20 членов. Эта группа образует так называемую Местную систему. В свою очередь Местная система входит в состав скопления, центр которого находится в той части неба, на которую проектируется созвездие Девы. Скопления, как правило, насчитывают сотни и даже тысячи членов. Одно из самых больших скоплений в созвездии Волосы Вероники содержит около десяти тысяч галактик. Оно имеет почти сферическую форму и его радиус составляет примерно 4 мегапарсек (Мпк).

Следует обратить внимание на разницу между скоплениями звёзд, образующими галактики, и скоплениями галактик. Расстояние между членами звёздного скопления огромны по сравнению с размерами звёзд. Расстояния между членами скопления галактик всего лишь в несколько раз больше, чем размеры галактик.

Наблюдения на больших инструментах показали, что скопления и группы скоплений, в свою очередь, распределены далеко не случайным образом. Так, Местная система, в которую входят наша Галактика и туманность Андромеды, образует вместе с другими близкими группами галактик систему, названную Местным сверхскоплением. В Метагалактике имеются и другие сверхскопления. Их средний размер составляет 20–30 Мпк.

В последние годы обнаружено, что многие богатые скопления галактик содержат значительные количества горячего ионизированного газа, являющегося источником мощного рентгеновского излучения. Открытие протяжённых источников рентгеновского излучения, отождествлённых со скоплениями галактик, явилось выдающимся достижением рентгеновской астрономии последних лет. Самыми мощными из них являются скопления Волосы Вероники, Персея и Девы. Характерные размеры протяжённых источников составляют 0,1–1 Мпк, а их светимость лежит в пределах 10 43–10 45 эрг/с. Детальное исследование их спектров показало, что источником излучения является горячий газ с температурой 10 7–10 8 К, захваченный гравитационным полем скопления. Масса такого газа в ряде скоплений сравнима с суммарной массой галактик.

Обнаружена замечательная  особенность скоплений галактик: для многих из них масса, определённая по скоростям собственного движения галактик в скоплении, оказывается заметно больше массы, определённой по общей светимости галактик. Первый способ нахождения массы основан на предположении, что скопления представляют собой стационарные гравитационно-связанные системы. Полная механическая энергия каждой такой системы должна быть отрицательной, причём кинетическая энергия должна составлять (в среднем по времени) половину модуля гравитационной потенциальной энергии, то есть

Eкин = 0,5 | Eграв |.     (1)

Это соотношение представляет собой так называемую теорему  вириала классической механики. Она  получается как прямое следствие  уравнений движения при общей стационарности системы. Например, для частицы с массой m, обращающейся по стационарной круговой орбите вокруг центрального тела с массой M такой, что M > m, скорость движения V определяется из условия равенства (по модулю) центробежной Fц и гравитационной Fграв сил (рис. 2):

Fц =mV 2 /r , Fграв =GMm/r 2 ,     (2)

где r — радиус орбиты. Полагая, что Fц = Fграв , имеем

V 2 = GM /r ,     (3)

то есть

Eкин=mV 2 / 2 = GMm / (2r).     (4)

Легко провести доказательство и для любой системы, состоящей из произвольного числа частиц. Если размер скопления R и дисперсия скоростей галактик V известны, то по формуле (2) можно оценить так называемую вириальную массу скопления:

MVT ≈ RV 2 / G .     (5)

Другой способ определения  массы состоит в том, что полную наблюдаемую светимость скопления умножают на некоторое число, принимаемое за стандартное для отношения масса/светимость галактики, найденное независимо для отдельных галактик. Это последнее отношение различно для галактик разных типов, но если известно, что в данном скоплении преобладают галактики какого-то определённого типа, то суммарную массу этих галактик ML можно таким способом действительно оценить. Оказывается, суммарная масса галактик скопления почти всегда меньше вириальной массы скопления: ML > MVT .

Это обстоятельство (его  называют вириальным парадоксом) было установлено Ф. Цвикки (Швейцария) в 30-е годы. Результаты новых детальных исследований подтверждают этот парадокс.

Вириальный парадокс исчезает, если скопления не являются стационарными системами, тогда к ним нельзя применять вириальную теорему. Однако если они всё же стационарны, то для его разрешения следует предположить наличие в скоплениях значительных масс тёмного, не светящегося вещества (скрытой массы) помимо вещества самих галактик, причём эта скрытая масса должна быть в 3–10 раз больше общей массы галактик в скоплениях. В пользу второй возможности имеется ряд серьёзных аргументов.

Иерархия космических  структур обрывается на скоплениях и сверхскоплениях. В различных областях Метагалактики, имеющих размер 100–300 Мпк и более и содержащих много галактик и скоплений, средняя плотность видимого вещества галактик оказывается одинаковой, где бы не находились эти области. Эта плотность составляет ρ ≈ 3 × 10 –31 г / см 3 . С учётом скрытых масс эта величина возрастает примерно втрое.

Тот факт, что средняя  плотность в различных областях пространства одинакова, означает однородность Метагалактики, если рассматривать её в большом масштабе, превосходящем размер ячейки неоднородности (100–300 Мпк). Это одно из фундаментальных свойств окружающей нас Вселенной, размеры которой достигают почти 1500 Мпк.