Солнечной системы




Скачати 226.58 Kb.
Дата конвертації18.04.2016
Розмір226.58 Kb.
АСТРОФИЗИКА, раздел астрономии, изучающий небесные тела, их системы и пространство между ними на основе исследования происходящих во Вселенной физических процессов и явлений. Астрофизика изучает небесные объекты любых масштабов, от космических пылинок до межгалактических структур и Вселенной в целом, а также все виды полей (гравитационные, магнитные, электромагнитного излучения) и геометрические свойства самого космического пространства. Целью астрофизических исследований является понимание строения, взаимодействия и эволюции небесных тел, их систем и Вселенной как целого. Основным методом исследования в астрофизике служит не активный эксперимент (как в физике, химии и т.п.), а пассивное наблюдение. Диапазон физических параметров -- плотности, температуры, давления, напряженности магнитного поля и т.п., с которыми приходится иметь дело в астрофизике, далеко превосходит то, что достижимо в земных лабораториях. Поэтому многие виды астрофизических объектов выступают в роли уникальной физической лаборатории, предоставляющей возможности для изучения вещества и полей в экстремальных условиях. Это делает астрофизику неотъемлемой частью физики.

Обычно астрофизику подразделяют на наблюдательную и теоретическую, хотя в последние десятилетия 20 в. граница между ними стала весьма размытой. В зависимости от того, откуда проводятся наблюдения, различают наземную и внеатмосферную наблюдательную астрофизику. По объектам исследования в астрофизике выделяют физику Солнечной системы, гелиофизику (изучение Солнца), физику звезд и межзвездной среды, галактическую (объект исследования – наша Галактика) и внегалактическую астрономию (объекты за пределами Галактики), космологию (изучение Вселенной как целого). Подавляющая часть информации в астрофизике получается путем регистрации и анализа электромагнитного излучения небесных тел. В зависимости от того, в каком спектральном диапазоне ведутся наблюдения, различают оптическую наблюдательную астрофизику (сложившуюся еще в 19 в.), радиоастрономию (ставшую самостоятельным разделом астрофизики в середине 20 в.), ультрафиолетовую и рентгеновскую астрономию (получившую широкое развитие с 1970-х гг.), инфракрасную, субмиллиметровую и гамма-астрономию. Несколько особняком стоят астрофизика космических лучей (оформившаяся в 1960-е гг.), нейтринная астрофизика (зародившаяся в 1970-е гг.) и делающая первые шаги гравитационно-волновая астрономия. В зависимости от спектрального разрешения регистрируемого потока электромагнитного излучения различают астрофотометрию (низкое разрешение) и астроспектроскопию (разрешение, достаточное для регистрации спектральных линий). Астрополяриметрия исследует поляризационные характеристики излучения астрономических объектов.

С момента своего зарождения в середине 19 в. роль астрофизики в изучении Вселенной быстро возрастала. В 20 в. она заняла в астрономии доминирующее положение. Стремительное развитие астрофизики с начала 20 в. было обусловлено, с одной стороны, общим техническим прогрессом, приведшим к радикальным изменениям в технике астрофизических наблюдений, с другой стороны – с развитием физики. Особенно важное влияние на астрофизику оказало появление квантовой механики (1920-е гг.) и ядерной физики (30 -- 50-е гг. 20 в.). Постепенно возрастала и к началу 21 в. стала играть важнейшую роль в астрофизике также общая теория относительности. Исторический очерк см. в статье Астрономия.

Солнечная система. Планетные системы звезд. Бо’льшая часть физической информации о Солнечной системе получена в ходе космических исследований. Применяемые в них методы и аппаратура сильно отличаются от традиционных астрофизических. Пассивные наблюдения дополняются активным зондированием, прямыми измерениями in situ и даже экспериментом. В итоге исследования Солнечной системы в значительной мере обособились от остальной астрофизики. Динамика Солнечной системы, ее устойчивость и динамическая эволюция – предмет небесной механики. Изучение планет, в первую очередь земной группы, а также астероидов и спутников планет стало предметом планетологии – новой дисциплины, сложившейся на стыке астрономии, геологии и геофизики.

Космические исследования позволили получить крупномасштабные изображения и выполнить картирование поверхностей Луны, планет земной группы, спутников планет, ряда астероидов и ядер нескольких комет. Прояснилась относительная роль эндогенных (вулканизм, тектонические перемещения) и экзогенных факторов (метеоритная бомбардировка) и процессов эрозии в формировании рельефа поверхностей планет. Открыт активный вулканизм на спутнике Юпитера Ио и выяснен его механизм (диссипация энергии приливных деформаций). Для Луны, Марса и астероида Эрос прямыми измерениями найден химический и даже минералогический состав их покрова. Измерен возраст доставленных на Землю лунных пород (до 4.5 млрд. лет). Детально определен химический состав, изучено строение, общая циркуляция и динамика атмосфер планет. При этом для Венеры и Юпитера производились прямые измерения в их атмосферах со спускаемых аппаратов, на Марсе измерения неоднократно велись и с его поверхности. Возникло новое научное направление – климатология планет. На Марсе обнаружены большие количества водяного льда и убедительные указания на присутствие на нем в прошлом значительных количеств жидкой воды. Продолжаются поиски признаков наличия (сейчас или в прошлом) простейших форм жизни на Марсе. С космических аппаратов измерены магнитные поля планет и изучена их структура. В ее формировании важнейшую роль играет взаимодействие поля с набегающим потоком плазмы солнечного ветра, что порождает магнитосферы планет. Строение магнитосфер планет с магнитным полем (Меркурий, Земля, планеты-гиганты) оказалось сложным, особенно у Юпитера. У Земли и планет-гигантов открыты радиационные пояса, самые мощные – у Юпитера. Данные о магнитных и гравитационных полях планет, полученные в ходе космических исследований, позволили значительно уточнить представления о внутреннем строении планет. Одной из ключевых проблем физики Солнечной системы остается проблема ее происхождения. Общепринятая точка зрения состоит в том, что планеты сформировались около 5 млрд. лет назад, вскоре после рождения Солнца, из окружавшего его газо-пылевого диска. Подобные диски обнаружены у некоторых звезд. Однако детали процесса формирования Солнечной системы известны плохо.

Начиная с 1995 г. около звезд, подобных Солнцу, открыто (к осени 2004 г.) более 130 газовых планет-гигантов (экзопланеты). Экзопланеты земного типа пока не доступны наблюдениям. Обнаружены звезды с двумя и даже с четырьмя планетами. Найденные около звезд планетные системы значительно отличаются от Солнечной. В них планеты типа Юпитера часто имеют орбиты меньших размеров, чем у Меркурия – самой близкой к Солнцу планеты. Излучение звезды сильно (до ~1000 К) нагревает атмосферы таких планет (“горячие Юпитеры”). В ряде случаев движение происходит по сильно вытянутым орбитам. Накопление данных о внесолнечных планетных системах и их систематизация должны будут составить основу для построения последовательной теории происхождения планетных систем. Другая важнейшая перспективная задача исследований экзопланет – попытка обнаружения планет земного типа (не газовых) с атмосферами, содержащими озон и водяной пар. Последнее можно будет рассматривать как указание на наличие жизни на планете. Разрабатывается крупный международный проект “Дарвин”, имеющий целью решение этой задачи (ориентировочный срок – 2015 г.).

Солнце. Специфика исследований Солнца определяется его близостью к нам. Отсюда – большие потоки излучения и возможность наблюдения явлений, развивающихся на Солнце на малых пространственных масштабах, вплоть до ~100 км. Кроме того, прямому исследованию доступно вещество солнечного ветра и частицы солнечных космических лучей. Имеется также уникальная (по сравнению со звездами) возможность наблюдения Солнца с космических аппаратов с малых расстояний и со всех сторон, в том числе и со стороны полюсов (что и было реализовано). Многие явления, наблюдаемые на звездах, были поняты благодаря тому, что их гораздо детальнее удалось ранее исследовать на Солнце. Гелиофизические исследования имеют прикладное значение из-за прямого воздействия событий на Солнце на биосферу, в том числе на здоровье людей и на их технологическую деятельность (радиосвязь, космонавтика и др.).

То, что мы видим как “поверхность” Солнца – так называемая фотосфера – это слои его атмосферы толщиной в 200 -- 300 км, где температура составляет 5000 -- 6000 К. Плотность газа в фотосфере мала, в 103¸104 раз ниже плотности воздуха, однако из-за высокой температуры этот газ гораздо менее прозрачен, чем воздух. Наш дневной свет рождается в фотосфере при присоединении второго электрона к атомам водорода – основной составляющей солнечной атмосферы. В итоге образуются отрицательные ионы водорода. Донорами свободных электронов выступают при этом имеющиеся в виде “примесей” атомы тяжелых элементов. По интенсивностям линий поглощения в спектре Солнца был детально изучен его химический состав, а по доплеровским смещениям линий – движения газа в фотосфере. В фотосфере наблюдаются различные структурные образования, из которых общеизвестны солнечные пятна – области пониженной температуры с сильным, до нескольких килогаусс, магнитным полем.

Над фотосферой находятся почти прозрачные для видимого света атмосферные слои – хромосфера (толщиной в тыс. км) и корона, простирающаяся на многие радиусы Солнца и не имеющая четкой внешней границы. В явлениях, происходящих в хромосфере и особенно в короне, определяющую роль играет магнитное поле, управляющее движением солнечной плазмы. Температура над фотосферой быстро растет наружу, достигая в короне (1 ¸ 2) млн. К. Эти внешние слои солнечной атмосферы крайне неоднородны и динамичны, в них имеются разнообразные образования (протуберанцы, магнитные петли, яркие корональные точки, корональные дыры и др.), меняющиеся ото дня ко дню, иногда происходят взрывы, сопровождающиеся перестройкой магнитного поля (хромосферные вспышки, эруптивные протуберанцы). Наблюдающиеся в атмосфере Солнца изменения получили название солнечной активности. Наиболее сильное воздействие на Землю (в том числе на самочувствие людей) оказывают солнечные вспышки и выбросы коронального вещества, вызывающие различные геомагнитные возмущения. Солнечная активность циклически изменяется с квазипериодом в 11 лет. Последний максимум солнечной активности был в апреле 2000 г. Служба Солнца – мониторинг изменений на Солнце – зародилась еще в 19 в. В середине 20 в к оптическим наблюдениям добавились систематические измерения радиоизлучения Солнца, а затем и его ультрафиолетового и рентгеновского излучения с борта космических аппаратов.

Долгое время возможности изучения строения недр Солнца мало чем отличались от того, что имеется для звезд. Однако с 1970-х гг. картина резко изменилась. Были начаты измерения потока приходящих непосредственно из недр Солнца нейтрино, рождающихся при идущих там термоядерных реакциях. Было разработано несколько методов их регистрации. К 2003 г. было надежно установлено, что полный поток солнечных нейтрино согласуется с предсказанным по модели строения Солнца. Одновременно эти измерения позволили доказать, что масса покоя нейтрино отлична от нуля – факт, важный для физики элементарных частиц. Нейтринные эксперименты дали прямое доказательство правильности основных представлений о ядерных реакциях как источнике энергии Солнца (и звезд) и, более того, позволили измерить температуру в центре Солнца с погрешностью в несколько процентов. Второй метод тестирования недр Солнца дало изучение колебаний и волн, распространяющихся по “поверхности” Солнца – так называемая гелиосейсмология. Подобно тому, как сейсмология по изучению распространения сейсмических волн в теле Земли позволяет изучать ее внутреннее строение, гелиосейсмологические исследования позволили измерить основные физические характеристики недр Солнца и полностью подтвердили модель, рассчитанную теоретиками.



Звезды. Физика звезд – один из краеугольных камней астрофизики. Она развивалась в двух направлениях – изучение строения наружных слоев звезды, из которых излучение выходит непосредственно (звездные атмосферы) и исследование звездных недр и происходящих там процессов, что определяет строение и эволюцию звезды как целого. Изучение звездных атмосфер – это фактически интерпретация звездных спектров. Строение атмосферы, помимо ее химического состава, определяется двумя параметрами – ускорением силы тяжести и величиной подводимого снизу, из недр звезды, потока энергии, который выражают в температурной шкале, характеризуя его так называемой эффективной температурой. Она близка к температуре газа в тех слоях атмосферы, откуда выходит бо’льшая часть излучения. Отражением того факта, что строение звездных атмосфер определяется всего двумя параметрами, является сложившаяся в первой половине 20 в. эмпирическая двумерная классификация звездных спектров. Создание последовательной теории звездных спектров стало возможным лишь с развитием квантовой механики, позволившей понять физику элементарных процессов взаимодействия излучения и вещества. Один из важнейших фактов, установленных из изучения звездных спектров, -- сходство химического состава атмосфер большинства нормальных звезд диска Галактики (так называемое звездное население I типа) с химическим составом наружных слоев Солнца: водород – около 70% по массе, гелий 27%, все остальные элементы, вместе взятые (так называемые тяжелые) -- не более 3%. У звезд сферической составляющей нашей Галактики (звездное население II) содержание тяжелых элементов в десятки и сотни раз ниже солнечного. Этот факт, обнаруженный в 1940 --1950-е гг., нашел свое естественное объяснение в созданной в 1950 -- 1960-е гг. теории происхождения химических элементов в звездах, согласно которой все химические элементы, кроме водорода и частично гелия и лития, были синтезированы в недрах нескольких поколений звезд.

Наблюдательной основой изучения строения и эволюции звезд служат статистические зависимости между их основными глобальными параметрами – массами, светимостями и радиусами (см Герцшпрунга-Рессела диаграмма, Масса-светимость зависимость). Во многих отношениях наиболее важным параметром звезды является ее масса. Массы звезд находятся из изучения движения двойных звезд по (обобщенному) третьему закону Кеплера. Оказалось, что они заключены между ~0.1 и ~100 массами Солнца (21033 г). С физической точки зрения, отличительная особенность нормальных звезд – это идущие в их недрах термоядерные реакции превращения водорода в гелий, а после его выгорания – синтез C и O из He и т.д., вплоть до железа 56Fe. Синтез элементов тяжелее железа также происходит в недрах звезд, но не служит источником их энергии. Конкретные цепочки реакций горения водорода, обеспечивающих энерговыделение в звездах и на Солнце на протяжении большей части их жизни, были указаны в конце 1930-х гг. (Х.Бете, К.Вейцзекер, Германия). Анализ показал, что звезды с массами больше ~100 масс Солнца были бы неустойчивы, и поэтому их в природе нет. Тела с массами от ~0.1 до ~0.01 массы Солнца представляют собой объекты, промежуточные между звездами и планетами – так называемые субзвезды, или бурые карлики (обнаружены в 1990-е гг.). Температуры в их недрах недостаточны для синтеза гелия, однако в них происходят термоядерные реакции выгорания тяжелого изотопа водорода – дейтерия, а также лития. Если же масса объекта 0.01 массы Солнца (точнее, 13 масс Юпитера), то термоядерные реакции в нем не идут вовсе – это уже планета.

Масса и начальный химический состав определяют весь жизненный путь одиночной звезды. Первый этап термоядерной эволюции – это горение водорода в центральных частях звезды (так называемая фаза главной последовательности). Он является наиболее продолжительным (для Солнца – около 10 млрд. лет; возраст Солнца – около 5 млрд. лет), и его проходят все звезды. Чем больше масса звезды, тем короче фаза главной последовательности. Для самых массивных звезд она составляет всего несколько миллионов лет. Звезды с массами 0.8 массы Солнца за все время жизни Вселенной еще не успели завершить этой фазы эволюции. По исчерпании водорода в центральных частях звезды ее размеры резко увеличиваются. Она превращается в так называемого красного гиганта.

Конечным продуктом эволюции звезд с начальными массами 8 масс Солнца служат белые карлики – компактные (размером с земной шар) звезды малой светимости с плотностью, по порядку величины в миллион раз превышающей плотность воды. Они полностью лишены водорода. Ядерные реакции в них не идут. Светятся белые карлики за счет запасенной в их недрах тепловой энергии, медленно остывая. Массы белых карликов невелики, не более 1.4 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара). Перед образованием белого карлика звезды теряют значительную (а некоторые -- бо’льшую) часть своей начальной массы частично путем истечения вещества из наружных слоев – звездного ветра, частично путем отделения и медленного расширения наружных слоев, образующих расширяющиеся со скоростями ~20 -- 30 км/с оболочки – планетарные туманности. Массивные звезды проходят все этапы ядерного горения вплоть до образования железа, после чего их механическое равновесие нарушается. Происходит грандиозный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды. В максимуме блеска сверхновые достигают светимости, сопоставимой со светимостью целой галактики. В результате взрыва выделяется колоссальная гравитационная и термоядерная энергия, бо’льшая часть которой уносится нейтрино, возникающими при превращении в центре звезды обычного вещества в нейтронный газ в результате сжатия, приводящего к соединению электронов с протонами ядер. Всплеск такого нейтринного излучения был зафиксирован при вспышке сравнительно близкой сверхновой в 1987 г. Самые массивные звезды, вспыхивая в конце жизни как сверхновые, по-видимому, рождают черные дыры – объекты, не находящиеся в равновесии и продолжающие неограниченное сжатие. К настоящему времени в Галактике обнаружено ~20 объектов, являющихся, судя по многим признакам, черными дырами звездных масс. Значительная часть, а иногда даже вся масса предсверхновой в результате взрыва рассеивается в окружающем пространстве со скоростями ~10000 км/с, образуя со временем в межзвездной среде обширные нагретые до ~106 К области – остатки сверхновых. Пример такого объекта -- Крабовидная туманность. Это остаток вспышки сверхновой 1054 г. Вспышки сверхновых приводят к обогащению межзвездной среды тяжелыми элементами и тем самым постепенно меняют химический состав строительного материала для последующих поколений звезд.

Рождающиеся при вспышках сверхновых нейтронные звезды имеют плотности ~1014 – 1015 г/см3 при радиусах ~10 км и массах не более 2 – 3 масс Солнца (обычно ~1.4 массы Солнца). Возможность существования нейтронных звезд была указана Л.Д.Ландау (СССР) в 1932 г. Они были обнаружены во второй половине 1960-х гг., в частности и в центре Крабовидной туманности в виде пульсаров – точечных источников радиоизлучения периодически меняющейся интенсивности (Э.Хьюиш, Англия). Периодичность изменения потока объясняется тем, что излучение пульсара сосредоточено в узком конусе, который из-за вращения пульсара вокруг оси периодически “чиркает” по Земле (при подходящей ориентации). Самый короткопериодический пульсар имеет период всего в 1.5 миллисекунды, пульсар в Крабовидной туманности делает более 30 оборотов в секунду. Огромную роль в физике пульсаров (и вообще нейтронных звезд) играют магнитные поля, характерное значение напряженности которых ~1012 Гаусс, а рекордные значения доходят до 1014 Гаусс. Одиночные пульсары черпают энергию излучения из кинетической энергии вращения, постепенно увеличивая период. Пульсары в тесных двойных системах наблюдаются также в рентгеновском диапазоне, где их свечение поддерживается выделением гравитационной энергии вещества, перетекающего на пульсар со второго компонента пары.

Перетекание вещества одного компонента двойной звезды и захват его вторым компонентом – так называемая аккреция – играет важную роль в эволюции двойных звезд. Вещество, аккрецируемое белым карликом – компонентом двойной системы, аккумулируется на его поверхности, что в конце концов приводит к взрывному загоранию водорода. Этим объясняются вспышки различных типов так называемых катаклизмических переменных звезд, наиболее известными из которых являются обычные Новые (вспышка – раз в несколько тысяч лет) и новоподобные переменные (промежуток между вспышками – от десятков лет до десятков дней). Периодически повторяющиеся термоядерные взрывы вещества, аккрецируемого нейтронной звездой, входящей в состав двойной системы, наблюдаются в рентгеновском диапазоне (так называемые барстеры).

Создание последовательной теории строения и эволюции звезд – одно из крупных достижений естествознания 20 в. В активе этой теории – много предсказаний, впоследствии подтвержденных наблюдениями В астрономии теория звездной эволюции сыграла роль, сопоставимую с ролью дарвиновской теории эволюции в биологии.

Межзвездная среда. Межзвездная среда состоит из нескольких основных компонентов – газа, пыли, частиц высокой энергии – космических лучей, магнитных полей и электромагнитного излучения. Основным по массе компонентом является межзвездный газ, к которому примешана пыль (около 1% от массы газа). Физические условия в межзвездной среде весьма специфичны. Плотности здесь очень малы, хотя и отличаются от места к месту на несколько порядков (в среднем – 1 атом в 1 куб см). В плотных облаках плотность может доходить до 104 атомов в 1 куб см. Колоссален и диапазон температур – от нескольких кельвинов до 10 7 К (а в межгалактической среде – и до 108 К).

Исследования межзвездной среды ведутся во всех спектральных диапазонах. В оптической области межзвездное вещество проявляет себя в виде пылевых (темных и светлых – отражательных) и газовых туманностей. Кроме того, пыль вызывает межзвездное поглощение света, а также приводит к тому, что излучение далеких звезд при прохождении через межзвездную среду становится поляризованным. Поляризация возникает из-за того, что межзвездные магнитные поля (напряженность ~10–6 Гаусс) вызывают преимущественную ориентацию несферических межзвездных пылинок. Теория свечения газовых туманностей под действием ультрафиолетового излучения погруженных в них горячих звезд стала основой определения температур, плотностей и химического состава туманностей. Колоссальный прогресс в изучении межзвездной среды вызвала радиоастрономия. Излучение нейтрального водорода в линии с длиной волны 21 см, возникающей при переходах между компонентами сверхтонкой структуры основного состояния атома водорода, открытое в 1950-е гг., дало возможность изучить распределение и движение (по эффекту Доплера) нейтрального водорода в нашей, а затем и в других галактиках. Впоследствии радиоспектроскопия межзвездной среды позволила обнаружить присутствие в ней молекул более сотни видов, в том числе многоатомных. Были открыты мощные природные мазеры, работающие на молекулах OH , H2O и др. Заатмосферные исследования в ультрафиолете привели в 1970-е гг. к открытию в Галактике нескольких тысяч гигантских облаков молекулярного водорода с массами порядка миллиона масс Солнца. Рентгеновские наблюдения дали информацию о наиболее горячей компоненте межзвездной среды и позволили (наряду с наблюдениями в радиодиапазоне) детально изучить большое число остатков вспышек сверхновых звезд. Одним из центральных вопросов физики межзвездной среды к концу 20 в. стало изучение идущих в ней процессов рождения звезд. Установлено, что звездообразование происходит в гигантских массивных газопылевых комплексах вследствие возникновения в них гравитационной неустойчивости (критерий которой был найден Дж.Джинсом (Англия) еще в 1902 г.). Исследование процесса звездообразования в нашей и других галактиках – активно развивающаяся область астрофизики.



Галактика. Представление о нашей Галактике как о типичной спиральной галактике сложилось постепенно, начиная с 1920-х гг., когда впервые было установлено (Х.Шепли, США), что Солнце находится далеко от центра нашей звездной системы. По современным данным, расстояние Солнца от центра Галактики – 8 килопарсек, или 27 тыс. световых лет, период его обращения (галактический год) – около 230 млн. лет. Бо’льшая часть непосредственно наблюдаемого (светящегося) вещества в Галактике сосредоточена в звездах, число которых ~1011. Масса межзвездной среды составляет около 10% от суммарной массы звезд.

Общая картина строения Галактики такова. В ней выделяются три составляющих – диск (так называемое звездное население I плюс тонкий газово-пылевой слой межзвездного вещества), сферическая составляющая (звездное население II) и темное гало (тела и/или частицы неизвестной природы, присутствие которых выявляется только по их гравитации). Звезды галактического диска обращаются вокруг центра Галактики по близким к круговым орбитам, имеющим малый наклон к галактической плоскости. Совокупность этих звезд образует вращающийся сильно уплощенный (толщина ~1/10 радиуса) диск диаметром около 30 килопарсек (100 тыс. световых лет). В пределах ~1 килопарсека от центра диск вращается твердотельно, а на больших расстояниях – с почти постоянной линейной скоростью ~200 км/с. На этом диске имеется спиральный узор, обрисовываемый горячими массивными молодыми звездами и газопылевыми комплексами, как и у всех спиральных галактик. Однако из-за того, что мы находимся внутри Галактики, надежно проследить этот спиральный узор очень сложно. В диске Галактики рождение звезд продолжается и в наше время (темп звездообразования ~1 масса Солнца в год). Родившиеся в газопылевых комплексах звезды образуют рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации – постепенно рассасывающиеся в звездном поле слабо гравитационно связанные группы по ~102 103 звезд близкого возраста. Изучение звездных скоплений в 30 -- 50-е гг. 20 в. дало прочную наблюдательную основу и одновременно стало тестом теории эволюции звезд.

Звезды сферической составляющей (население II) движутся вокруг центра Галактики по сильно вытянутым орбитам, плоскости которых ориентированы хаотически, так что эта составляющая Галактики в ее вращении не участвует. К сферической составляющей Галактики относятся также ~150 шаровых звездных скоплений (с числом звезд 104 106 в каждом). Концентрация звезд сферической составляющей плавно убывает с расстоянием от центра Галактики. Наконец, в гало Галактики, существование которого было установлено в конце 20 в., сосредоточена бо’льшая часть массы Галактики. Гало простирается существенно дальше, чем звездные составляющие Галактики и имеет, по-видимому, округлую форму. Что представляет собой вещество гало – неизвестно. Оно не светится ни в каком диапазоне и потому получило название темной материи. Выяснение ее природы – одна из важных нерешенных задач астрофизики. В самом центре Галактики находится массивное (~3106 масс Солнца) компактное тело. Масса этого объекта надежно определена по измерениям движений инфракрасных звезд, находящихся в непосредственной его окрестности. Общепринятая точка зрения состоит в том, что массивный компактный объект в центре Галактики – это черная дыра.

Галактики. Галактики трех основных морфологических типов – эллиптические, спиральные и неправильные – сильно отличаются по содержанию в них межзвездного газа (меньше всего его в эллиптических, больше всего – в неправильных галактиках) и по интенсивности процесса звездообразования в них. Эллиптические галактики состоят из старых звезд, тогда как в дисках спиральных галактик и в неправильных галактиках продолжаются активные процессы звездообразования и имеется много молодых горячих звезд. В эволюции галактик важную роль играет их взаимодействие, столкновения и даже слияния. Изучение морфологии галактик в сопоставлении с составом их звездного населения – одна из активно развивающихся областей внегалактических исследований. Важное открытие было сделано при изучении вращения спиральных галактик по эффекту Доплера (как в оптическом диапазоне, так и по радиолинии нейтрального водорода с длиной волны 21 см). Оказалось, что в галактиках суммарная масса звезд составляет всего несколько десятков процентов их полных масс, остальное -- это темная материя, образующая вокруг видимого тела галактики обширное гало, значительно превышающее размеры звездного диска. Существование темной материи подозревалось давно (по измерениям скоростей движений галактик в скоплениях) и в конце 20 в. подтверждено еще несколькими методами, в частности, по наблюдениям гравитационного линзирования излучения далеких галактик и квазаров при распространении его сквозь пространство, искривляемое тяготеющим веществом более близких скоплений галактик, находящихся на луче зрения.

Давняя задача исследования галактик – объяснение природы спиральных ветвей. Считается, что они представляют собой волны плотности, перемещающиеся по вращающемуся звездному диску галактики. В них идет активный процесс звездообразования. В ядрах эллиптических и спиральных галактик находятся сверхмассивные (с массами 106 ¸ 3 ×109 масс Солнца) компактные объекты, по всем признакам – черные дыры. В непосредственной близости от них наблюдаются газ и звезды, движущиеся со скоростями до тысяч км/с. При захвате газа и звезд этими сверхмассивными черными дырами происходит выделение колоссальной гравитационной энергии, перерабатывающейся в излучение всех спектральных диапазонов, от рентгеновского до радио. Если светимость такого активного ядра галактики превышает светимость целой галактики на 2 – 3 порядка, то объект называется квазаром, при меньшем энерговыделении говорят просто об активной галактике того или иного типа (в зависимости от мощности энерговыделения и геометрии области излучения). Так как выделение энергии в активных ядрах галактик происходит в очень малом объеме, обычно их излучение оказывается переменным. Значительные вариации потока происходят на многих временных шкалах – от ~10 лет до часов, минут и даже нескольких секунд. Захватываемое черной дырой вещество образует вокруг нее вращающийся аккреционный диск (такие диски наблюдаются). В плоскости, перпендикулярной к диску, часто выбрасываются в противоположные стороны две движущиеся с релятивистскими скоростями узкие коллимированные струи плазмы – джеты, имеющие зачастую колоссальную протяженность, во много раз превышающую размеры галактик и в отдельных случаях доходящую до 1 ¸ 2 мегапарсек, что превышает расстояние между галактиками. Такие джеты наблюдаются во всех диапазонах, от радио до рентгена. Механизм их свечения – синхротронный, т.е. излучение электронов, движущихся в магнитных полях почти со скоростью света (релятивистских). Изучение процессов, происходящих в ядрах галактик, -- одна из актуальнейших проблем астрофизики.



Вселенная. Галактики распределены в пространстве неравномерно, образуя группы и скопления (с числом членов от всего нескольких до тысяч), а также гигантские пустоты – войды, размером в десятки мегапарсек. Наша Галактика находится на периферии богатого скопления галактик, на расстоянии ~15 мегапарсек (~50 млн световых лет) от его центра. В межгалактическом пространстве в скоплениях галактик имеется крайне разреженный (1 атом на несколько куб м) горячий (с температурой ~107 ¸ 108 K) газ, который был обнаружен по его рентгеновскому излучению. Масса межгалактического газа превышает суммарную массу звезд, имеющихся во всех галактиках скопления. Неоднородность в распределении галактик сохраняется до масштабов ~100 мегапарсек, на бо’льших масштабах Вселенная в среднем однородна. В 1929 г. Э.Хаббл (США) установил, что Вселенная расширяется: любые две галактики, разделенные достаточно большим расстоянием r, удаляются друг от друга со скоростью v, которая пропорциональна r, так что v=Hr (закон Хаббла). Коэффициент пропорциональности H в этом соотношении называется постоянной Хаббла (H = 70 км/(с×Мпк)). Из-за описываемого законом Хаббла общего расширения пространства линии в спектрах далеких объектов – галактик и квазаров – смещены в красную сторону за счет эффекта Доплера. На начало 2004 г. самым далеким известным объектом Вселенной была галактика, у которой красное смещение увеличивает длины волн всех деталей ее спектра в 10 раз.

Изучение Вселенной как целого служит предметом космологии. В ее основе лежит общая теория относительности А.Эйнштейна (1915 г.). Исходя из открытых им фундаментальных уравнений, связывающих распределение материи с геометрическими свойствами пространства и ходом времени, в 1917 г. Эйнштейн построил статическую модель Вселенной. В 1922 г. А.А.Фридман (Россия) открыл, что уравнения Эйнштейна имеют решения, которые описывают расширяющийся со временем мир. Этим в науку была введена парадигма эволюционирующей Вселенной, получившая вскоре наблюдательное подтверждение в открытии Хаббла. В 1946 г. Дж.Гамов (США) выдвинул концепцию горячей Вселенной, согласно которой на ранних этапах расширения, вскоре после своего рождения (так называемый Большой Взрыв), Вселенная была очень горячей и в ней излучение доминировало над веществом. При расширении температура падала, и с некоторого момента пространство стало для излучения практически прозрачным. Излучение, сохранившееся от этого момента эволюции, -- так называемое реликтовое – равномерно заполняет всю Вселенную до сих пор. Из-за космологического расширения температура этого излучения продолжает падать. В настоящее время она составляет 2.7 K. Реликтовое излучение было открыто в 1965 г. (А.Пензиас, Р.Вилсон, США). В 1992 г. в распределении интенсивности реликтового излучения по небу были открыты предсказанные теоретически небольшие флуктуации, несущие информацию о ранней Вселенной. С тех пор их изучение сильно продвинулось, что дало важные для космологии результаты. В 1998 г. по изучению вспышек сверхновых (точнее, одного из нескольких известных их типов, именно, Iа) в предельно далеких галактиках было сделано неожиданное открытие, приведшее к пересмотру имевшихся представлений о динамике расширения Вселенной и о роли в ней обычной материи. Было установлено, что в настоящее время Вселенная расширяется ускоренно. Агент, вызывающий это ускорение, получил название темной энергии. В отличие от обычного вещества, она создает отрицательное давление. Природа темной энергии неизвестна.



Современная космологическая модель такова. Возраст Вселенной около 14 млрд лет. Пространство Вселенной плоское (евклидова геометрия). В массу Вселенной около 70% вносит темная энергия, 27% -- темная материя неизвестной природы, и всего 3% обеспечивается обычным (барионным) веществом, из которых лишь около 0.5% дают звезды. Выяснились глубокие связи космологии с физикой элементарных частиц. Эта картина кардинально отличается от представлений всего 20 -- 30-летней давности. Переворот был вызван прогрессом наблюдательной астрофизики. К началу 21 в. космология стала наиболее быстро развивающейся областью астрономии и физики.
Лит.: Аллен К.У., Астрофизические величины, М., 1977; Кононович Э.В., Мороз В.И., Общий курс астрономии, М., 2001; Куликовский П.Г., Справочник любителя астрономии, М., 2002; Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, М., 1985; Сюняев Р.А (ред.), Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М., 1986; Carroll B.W., Ostlie D.A., An Introduction to Modern Astrophysics, Reading, 1996; Padmanabhan T., Theoretical Astrophysics, vols. 1 – 3, Cambridge, 2000 – 2002.

В.В.Иванов


База даних захищена авторським правом ©mediku.com.ua 2016
звернутися до адміністрації

    Головна сторінка