Астрофизика

АСТРОФИЗИКА, раздел астрономии, изучающий небесные тела, их системы и пространство между ними на основе анализа происходящих во Вселенной физических процессов и явлений. Астрофизика изучает небесные объекты любых масштабов, от космических пылинок до межгалактических структур и Вселенной в целом, все виды полей (гравитационные, магнитные, электромагнитного излучения) и геометрические свойства самого космического пространства. Цель астрофизических исследований - понимание строения, взаимодействия и эволюции небесных тел, их систем и Вселенной как целого. Диапазон физических параметров - плотности, температуры, давления, напряжённости магнитного поля и др., с которыми приходится иметь дело в астрофизике, - далеко превосходит достижимый в земных лабораториях. Поэтому многие астрофизические объекты выступают в роли уникальной физической лаборатории, предоставляющей возможности для изучения вещества и полей в экстремальных условиях. Это делает астрофизику неотъемлемой частью физики.

По объектам исследования в астрофизике выделяют физику Солнечной системы, гелиофизику (физику Солнца), физику звёзд и межзвёздной среды, галактическую (объект исследования - наша Галактика) и внегалактическую астрономию (объекты за пределами Галактики), космологию (изучение Вселенной как целого). Подавляющую часть информации в астрофизике получают путём регистрации и анализа электромагнитного излучения небесных тел. В зависимости от того, в каком спектральном диапазоне ведутся наблюдения, различают оптическую наблюдательную астрофизику (сложившуюся ещё в 19 веке), радиоастрономию (ставшую самостоятельным разделом астрофизики в середине 20 века), ультрафиолетовую и рентгеновскую астрономию (получившую широкое развитие с 1970-х годов), инфракрасную, субмиллиметровую и гамма-астрономию. Несколько особняком стоит астрофизика космической лучей (оформившаяся в 1960-е годы), нейтринная астрофизика (зародившаяся в 1970-е годы) и делающая первые шаги гравитационно-волновая астрономия. По методам исследования в астрофизике выделяют астрополяриметрию, астроспектроскопию и астрофотометрию. В 20 веке астрофизика заняла в астрономии доминирующее положение. Стремительное развитие астрофизики с начала 20 века было обусловлено, с одной стороны, общим техническим прогрессом, приведшим к радикальным изменениям в технике астрофизических наблюдений, с другой стороны, развитием физики. Особенно важное влияние на астрофизику оказало появление квантовой механики (1920-е годы) и ядерной физики (1930-1950-е годы). Постепенно возрастала и к началу 21 века стала важнейшей в астрофизике роль общей теории относительности. (Об истории развития астрофизики смотри в статье Астрономия.)

Солнечная система. Большая часть физической информации о Солнечной системе получена в ходе космических исследований. Были получены крупномасштабные изображения и выполнено картирование поверхностей Луны, планет земной группы, спутников планет и ряда астероидов. Прояснилась относительная роль эндогенных (вулканизм, тектонические перемещения) и экзогенных (метеоритная бомбардировка) факторов и процессов эрозии в формировании их рельефа. 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 минералогический состав их покрова. Установлен возраст доставленных на Землю лунных пород (до 4,5 миллиардов лет). Детально определён химический состав, изучено строение, общая циркуляция и динамика атмосфер планет. При этом проводились прямые измерения в атмосферах Венеры и Юпитера со спускаемых аппаратов, на Марсе измерения неоднократно велись с его поверхности. Возникло новое научное направление - климатология планет. На Марсе обнаружены большие количества водяного льда. Имеются убедительные указания на присутствие на планете в прошлом значительных количеств жидкой воды. С космических аппаратов измерены магнитные поля планет и изучена их структура. 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. Значительно уточнены представления о внутреннем строении планет. Одной из ключевых проблем физики Солнечной системы остаётся проблема её происхождения. Общепринятая точка зрения состоит в том, что планеты сформировались около 5 миллиардов лет назад, вскоре после рождения Солнца, из окружавшего его газово-пылевого диска.

Физика Солнца. 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. Большинство гелиофизических исследований имеет прикладное значение из-за прямого воздействия событий на Солнце на биосферу Земли, в том числе на здоровье людей и их технологическую деятельность (радиосвязь, космонавтика и др.).

То, что мы видим как «поверхность» Солнца, - так называемая фотосфера, - это слои солнечной атмосферы с температурой 5000- 6000 К. По интенсивностям линий поглощения в спектре Солнца детально изучен химический состав фотосферы, а по доплеровским смещениям линий - движение газа в ней. В фотосфере наблюдаются различные структурные образования, в том числе солнечные пятна. В наружных слоях солнечной атмосферы - хромосфере и особенно в короне — определяющую роль играет магнитное поле, управляющее движением солнечной плазмы. Эти слои солнечной атмосферы крайне неоднородны и динамичны, в них имеются различные образования (протуберанцы, магнитные петли, корональные дыры и др.), меняющиеся день ото дня, иногда происходят взрывы, сопровождающиеся перестройкой магнитного поля (хромосферные вспышки, эруптивные протуберанцы). Мониторинг солнечной активности, так называемая служба Солнца, зародился ещё в 19 веке. В середине 20 века к оптическим наблюдениям добавились систематические измерения радиоизлучения Солнца, а затем и его ультрафиолетового и рентгеновского излучения с борта космических аппаратов.

С 1970-х годов начаты измерения потока нейтрино, приходящих непосредственно из недр Солнца и рождающихся при идущих там термоядерных реакциях. В 2003 году надёжно установлено, что полный поток солнечных нейтрино согласуется с предсказанным теоретически по модели строения Солнца. Одновременно эти измерения позволили доказать, что масса покоя нейтрино отлична от нуля - факт, важный для физики элементарных частиц. Нейтринные эксперименты доказали правильность основных представлений о ядерных реакциях как источнике энергии Солнца (и звёзд) и, более того, позволили измерить температуру в центре Солнца с погрешностью в несколько процентов. Исследования колебаний и волн, распространяющихся по «поверхности» Солнца (гелиосейсмология), позволили измерить основные физические характеристики недр Солнца и полностью подтвердили теоретическую модель.

Физика звёзд - один из важнейших разделов астрофизики. Она развивалась в двух направлениях - изучение строения наружных слоёв звезды, из которых излучение выходит непосредственно (звёздные атмосферы), и исследование звёздных недр и происходящих там процессов, определяющих строение и эволюцию звезды как целого. Изучение звёздных атмосфер - это фактически интерпретация звёздных спектров. В 1-й половине 20 века сложилась эмпирическая двумерная классификация звёздных спектров. Создание последовательной теории звёздных спектров стало возможным лишь с развитием квантовой механики, позволившей понять физику элементарных процессов взаимодействия излучения и вещества. Один из важнейших фактов, установленных при изучении звёздных спектров, - сходство химического состава атмосфер большинства нормальных звёзд диска Галактики с химическим составом атмосферы Солнца [водород около 70% по массе, гелий 27%, все остальные элементы, вместе взятые (так называемые тяжёлые), не более 3%]. У звёзд сферической составляющей нашей Галактики содержание тяжёлых элементов в десятки и сотни раз ниже солнечного. Этот факт, обнаруженный в 1940-50-е годы, нашёл объяснение в созданной в 1950-60-х годах теории происхождения химических элементов в звёздах, согласно которой все химические элементы, кроме водорода и частично гелия и лития, были синтезированы в недрах нескольких поколений звёзд (смотри Нуклеосинтез).

Наблюдательной основой изучения строения и эволюции звёзд служат статистические зависимости между их основными глобальными параметрами - массами, светимостями и радиусами (смотри Герцшпрунга - Рессела диаграмма, Масса светимость зависимость). Массы звёзд находятся по третьему закону Кенлсра из изучения движения двойных звёзд. Оказалось, что они заключены в интервале от 0,1 до 100 масс Солнца. С физической точки зрения отличительные особенности нормальных звёзд - это идущие в их недрах термоядерные реакции превращения Н в Не, а после его выгорания - синтез С и О из Не и так далее, вплоть до железа 56Fe. Конкретные цепочки реакций ядерного горения водорода, обеспечивающих энерговыделение в звёздах и на Солнце на протяжении большей части их жизни, были указаны в конце 1930-х годов (Х. Бете, К. Вайцзеккер). Анализ показал, что звёзды с массами больше ≈100 масс Солнца были бы не устойчивы, поэтому их в природе нет. Тела с массами от ≈0,1 до ≈0,01 массы Солнца представляют собой объекты, промежуточные между звёздами и планетами, - так называемые субзвёзды или бурые карлики (обнаружены в 1990-е годы). Температуры в них недостаточны для синтеза гелия, однако в их недрах происходит выгорание тяжёлого изотопа водорода - дейтерия, а также лития. Если же масса меньше ≈0,01 массы Солнца (точнее, ≤13 масс Юпитера), то термоядерные реакции не идут совсем - это уже планета.

Конечным продуктом эволюции звёзд с начальными массами ≤ 8 масс Солнца являются компактные белые карлики (размером с земной шар). Массивные звёзды проходят все этапы ядерного горения вплоть до образования железа, после чего их механическое равновесие нарушается, происходит грандиозный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды. При вспышках сверхновых рождаются нейтронные звёзды (радиусом около 10 км), на возможность существования которых указал Л. Д. Ландау в 1932 году. Они были обнаружены во 2-й половине 1960-х годов (Дж. Белл, Э. Хьюиш) в виде пульсаров точечных источников радиоизлучения периодически меняющейся интенсивности. Самые массивные звёзды, вспыхивая в конце жизни как сверхновые, по-видимому, рождают чёрные дыры - объекты, не находящиеся в равновесии и продолжающие неограниченное сжатие. К началу 21 века в Галактике обнаружено около 20 объектов, являющихся, судя по многих признакам, чёрными дырами звёздных масс. Выброс вещества при вспышках сверхновых приводит к обобщению межзвёздной среды тяжёлыми элементами и тем самым постепенно меняет химический состав строительного материала для последующих поколений звёзд.

Создание последовательной теории строения и эволюции звёзд - одно из крупных достижений естествознания 20 века. В астрономии теория звёздной эволюции сыграла роль, сопоставимую с ролью дарвиновской теории эволюции в биологии.

Физика межзвёздной среды. Межзвёздная среда состоит из нескольких основных компонентов - газа, пыли (около 1% от массы газа), частиц высокой энергии - космических лучей, магнитных полей и электромагнитного излучения. В оптическом диапазоне межзвёздное вещество проявляется в виде газовых и пылевых туманностей. Космическая пыль вызывает также межзвёздное поглощение. Теория свечения газовых туманностей под действием ультрафиолетового излучения погружённых в них горячих звёзд стала основой определения температур, плотностей и химического состава туманностей. Колоссальный прогресс в исследовании межзвёздной среды вызвало развитие радиоастрономии. Излучение нейтрального водорода в линии с длиной волны 21 см (открыто в 1950-е годы) дало возможность изучить распределение и движение нейтрального водорода в нашей, а затем и в других галактиках. Радиоспектроскопия межзвёздной среды позволила открыть присутствие в ней более сотни видов молекул, в том числе многоатомных. Были обнаружены мощные природные мазеры, работающие на молекулах ОН, Н₂О и др. Внеатмосферные исследования в ультрафиолетовом диапазоне привели в 1970-е годы к открытию в Галактике нескольких тысяч гигантских облаков молекулярного водорода с массами порядка миллиона масс Солнца. Рентгеновские наблюдения дали информацию о наиболее горячем компоненте межзвёздной среды и позволили (наряду с наблюдениями в радиодиапазоне) детально исследовать большое число остатков вспышек сверхновых звёзд. Одним из центральных вопросов физики межзвёздной среды к концу 20 века стало изучение идущих в ней процессов рождения звёзд. Установлено, что звездообразование происходит в гигантских массивных газово-пылевых комплексах вследствие возникновения в них гравитационной неустойчивости (критерий которой найден Дж. Х. Джинсом ещё в 1902 году). Исследование процесса звездообразования в нашей и других галактиках - активно развивающаяся область астрофизики.

Физика Галактики. Представление о нашей Галактике как о типичной спиральной галактике сложилось постепенно, начиная с 1920-х годов, когда впервые было установлено (Х. Шепли), что Солнце находится далеко от центра нашей звёздной системы. По современным данным, расстояние от Солнца до центра Галактики - 8 кпк, или 27 тысяч световых лет, период его обращения (галактический год) - около 230 миллионов лет. Большая часть непосредственно наблюдаемого (светящегося) вещества в Галактике сосредоточена в звёздах, число которых порядка 1011. Масса межзвёздной среды составляет около 10% от суммарной массы звёзд. В Галактике выделяют три составляющие - диск (звёздное население I плюс тонкий газово-пылевой слой межзвёздного вещества), сферическая составляющая (звёздное население II) и тёмное гало (тела и/или частицы неизвестной природы, присутствие которых выявляется только по их гравитации). В диске Галактики рождение звёзд продолжается и в наше время (темп звездообразования около 1 массы Солнца в год). Родившиеся в газово-пылевых комплексах звёзды образуют рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации. К сферической составляющей Галактики относится также около 150 шаровых звёздных скоплений. Изучение звёздных скоплений в 1930-50-е годы дало прочную наблюдательную основу и одновременно стало тестом теории эволюции звёзд. В гало Галактики, существование которого было установлено в конце 20 века, сосредоточена большая часть массы Галактики. Что представляет собой вещество гало - неизвестно. Оно не светится ни в каком диапазоне и потому получило название тёмной материи. Выяснение её природы - одна из важных нерешённых задач астрофизики. В самом центре Галактики находится массивное (около 3-106 масс Солнца) компактное тело, по общепринятой точке зрения, - чёрная дыра.

Физика внегалактических объектов. Галактики трёх основных морфологических типов - эллиптические, спиральные и неправильные - сильно отличаются по содержанию в них межзвёздного газа (меньше всего его в эллиптических, больше всего в неправильных галактиках) и по интенсивности процесса звездообразования в них. В эволюции галактик важную роль играет их взаимодействие, столкновения и даже слияния (смотри Взаимодействующие галактики). Изучение морфологии галактик в сопоставлении с составом их звёздного населения - одна из активно развивающихся областей внегалактических исследований. Важное открытие 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 звёзд составляет всего несколько десятков процентов от их полных масс, остальное - это тёмная материя, образующая вокруг видимого тела галактики обширное гало, значительно превышающее размеры звёздного диска. Существование тёмной материи предполагалось давно (по измерениям скоростей движений галактик в скоплениях) и в конце 20 века подтверждено ещё несколькими методами, в частности, наблюдениями гравитационного линзирования излучения далёких галактик и квазаров.

Давняя задача исследования галактик - объяснение природы спиральных ветвей. Считается, что они представляют собой волны плотности, перемещающиеся по вращающемуся звёздному диску галактики. В них идёт активный процесс звездообразования. Одна из актуальных проблем астрофизики - изучение процессов, происходящих в ядрах галактик. В ядрах эллиптических и спиральных галактик находятся сверхмассивные (10⁶- 3?10⁹ масс Солнца) компактные объекты, по всем признакам - чёрные дыры. В непосредственной близости от них наблюдаются газ и звёзды, движущиеся со скоростями до тысяч километров в секунду. При захвате газа и звёзд чёрными дырами происходит выделение колоссальной гравитационной энергии, перерабатывающейся в излучение всех спектральных диапазонов - от радио- до рентгеновского. Если светимость активного ядра галактики превышает светимость целой галактики на 2-3 порядка, то объект называют квазаром, при меньшем энерговыделении говорят просто об активной галактике того или иного типа (смотри Активные ядра галактик).

Галактики распределены в пространстве неравномерно, образуя группы и скопления (с числом членов от нескольких до тысяч), а также гигантские пустоты - войды размером в десятки мегапарсек. Наша Галактика находится на периферии богатого скопления галактик, на расстоянии около 15 Мпк (около 50 миллионов световых лет) от его центра. В межгалактическом пространстве в скоплениях галактик имеется крайне разреженный (1 атом на несколько кубических метров) горячий (с температурой 107-108 К) газ, который был обнаружен по его рентгеновскому излучению. Масса межгалактического газа превосходит суммарную массу звёзд, имеющихся во всех галактиках скопления. Неоднородность в распределении галактик сохраняется до масштабов около 100 Мпк, на больших масштабах Вселенная в среднем однородна.

Космология. В основе космологии лежит общая теория относительности А. Эйнштейна (1915 год). Исходя из открытых им фундаментальных уравнений, связывающих распределение материи с геометрическими свойствами пространства и ходом времени, в 1917 году Эйнштейн построил статическую модель Вселенной. В 1922 году А. А. Фридман обнаружил, что уравнения Эйнштейна имеют решения, которые описывают расширяющийся со временем мир. Так в науку была введена парадигма эволюционирующей Вселенной. В 1929 году Э. Хаббл установил, что любые две галактики, разделённые достаточно большим расстоянием, удаляются друг от друга со скоростью, пропорциональной этому расстоянию (Хаббла закон). Из-за описываемого законом Хаббла общего расширения пространства линии в спектрах далёких объектов - галактик и квазаров - смещены в красную сторону за счёт эффекта Доплера. Таким образом, теория расширяющейся Вселенной получила наблюдательное подтверждение. В 1946 году Дж. Гамов 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 (микроволновое фоновое излучение, или реликтовое излучение), равномерно заполняет всю Вселенную до сих пор. Из-за космологического расширения температура этого излучения продолжает падать. В настоящее время она составляет 2,7 К. Реликтовое излучение было открыто в 1965 году (А. Пензиас, Р. Вильсон). В 1992 году в распределении интенсивности реликтового излучения по небу были открыты предсказанные теоретически небольшие флуктуации, несущие информацию о ранней Вселенной. Их изучение дало важные для космологии результаты. В 1998 году исследование вспышек сверхновых в предельно далёких галактиках привело к неожиданному открытию, вызвавшему кардинальный пересмотр 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 тёмной энергии. В отличие от обычного вещества, она создаёт отрицательное давление. Природа тёмной энергии пока неизвестна. В массу Вселенной около 70% вносит тёмная энергия, 27% - тёмная материя неизвестной природы и всего 3% обеспечивается обычным (барионным) веществом, из которых лишь около 0,5% дают звёзды. Возраст Вселенной - 14 миллиардов лет. К началу 21 века космология стала наиболее быстро развивающейся областью астрофизики.

Лит.: Аллен К. У. Астрофизические величины. М., 1977; Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. М., 1985; Физика космоса: Маленькая энциклопедия. 2-е изд. М., 1986; Carroll В. W., Ostlie D. А. An introduction to modern astrophysics. Reading (Mass.), 1996; Padmanabhan Т. Theoretical astrophysics: In 3 vol. Camb., 2000-2002.