1tom - 0028.htm
может достигать плотности атомного ядра. Установление же природы источников энергии зв╦зд поставило вопрос о практпч. реализации управляемого термоядерного синтеза на Земле,
Основы теоретической астрофизики
При разработке теорий и моделировании явлений, наблюдающихся во Вселенной, теоретич. А. использует законы и методы теоретич. физики, в частности законы теиловпго излучения, уставов ленные для абс. ч╦рного тела, теорию атомных спектров, ф-лн Л. Больцмана (L. Boltzmann) и М. Саха (М. Salia) для определения кол-ва атомов, находящихся соответственно в возбужд╦нном и ионизованном состояниях, ф-лу Дж. К. Максвелла (J. С. Maxwell) для описания распределения атомов со скоростям, а также ф-лу К. Доплера (Ch. Dopp-ler), позволяющую по смещению длины волны в спектре зв╦зд или галактик найти лучевую скорость их движения относительно наблюдателя или, изучая профили спектральных линий, определить физ. характеристики атмосфер зв╦зд и планет.
Долгое время при построении моделей зв╦зд к их атмосфер принимались во внимание лишь два фактора ≈ тяготение и упругость газа. В кон. 40-х гг, 20 в. стала очевидной необходимость уч╦та эл.-магн, сил. Ими,, в частности, определяются состояние внеш. слоев Солнца, структура его короны, динамика протуберанцев, существование солнечных пятен и, главное, такие мощные процессы, как вспышки на Солнце. Осн. идеи магнитной гидродинамики сформулированы и 1942 X. Алъвснпм (Н. AHven), он же установил существование магнитогидродянамич. волн. Ныне космич. электродинамика ≈ один из важнейших разделов теоретич. А.
В сер. 20 в. было установлено, что существует ещ╦ одив фактор, существенно влияющий на динамику межзв╦здной среды и е╦ энергетич. баланс,,≈ космические лучи (КЛ), т. е. ядра атомов и электроны, уско-.ренные до субсветовых скоростей, КЛ образуются при вспышках на Солнце, вспышках новых и ∙ сверхновых звезд; по-видимому, мощными ускорителями частиц являются пульсары, квазары и ядра активных галактик.
Исключит, значение для понимания происходящих во Вселенной процессов, для установления природы мн. космдч. объектов имел сделанный в сер. 20 в. вывод о том, что регистрируемое наблюдателем излучение может быть нетепловым. Прежде всего, нстепловое эл,-магн, излучение генерируется в результате торможения релятивистских электронов в магн. полях (синхротрон-пое излучение). В космич. пространстве и вблизи нек-рых объектов происходит рассеяние фотонов на релятивистских электронах (обратный комитон-эффект)т прич╦м процессы рассеяния могут происходить и на породивших эти фотоны электронах. Нетепловое эл.-магн. излучение генерируется также при переходе электронов из одной среды в Другую (переходкое излучение} и при рассеянии плазменных волн, в частности продольных ллавмонов, на релятивистских электронах. Теория этих процессов уже достаточно разработана, в частности благодаря успехам плазменной А., задачей к-рой является анализ поведения плазмы в разл. астрофиз. объектах.
И, наконец, важная составная часть теоретич. А.≈ ядерная астрофизика, изучающая ядерные реакции и радиоактивный распад неустойчивых ядер в звездах Н др. космич, объектах, в результате к-рых происходит выделение энергии IT образование хим. элементов. Одним из продуктов ядерных реакций являются нейтрино и антинейтрино, к-рые практически беспрепятственно уходят из ядра звезды в космич. пространство, унося С собой часть освободившейся энергии. Установлено, что на опродрл. этапе жизни звезды, если только е╦ масса превышает нек-рый предел, эти потери на высвечивание нейтрино могут быть столь большими, что рав-
новесие звезды нарушается и происходит гравитационный коллапс., итогом к-рого является вспышка сверхновой с образованием нейтронной звезды или ч╦рной дыры,
Методы практической астрофизики
Астрофиз. наблюдения и исследования проводятся на астр, обсерваториях с помощью оптнч. телескопов (как рефракторов, так и рефлекторов, диаметры зеркал у последних достигают 4≈6 м). Планируется создание гигантских мульти зеркальных наземных телескопов с эквивалентными диаметрами зеркал до 23 м и проницающей силой до 26я1. С выводом па околоземную орбиту телескопов с диаметром зеркал ок. 2,5 м, для наблюдении станут доступными объекты до 29'л.
С сер. 19 в. в А. используется фотографич. метод наблюдений. Фотоэмульсия способна накапливать энергию излучения, на пей одноврем, могут быть зафиксированы сотни и тысячи светил. Однако теоретик, действующий квантовый выход (ДКВ) совр. фотоэмульсий не превышает 4%, в астрофотомстрни он составляет ок. 0,1%, что существенно затрудняло изучение слабых источников света, особенно их спектров.
С сер. 20 в. широко используются в А. фотоэлектрич, при╦мники излучения. С 1953 измерение блеска зв╦зд, зв╦здных скоплений, галактик и квазаров проводится с помощью широкополосных светофильтров ≈ ультрафиолетового (U), синего (В} и желтого (VI (тр╦хцветная фотометрич. система UBV]. В последующем система была расширена в далекую ИК-часть спектра. Фото-электрич. метод с применением светофильтров да╦т возможность судить о распределении энергии в отдельных спектральных интервалах и в нек-рой степени зц-меняет спектральные наблюдении. При этом если перед камерой установлена призма или дифракц. реш╦тка, то регистрация излучения от объекта проводится одноврем. в неск. интервалах длин волн.
В качестве усилителей яркости изображения (в 10*≈ 107 раз) используются простые и каскадные олектронло-оптич. преобразователи (ЗОН) и электронные камеры. Активно внедряются для нужд А. волоконная оптика, твердотельные при╦мники излучения и др. Широкое применение в А. нашла толевиз. астрофотометрия, ДКВ телевиз, системы в неск. десятков раз больше, чем у обычной фотоэмульсии. При этом, в частности, используются аналого-цифровые системы, в к-рых видеосигнал преобразуется в цифровой код и затем поступает в ЭВМ. Телевиз. при╦мники излучения позволяют проводить изучение слабых источников, в т. ч. осуществлять патруль вспышек сверхновых в др. галактиках, прич╦м за одно ночное наблюдение становится возможным получить неск. десятков и даже сотен фотографий этих объектов. По-видимому, использование те лени:!, аппаратуры на больших телескопах позволит вскоре измерять блеск слабых звезд (до 24/л) при экспозиции всего 1≈2 ч.
С кон, 40-х гг. 20 в. началось развитие радиофиз. методов, благодаря к-рым стало доступным для изучения космич. эл.-магн. излучение и интервале от дека-метровых до субмиллимотроиых волн, т. е. в диапазоне длин воли в 2500 раз более широком, чем оптический. Благодаря освоению радиодиапазона открыты много-числ. источники нстоплового радиоизлучения ≈ радиогалактики и квазары, импульсные источники радиоизлучения ≈ пульсары, проведено изучение распределения нейтрального и ионизованного водорода в нашей и др. галактиках. Выведение за пределы атмосферы на ИСЗ и автоматич. межпланетных станциях (АМС) детекторов КВ-излученип сделало возможным изучение космич. объектов в УФ-, рентгене- и гамма-дианазона.х. Открыты неск. сотен источников рентг. излучения (в т. ч. импульсные ≈ барстеры], зарегистрированы мощные гамма-всплески, природа к-рых окончательно до установлена.
со
в
О
а
129
Физическая энциклопедия, т. 1
")
}
