Главная » Реферат » Астрофизика реферат

/ Астрофизика. Астрофизика реферат


Реферат Астрофизика

скачать

Реферат на тему:

План:

Введение

Астрофи́зика (от греч. αστρον — «светило» и φύσις — «природа») — наука на стыке астрономии и физики, изучающая физические процессы в астрономических объектах, таких, как звёзды, галактики и т. д. Физические свойства материи на самых больших масштабах и возникновение Вселенной изучает космология.

Галактика Андромеды в ультрафиолетовых лучах.

Два представления оптического спектра: сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — как зависимость интенсивности от длины волны. Показан комбинированный спектр излучения солнца. Отмечены линии поглощения бальмеровской серии водорода.

Астрофизика — учение о строении небесных тел. Астрофизика является таким образом частью астрономии, занимающаяся изучением физических свойств и химического состава Солнца, планет, комет или звёзд и туманностей. Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ, фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую правильнее было бы назвать астрохимией, химией небесных тел, так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов. Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии. Астрофизику не следует путать с физической астрономией, каковым именем принято обозначать теорию движения небесных тел, то есть то, что также носит название небесной механики. К Астрофизике относят также исследование строения поверхности небесных тел, Солнца и планет, насколько это возможно из телескопических наблюдений над этими телами. Само название астрофизики существует с 1865 года и предложено Цёлльнером. Астрофизические обсерватории существуют ещё только в очень немногих странах. Из них особенно знамениты Потсдамская обсерватория под управлением Фогеля и Медонская под управлением Жансена. В Пулкове также устроено астрофизическое отделение, во главе которого стоит Гассельберг. В настоящей статье мы изложим историю и главные результаты астроспектроскопии, или того отдела Астрофизики, который состоит из приложения спектрального анализа к изучению небесных тел.

Спиральная галактика M 81

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года

Внегалактическая астрономия: гравитационное линзирование. Это изображение показывает несколько голубых петлеобразных объектов, которые являются многократными изображениями одной галактики, размноженными из-за эффекта гравитационной линзы от скопления жёлтых галактик возле центра фотографии. Линза создана гравитационным полем скопления, которое искривляет световые лучи, что ведёт к увеличению и искажению изображения более далёкого объекта.

Первые исследования спектра Солнца были предприняты одним из изобретателей спектрального анализа, Кирхгофом, в 1859 г. Результатом этих исследований был рисунок солнечного спектра, из которого можно было определить уже с большой точностью химический состав солнечной атмосферы. Раньше Кирхгофа высказывались только иногда отдельные предположения о возможности анализа солнечной атмосферы посредством спектроскопа и в особенности о существовании на Солнце натрия вследствие найденной в спектре его тёмной линии D натрия. Такие предположения высказывались, напр., Фуко в Париже, Стоксом в Кембридже. Между тем ещё незадолго до этого Огюст Конт высказал в своей «Положительной философии» убеждение в невозможности когда бы то ни было узнать химический состав небесных тел, хотя уже в 1815 г. Фраунгофер знал о существовании тёмных линий в спектре Солнца и о существовании характеристических спектров у некоторых отдельных звёзд Сириуса, Капеллы, Бетельгейзе, Проциона, Поллукса. После первых исследований Кирхгофа спектральным анализом небесных тел занялись с большим усердием несколько астрофизиков, которые вскоре представили чрезвычайно обстоятельные исследования спектров Солнца и неподвижных звёзд. Ангстром (вернее, Онгстром) изготовил чрезвычайно точный атлас солнечного спектра, Секки произвёл обозрение большого числа звёзд посредством спектроскопа и установил четыре типа звёздных спектров, Геггинс начал ряд исследований над спектрами отдельных ярких звёзд. Область применения спектроскопа постепенно расширялась. Геггинсу удалось наблюдать спектр некоторых туманностей и подтвердить уже неопровержимым образом предположение о существовании двух типов туманностей — звёздных, состоящих из куч звёзд, которые при достаточной оптической силе инструмента могут быть разложены на звёзды, и газообразных, действительных туманностей, относительно которых можно предпологать, что они находятся в фазе образования отдельных звёзд путём постепенного сгущения их вещества. С середины 60-х годов изучение поверхности Солнца посредством спектроскопа во время затмений и вне их вошло в состав непрерывных наблюдений, производящихся в настоящее время во многих обсерваториях. Геггинс, Локьер в Англии, Жансен во Франции, Фогель в Германии, Таккини в Италии, Гассельберг в России и др. дали обширные исследования, уяснившие строение верхних слоёв солнечной атмосферы (см. Солнце). В то же время с 1868 года по мысли Геггинса спектроскоп был применён и к исследованию собственных движений звёзд по направлению луча зрения посредством измерения перемещений линий их спектров измерения, которые в настоящее время также производятся систематически в Гринвичской обсерватории. Принцип Доплера, лежащий в основании этих измерений, был уже несколько раз проверен экспериментально, измерениями перемещений солнечного спектра и послужил Локьеру в его измерениях перемещений различных линий спектра Солнца к установлению его гипотезы о сложности химических элементов. Спектры комет, падающих звёзд, метеоритов, исследованные разными астрономами, а в последнее время в особенности Локьером, дали уже много весьма важных фактов в руки астроному, и в значительной степени послужили уяснению происхождения и развития звёзд и солнечной системы. Астрофизика шагает в настоящее время большими шагами вперёд, и следует думать что в ближайшем будущем раскрытые ею факты послужат установлению более полной космогонической теории, чем та, которая передана нам предыдущими поколениями.

1. Наблюдательная астрофизика

Радиотелескоп РТФ-32 обсерватории «Зеленчукская», ИПА РАН. Расположен на Северном Кавказе.

Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения.

Другие типы излучения также могут наблюдаться с Земли. Было создано несколько обсерваторий в попытках наблюдения гравитационных волн. Созданы нейтринные обсерватории, позволившие прямыми наблюдениями доказать наличие термоядерных реакций в центре Солнца. С помощью этих детекторов также изучались удалённые объекты, такие как сверхновая SN1987a. Наблюдения высокоэнергетических частиц производится по наблюдениям их столкновений с земной атмосферой, порождающих ливни элементарных частиц.

Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производятся с выдержками порядка минут или часов. Однако, в некоторых проектах, таких как Tortora, производится наблюдения с выдержкой менее секунды. Тогда как в других общее время экспозиции может составлять недели (например, такая выдержка использовалась пр наблюдении глубоких хаббловских полей). Более того, наблюдения пульсаров могут производиться с временем экспозиции в миллисекунды, а наблюдения эволюции некоторых объектов могут занимать сотни лет, включая изучение исторических материалов.

Изучению Солнца отводится отдельное место. Из-за огромных расстояний до других звёзд, Солнце является единственной звездой, которая может быть изучена в мельчайших деталях. Изучение Солнца даёт основу для изучения других звёзд.

2. Теоретическая астрофизика

Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные из анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий.

Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например:

Литература

wreferat.baza-referat.ru

Реферат на тему Астрофизика

Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее точный метод, основанный на том обстоятельстве, что, как и в случае метеоритов, общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных движений, которые вследствие перспективы кажутся различными, а на самом деле в пространстве одинаковы, указывает истинное направление скорости общего движения – апекс Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямого восхождения из одного и того же места на Земле, но в различные моменты времени. За промежуток времени между этими моментами вращения земли переносит наблюдателя из одной точки пространства в другую, что дает соответствующее параллактическое смещение светила. Таким образом, горизонтальный параллакс светила определяется из его топоцентрических координат, полученных из соответствующих и целесообразно выполненных наблюдений Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд, только в этом случае определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений, произведенных в двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через полгода одно после другого Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определять годичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше 100 пс ( p =0 ў ў,01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких к Солнцу. Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвенными методами Как уже было сказано выше, если знать светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском звезды, то легко рассчитать расстояние до нее Как выяснили Адамс и Кольмюттер (США) два-три десятка лет назад, спектры звезд являются хорошими показателями светимости, а поэтому и расстояния, так как видимый блеск звезды m, нужный для сравнения, определить нетрудно Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других, весьма кропотливых методов их определения, можно было вычислить светимости и составить их со спектрами тех же звезд. Пока же достаточно сказать, что, например, обычным белым звездам определенного спектрального подкласса, допустимА 0, А 1, А 2 и т.д., соответствует довольно определенная светимость. Таким образом, достаточно определить точно спектральный подкласс обычной белой звезды, и мы уже приблизительно знаем ее светимость, а поэтому и расстояние. (Есть звезды класса А другой светимости, но и спектры у них несколько иные). Такие звезды встречаются редко С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее, хотя тоже достаточно определенно. Желтые и еще в большей степени красные звезды одного и того же спектрального класса резко делятся на две группы. Одни из них названы гигантами, у них очень большая светимость. Другие названы звездами-карликами – их светимость значительно меньше. Звезд с промежуточной светимостью не существует, и светимость как карликов, так и гигантов одного и того же спектрального подкласса является довольно определенной. Но есть некоторое различие. Одни и те же темные линии, в спектрах гигантов более тонки и резки, чем в спектрах карликов. Это помогает отличать их друг от друга Мало того, относительная интенсивность некоторых пар линий обнаруживает четкую зависимость от светимости звезды. Спектры-паспорта карликов и гигантов – не вполне одинаковы. Так, например, спектры оранжевых звезд 61 Лебедя и Альдебарана в общем одинаковы, почему их и относят к одному и тому же спектральному классу К5. но среди многочисленных одинаковых линий в их спектрах можно, что линии кальция с длиной волны 4454 Е в спектре звезды-карлика 61 Лебедя сильнее линии ионизированного стронция 4215 Е, а в спектре гиганта Альдебарана – наоборот. Нужен некоторый навык, чтобы отличать друг друга спектры гигантов и карликов. Удается установить зависимость между относительной интенсивностью пар линий и светимостью звезды, а затем использовать ею в дальнейшем. Тогда, сфотографировав спе ктр зв езды, находящейся на неизвестном расстоянии и имеющей неизвестную светимость мы можем легко и быстро установить и то и другое Точность определения таким способом расстояний до звезд составляет около 20 %, независимо от того, близка к нам звезда или далеко. Быть может, точность в 20 % покажется недостаточно хорошей при измерении расстояния до звезд. Приходится с этим согласиться. Однако в большинстве случаев определить расстояние до звезды другим способом невозможно Если расстояние между излучающим телом наблюдателя меняется, то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения, называемую лучевой скоростью. По линейным спектрам лучевые скорости могут быть измерены на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности источника излучения. При этом если расстояние увеличивается (лучевая скорость положительна), то смещение линий происходит в красную сторону, а в противном случае – в синюю Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о движениях небесных тел и их вращении Космические телескопы (в оптическом диапазоне) и открытия сделанные с их помощью. Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные спутники с УФ телескопами на борту, проводя астрономические наблюдения. Их инструменты достигли высокой разрешающей способности и совершенства. Это позволило решать многие проблемы современной астрофизики УФ излучение играет важнейшую роль как в существовании биологической жизни, в том, числе и человеческой, так и во всем комплексе процессов эволюции Вселенной. Изучать, что же происходит в глубинах космоса и как он устроен, интереснейшая задача и вечная цель человечества. Решая эту задачу, люди наталкиваются на фундаментальные природные ограничения, преодолевают их и ищут новые подходы для дальнейшего продвижения по пути познания. Одной из преград для проведения астрономических наблюдений служит непрозрачность атмосферы Земная атмосфера практически не пропускает весь УФ участок электромагнитного спектра. Однако именно в У ф диапазоне лежат длинны волн спектральных линий, соответствующих наиболее важным в астрофизике атомных и молекулярным переходам водорода и дейтерия. Там же находится множество резонансных линий большинства элементов, соответствующих, как правило, самому распространенному состоянию атомов. Из-за непрозрачности атмосферы исследовать У ф излучение небесных объектов можно только из космоса. Космическим телескопам атмосфера не мешает. Поэтому удается получать изображение объектов во Вселенной с предельно высоким угловым разрешением и резко увеличивать проницающую силу телескопа Изучение Вселенной в У ф диапазоне занимаются специальные космические аппараты. Уже проведены десятки космических экспериментов и несколько проектов находятся в стадии разработки. Важно отслеживать тенденции развития этой области науки, и, конечно, необходимо участвовать в перспективных проектах. Для России, имевшей здесь хорошие традиции, важно не потерять их. Особенно во время кризиса, когда необходимо искать различные способы сохранения высокой отечественной технологии, интеллектуального научно-технического потенциала, а в конечном итоге укрепления тающего авторитета развитой страны Уф участок электромагнитного спектра весьма широк, и потенциально он гораздо информативнее оптического. Создать эффективный универсальный инструмент, охватывающий весь этот диапазон, невозможно. Поэтому создаются астрономические инструменты, работающие в избранных участках спектра. Выбирают в каждом случае подходящую оптическую схему телескопа, технологию изготовления отражающих поверхностей. Обсерватория « Спектр-УФ » относится к числу крупных мировых проектов внеатмосферной астрономии. Его реализация позволит проводить наблюдения с высоким и даже рекордным разрешением в малоизученном, хотя и очень «богатом» линиями лаймановском участке спектра с временем непрерывной экспозиции до 30 ч.. В отдельных случаях экспозиция может достигать до 140 ч. при высоком пространственном и спектральном разрешении В состав космического аппарата « Спектр-УФ » входят служебный модуль, стандартный для всех научных спутников серии «Спектр», телескоп Т-170 и отсек с комплексом научной аппаратуры Условия наблюдения предъявляют жесткие требования к параметрам наведения и стабилизации инструментов. Поэтому космический аппарат снабжен системой управления пространственной ориентации в качестве первичного контура и системой точного гидирования телескопа Т-170 – вторичный контур. Первичный контур обеспечивает предварительное наведение телескопа с точностью 1-2 ў. Затем изображение объекта приводится в заданное положение с более высокой точностью и стабилизируется. Во вторичном контуре малые смещения оптической оси телескопа компенсируются за счет наклонов вторичного зеркала. Это позволяет достигать весьма высокой точности стабилизации – около 0,1 ў ў. Прототип такой сложности системы доказал свою работоспособность во время полета обсерватории « Астрон » На участке запуска КА телескоп Т-170 закрыт пылезащитной крышкой. Телескоп оснащен блендой, защищающей зеркало от светового потока Земли, Луны и Солнца. После выхода на орбиту солнцезащитная бленда открывается и переводится в рабочее положение. В период выполнения наблюдений пылезащитная крышка открывается. С помощью микродвигателей управления аппарат наводится в сторону исследуемой части неба, и производятся его стабилизация в пространстве, гидирование и другие подготовительные операции Орбита для спутника « Спектр-УФ » выбиралась с учетом того, что телескоп должен работать на большом расстоянии от сильного источника засветки – земли, и параметры ее должны быть устойчивыми. Также важно, чтобы КА не пересекал околоземные радиационные пояса, влияющие на работу многих приборов, кроме того, параметры орбиты должны соответствовать задачам запуска обсерватории, а спутник необходимо наблюдать максимальное время. Как показали расчеты, выполненные в Институте астрономии РАИ, таким условиям удовлетворяет сильно вытянутая орбита со следующими начальными характеристиками: высота апогея – 300000 км, высота перигея – 500 км, наклонение – 51,5 ° и период обращения 7 суток. В течение 8 месяцев после запуска высота орбиты изменяется и становиться рабочей – 250000 x 40000 км, что позволит аппарату постоянно приходится находится вне радиационных поясов Интересно сравнить « HST » и « Спектр-УФ », « HST » из-за большего размера главного зеркала выигрывает на длинах волн более 140 нм и существенно проигрывает в более коротковолновом участке. Это связано с наличием « HST » четырех отражающих поверхностей – две дополнительные появились в результате ремонтных работ на орбите по коррекции оптического тракта телескопа. У телескопа Е-170 отражающих поверхностей только две. Поэтому низкоорбитальная обсерватория « HST » имеет не более половины общего наблюдательного времени, а у обсерватории « Спектр-УФ » этот показатель может достигать 0,85. количество квантов, собранных за достаточно длительный промежуток времени обсерваторией « Спектр-УФ », будет больше, чем у « HST » В составе комплекса научной аппаратуры « Спектр-УФ » входят четыре основных инструмента: Телескоп Т-170. построен по оптической схеме Ричи-Кретьена и имеет характеристики: диаметр главного зеркала – 170 см, фокусное расстояние – 17 м, поле зрения - 40 ў ( 20 см в фокальной плоскости), общая длина – 8,45 м и диаметр 2,01 м, расстояние между главным и вторичным зеркалами – 3,5 м, масса – 1700 кг Двойной эшельный спектрограф высокого разрешения (ДЭСВР) – предназначен для получения У ф спектров с высоким спектральным разрешением, позволяющим изучать контуры даже узких спектральных линий, ширина которых соответствует тепловым движениям в звездных атмосферах со скоростями около 5 км/сек. Основные параметры инструмента: спектральный диапазон – от 110 до 360 нм, разрешающая сила ( R = l / D l, D l = 1100-3500 Е) до 60000, при самом высоком разрешении чувствительности не хуже 16 m за 10 ч экспозиции (отношение сигнал/шум – S / N =10) или 11 m за то же время ( S / N =100) Роуландовский спектрограф (РС) – предназначен для регистрации спектров в лаймановском участке, а также для наблюдения предельно слабых объектов с низким разрешением в более длинноволновом участке до 450 нм. РС состоит из одной вогнутой решетки и имеет минимальные оптические потери. Параметры спектрографа: основной спектральный диапазон от 90 до 120 нм и разрешающая сила ( R ) достигает 10000 в участке 91,2-120 нм и 3000 – в участке 115-450 нм Камера поля (КП), или регистрации изображений объектов с высоким угловым разрешением. Работает в двух режимах (модах). Короткофокусная мода обеспечивает наблюдение предельно слабых объектов, а при работе в длиннофокусной моде обеспечивается высокое угловое разрешение. Параметры КП следующие: короткофокусная мода – рабочий диапазон длин волн от 91,2 до360 нм, поле зрения – 4, разрешение – не хуже 0,16 ў ў, предельная звездная величина ( V ) объекта за 1 ч наблюдений – 29 m ; длиннофокусная мода – поле зрения 24 m, разрешение в центральной области при применении специальных математических методов обработки изображения до 0,05 m, предельная величина ( V ) небесного объекта за 1 ч наблюдений - 24 m КА « Спектр-УФ » рассматривается как многоцелевая обсерватория, предназначенная для решения многих задач. Перечислим некоторые из них: газодинамические процессы, сопровождающие образование звезд; важнейшие показатели звезд – светимость и эффективную температуру; радиусы звезд, период пульсации, эволюция; химический состав звезд; межзвездная и межгалактическая среда; поиски областей звездообразования; галактики (исследование) Космический телескоп нового поколения: ключевой компонент космической программы NASA – космический телескоп следующего поколения ( NGST - Next Generation Spase Telescope ). Работа над ним начата в 1995 году, запуск намечается на 2008 год – год 50-й годовщины создания NASA. В 2008 году также исполняется 60 лет с тех пор, как Лайман Спицер предложил идею космического телескопа. Проект № 65Т – логическое развитие темы космического телескопа имени Хаббла Новый телескоп будет выведен на гелиоцентрическую орбиту с фиксированным положением вблизи второй точки Лагранта ( L 2 ) системы Солнце-Земля (1,5 млн. км от Земли в стороне, противоположной Солнцу), время полета до нее займет около 3 месяцев. Объектив нового телескопа – трех зеркальный анастигмат. Первичное зеркало диаметром 8 м сделано из бериллия. Оно состоит из центральной части диаметром 3,5 м и восьми лепестков, при выводе на орбиту лепестки сложены. Телескоп составлен из трех модулей: оптический, инструментальный (приемники излучения и управления), модуль поддержки, включающий защитный экран со стороны Солнца. В оптической части кроме основных зеркал имеются два небольших коррекционных зеркала для точной корректировки системы, исправления ошибок из-за гравитационных эффектов, градиентов температуры, краевых эффектов, старения. Телескоп будет охлаждаться до температуры ниже 50 К. он чувствителен к длинам волн от 0,6мм до более 10мм ( от красного до среднего инфракрасного) с максимумом чувствительности от 1 мм до 5 мм (ближний инфракрасный свет). Инструментальный модуль содержит камеру ближнего инфракрасного света с полем зрения 4 x 4 ў, охлаждаемую до 30 К, мультиобъектный спектрометр того же диапазона и камеру (спектрометр в диапазоне 5- 28 мм, приемник излучения в которой охлажден до 6 К) №6 S Т сможет наблюдать первые поколения звезд и галактик, включая отдельные районы интенсивного формирования звезд, протогалактические фрагменты, суперновые при красном смещении Z =5-20. №6 ST позволит увидеть отдельные звезды в близких галактиках, проникнет в пылевые облака вокруг районов зарождения звезд, обнаружит тысячи субзвезд и объектов пояса Койпера. Субзвезды – объекты с массой меньшими, чем минимальная звездная, излучающие в инфракрасном диапазоне за счет гравитационного сжатия) Новый телескоп сможет: детектировать самые ранние фазы формирования звезд и галактик – конец «темных веков»; разрешить первые галактические субструктуры, порядка отдельных скоплений звезд (размер 300 пк для 0,5 выяснить основные спектральные свойства далеких галактик. Провести статистический анализ свойств галактик, с большим красным смешением на полях 4 x 4 ў (1 x 1 Мпк для 0,5 обнаружить и исследовать запыленные районы, где скрыты области активного звездообразования и активные галактические ядра, в том числе для эпохи мощного звездообразования при Z =2; обнаруживать отдельные объекты, излучающие в среднем и дальнейшем инфракрасных диапазонах фона и получать их спектры вплоть до 28 мм Телескоп сможет исследовать все стадии формирования звезд и планетных систем от массивных оболочек вокруг протозвезд до пропланетных дисков вокруг молодых звезд главной последовательности. Он сможет наблюдать планеты типа Юпитера у всех одиночных звезд на расстояниях до 8 пк, получить первые прямые изображения и спектрограммы внесолнечных планет. Многие технические решения №6 ST и технологии (сверхлегкая активная криогенная оптика, устройства для опознания формы и исправления волнового фронта излучения, широкоформатные высокочувствительные инфракрасные детекторы, сверхлегкие солнечные экраны) могут быть применены в науке и промышленности уже в ближайшее время О создании крупного орбитального оптического телескопа Давно уже мечтали астрономы. Одним из первых и наиболее активных пропагандистов этой идеи стал в 40-50-х годах Л. Спицер из Принстонского университета. Еще в 1946 году он подготовил доклад (тогда секретный) о преимуществах космических наблюдений. В 1959, 1962 и 1965 годах на совещаниях астрономов США, посвященных выработке программы космических исследований, было рекомендовано начать работы по изучению проекта «Большой космический телескоп», а осенью 1971 года НАСА организовало комитет по разработке этого проекта, с которого и ведет свое начало программа Космического телескопа им. Хаббла В 1973 году рабочая группа специалистов под руководством Ч. О ў Делла приступила к предварительной проработке основных вариантов конструкции «Большого космического телескопа», завершившейся в 1977 году создание рабочей группы Космического телескопа им. Хаббла. К этому времени телескоп утратил наименование «большого», диаметр его главного зеркала был уменьшен с 3 до 2,4 м. Дело в том, что разработчикам стали известны параметры МТКК – транспортной системы для вывода телескопа на орбиту. В грузовом отсеке МТКК можно разместить телескоп с диаметром зеркала до 3.2 м, но тогда массивные блоки служебных систем спутника (т.е. систем ориентации, энергопитания, связи) пришлось бы расположить за главным зеркалом, и для такого спутника с большим моментом инерции потребовалось разработать мощную и дорогую систему ориентации В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные системы скомпонованы в виде тора, окружающего главное зеркало, благодаря чему момент инерции спутника сильно уменьшится. Теперь спутник официально называется Космический телескоп им. Хаббла, в честь Э. Хаббла, открывшего расширение Вселенной Ограничение на длину инструмента и потребность иметь большое поле зрения привели к выбору оптической системы Ричи-Кретьена, в которая широко применяется и в современных наземных рефракторах. Главное и вторичное зеркала соответственно имеют форму вогнутого и выпуклого гиперболоидов и находятся на расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокусное расстояние 58 м ). К качеству изготовления оптики предъявлялись исключительно высокие требования: например, поверхность главного зеркала не должна отклонятся от расчетной более чем на 10 нм Оптические детали телескопа крепятся к ферме из графито-эпоксидного композиционного материала, способной сохранять их взаимное расположение с точностью до 1 мкм, несмотря на перепады температуры. Требования к механической прочности конструкции связаны с 3-4 кратными перегрузками, возможными при взлете и посадке МТКК, а отнюдь не с условиями работы телескопа на орбите. Общая масса спутника 10.4 т В отличи и от наземных телескопов Космический телескоп им. Хаббла будет работать и при ярком солнечном свете. Поэтому передний конец трубы телескопа существенно удлинен за счет светозащитной бленды, внутри трубы имеется система диафрагм, покрытых «особо» черной краской, способной отражать менее 1% падающего света и не давать бликов. Несмотря на эти меры, по-настоящему «темное» небо телескоп сможет регистрировать только тогда, когда объект наблюдения находится на угловых расстояниях более 50 ° от Солнца, 70 ° от освещенной части Земли и 15 ° от Луны Система ориентации Космического телескопа им. Хаббла построена на основе силовых гироскопов. Грубое наведение с точностью 1 ў будет осуществляется с помощью звездных датчиков и гироскопов – датчиков скорости (положение их осей время от времени должно уточнятся по звездам). Однако расчетное качество изображения, получаемое с помощью 2,4-метрового телескопа на длине волны 0,5 мкм, равно 0,05 ў ў, и чтобы использовать это преимущество перед наземными инструментами, требуется обеспечивать стабилизацию телескопа с еще более высокой точностью Направление оптической оси телескопа определяется тремя датчиками точного гидирования по изображениям звезд более ярких, чем 1,4 m, в периферийной части поля зрения телескопа, разбитой соответственно на 3 сектора. По команде датчики начинают поиск гидировочных звезд, перемещаясь по спирали с центром в расчетном положении. Критериями правильности захвата нужных звезд служат значения их яркости и взаимное расположение. В случае неудачи поиск повторяется, затем переходят к поиску запасных звезд (если таковые имеются). Очевидно, выбор звезд должен производиться заранее, и это очень трудоемкая работа. Более того, точность координат существующих звездных каталогов, как правило, недостаточна, поэтому запуску Космического телескопа им. Хаббла должно было предшествовать фотографирование всего неба на наземных телескопах с большим полем зрения и составление специального каталога гидировочных звезд с точно известными положениями Датчики точного гидирования относятся к числу наиболее сложных систем телескопа и включают в себя прецизионные механические узлы, диссекторные телекамеры и даже интерфомометры. Небольшие смешения звезды в поле зрения соответствуют изменению разности фаз световых волн, приходящих на противоположные края зеркала телескопа: изменяются интенсивности интерферирующих пучков, и на выходе датчика возникает сигнал ошибки. При точности гидирования 0,007 ў ў время реакции датчиков точного гидирования должно быть меньше 1 с, и не только потому, что возможны быстрые колебания самого спутника, но и поскольку все звезды смещаются в поле зрения из-за аберрации света вследствие движения спутника по орбите К тому же с помощью Космического телескопа им. Хаббла будут наблюдаться и планеты, достаточно быстро перемещаться на фоне звезд. Однако с данной системой наведения этот телескоп не сможет наблюдать земную поверхность. Следует отметить, что неполадки при работе датчиков точного гидирования до последнего момента заставляли сомневаться в их работоспособности Как бы не был совершенен орбитальный телескоп, без светоприемной аппаратуры он «слеп». Выбор типа светоприемника для Космического телескопа им. Хаббла оказался не прост. Всерьез обсуждались возможность применения фотопленок, столь долго и успешно служивших астрономам на Земле. К сожалению, в условиях космоса высокочувствительные пленки постепенно темнеют из-за воздействия проникающей радиации, и поэтому их пришлось бы доставлять на Землю не реже одного раза в месяц. Однако частые посещения орбитального телескопа нежелательны как с экономической, так и с технической точки зрения. Отражающее покрытие зеркала (пленка алюминия и фтористого магния) очень чувствительно к газовой атмосфере, окружающей всякий крупный (а тем более маневрирующий) космический объект, поэтому плотная крышка будет открываться лишь после удаления МТКК и вновь закрываться с его приближением В 1973 году было решено использовать электронные приемники изображения, лучшим из которых считалась разрабатываемая в Принстонском университете Р. Даниельсоном и его сотрудниками передающая телевизионная трубка секон. Каково же было разочарование его создателей, когда в 1977 г. стало известно о резкой переориентации руководителей программы на твердотельные приемники. Это было смелое решение, ибо технология создания таких приемников насчитывала тогда всего несколько лет, и в астрономии они еще не использовались В настоящее время эти ПЗС-приборы – приборы с зарядовой связью – можно увидеть чуть ли не на каждом американском телескопе, и их преимущества хорошо известны: высокий квантовый выход, доходящий до 60%, большое количество чувствительных элементов, малый шум, большой рабочий диапазон изменения яркости объекта и высокая геометрическая стабильность

Заключение Рассказ о строении окружающего нас звездного и галактического мира, об управляющих им законах, о путях его эволюции мы в целом воспринимаем сегодня как что-то само собой разумеющееся. В этом, безусловно, проявление уже глубоко укоренившейся в каждом из нас веры в науку, в ее, как представляется, почти неограниченные возможности. При этом мы вспоминаем слова выдающегося французского ученого Репе Декарта (1596-1650): «Нет ничего столь удаленного от нас, чего бы мы не смогли открыть». А также слова его не менее видного соотечественника Блеза Паскаля (1623-1662): «Удивительно не то, что Вселенная бесконечна, а то, что человек способен раскрыть ее тайны …» Но если мы сравниваем работу астронома с особенностями проведения исследований представителями других естественных наук, то не можем не отметить ее кардинальное отличие. Физик, химик, биолог или геолог изучает тот или другой образец, имея его непосредственно перед собой. Объект своего исследования он может «пощупать руками» в любой момент и в буквальном смысле этих слов. Астроном же, как принято говорить, сидит на дне протяженного воздушного океана и всего лишь улавливает слабые световые потоки, приходящие к нему от того или другого небесного объекта. И, тем не менее, совершается нечто чудесное. Не выходя из стен своего учреждения, астроном определяет расстояние до этого объекта, как будто измерил его своими шагами, говорит о температуре на его поверхности, как будто побывал на нем, о массе объекта, как будто своими руками укладывал его на какие-то огромные весы, о химическом составе, как будто ему удалось как-то «зачерпнуть» крупицу вещества из его атмосферы. Более того, астроном рассказывает о строении звездных недр, как будто ему удалось пробуравить хотя бы одну звезду до ее центра, он строит схемы развития звезд, галактик и Вселенной в целом на протяжении миллиардов лет, хотя не в состоянии проследить за этим развитием даже какую-нибудь одну сотню лет … И хотя в своем продвижении к свету, к пониманию законов мироздания люди долго блуждали во мраке неизвестности, ошибались, горизонт их познания постепенно и неуклонно расширялся. А здание науки о небесных светилах – астрономия – становилось все прекрасней …

Литература 1.     Журнал «Земля и Вселенная» №1, 2, - 2000 г., №5 – 2000 г 2.     П.И. Бакулин «Курс общей астрономии» М., «Наука» 1977 г 3.     В.Л. Гинзбург «Современная астрофизика» М., «Наука» 1970г 4.     Ф.Ю. Зигель «Астрономы наблюдают» М., «Наука» 1985 г 5.     Е.П. Левитан «Астрономия» учебник для 11 класса М., «Просвещение» 1994 г 6.     Б.А. Воронцов-Вельяминов «очерки Вселенной» М., «Наука» 1969 г 7.     П. Ходж «Революция в астрономии» М., «Мир» 1972 г 8.     К.Л. Баев «Создатели новой астрономии. Коперник, Бруно, Кеплер, Галилей» М., Учпедгиз 1948 г 9.     И.А. Климишин «Элементарная астрономия» М., «Наука» 1991 г 10.           Журнал «Астрономический вестник» 11.           А. Томилин «Занимательно о космологии». Ленинград «Молодая гвардия» 1971 г 12.           Приложение к «1 Сентября» «Физика в школе» 13.           Журнал «Космонавтика и астрономия», №11 1986 г. А.А. Токовинин «Орбитальные и оптические телескопы» 14.           Журнал «Космонавтика и астрономия», №7 1987 г. Ф.С. Ортенберг «Методы инфракрасного зондирования Земли из космоса»  

bukvasha.ru

Астрофизика

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

НАЦИОНАЛЬНЫЙ ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ

«МОСКОВСКИЙ ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ»

Гуманитарно-Прикладной Институт

Институт Лингвистики

РЕФЕРАТ

ПО КСЕ

на тему:

«Современные проблемы астрофизики»

Студент группы ГП-01-13

Белоусова О.С.

Преподаватель: Курилов С.Н.

Оценка за реферат: « »

Москва, 2013

Содержание

Астрофизика. 3

Цель астрофизики. 5

Современна астрофизика. 5

Астрофизика.

Наука астрофизика - часть астрономии, занимающаяся исследованием далеких космических объектов и явлений физическими методами. Один из основных методов астрофизики- спектральный анализ. Астрофизика нацелена на создание физической картины окружающего мира, объясняющей наблюдаемые явления, на изучение происхождения и эволюции как отдельных классов астрономических объектов, так и Вселенной как единого целого в рамках известных физических законов.

Поскольку прямые контакты научных приборов с изучаемыми объектами практически исключены, основу астрофизики, как и астрономии в целом, составляют наблюдения и анализ принимаемого излучения далеких источников. Непосредственные результаты наблюдений, как правило, сводятся к относительным или абсолютным измерениям энергии, приходящей от источника или его отдельных частей, в определенных интервалах спектра.

Саму астрофизику можно разделить на два вида:

Наблюдательная астрофизика:

Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения.

Оптическая астрономия является старейшей областью астрофизики. На сегодняшний день основными инструментами являются телескопы с ПЗС-матрицами в качестве приёмников изображения. Так же часто производятся наблюдения с помощью спектрографов. Ограничение на наблюдения в оптическом диапазоне накладывает дрожание земной атмосферы, мешающее наблюдениям на больших телескопах. Для устранения этого эффекта и получения максимально чёткого изображения используются различные методы, такие как адаптивная оптика, спекл-интерферометрия, а также выведение телескопов в космическое пространство за пределы атмосферы. В этом диапазоне хорошо видны звёзды и планетарные туманности, что позволяет изучать в том числе их расположение и химическое строение.

Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производятся с выдержками порядка минут или часов.

Теоритическая астрофизика:

Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные из анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий.

Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например:

История астрофизики.

Исторически астрофизика выделилась в самостоятельное научное направление с появлением спектрального анализа (конец ХIX в.), который открыл возможность дистанционного исследования химического состава и физического состояния не только лабораторных, но и астрономических источников света.

Термин «астрофизика» появился в середине 60-х годов XIX века. «Крестным отцом» астрофизики был немецкий астроном Иоганн Карл Фридрих Целльнер (1834 – 1882), профессор Лейпцигского университета.

В отличие от небесной механики, год рождения, который точно известен (1687-й), назвать дату «появления на свет» астрофизики не так легко. Она зарождалась постепенно, в течение 1-ой половине XIX века.

Бурное развитие астрофизики за более чем столетний период ее существования было связано как с быстрым развитием различных направлений классической, квантовой и релятивистской физики. Очень важный, революционный скачек в астрофизических исследованиях произошел с началом изучения объектов за пределами оптического диапазона спектра, сначала в радио ( конец 30-х годов ХХ в.), а затем, уже с помощью космической техники (60-80-е года ХХ в.). Параллельно с развитием методов практической астрофизики, благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика. Ее цель — интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики.

Цель астрофизики.

Предметом астрофизики является исследование физических процессов во Вселенной. Задачей астрофизики является построение моделей, которые могут объяснить появление излучения различных космических объектов с наблюдаемым характеристиками: интенсивностью, спектром, поляризацией, временным профилем и т.д. Естественно, при решении этой задачи ученые-астрофизики исходят из известной картины физических процессов и законов, которые могут реализоваться или проявиться в тех или иных условиях, которые определяются, в основном, величиной температуры и плотности вещества, наличием магнитного поля и его величиной, возможным влиянием сил тяготения.

Современна астрофизика.

Современная астрофизика сформировалась после второй мировой войны. С точки зрения наблюдений, ее основная черта - расширение спектрального диапазона исследуемого излучения. Довоенная астрофизика использовала лишь результаты астрономических наблюдений в видимом свете - сравнительно узкой полосе спектра электромагнитных волн.

В настоящее время в астрономии используются практически все диапазоны, от радиоволн до гамма-излучения. Превращение астрономии во всеволновую обогатило знания об известных объектах и, что гораздо важнее, привело к открытию новых объектов, позволило зарегистрировать излучение из таких областей, где материя (то есть вещество и излучение) находятся в так называемых экстремальных (предельных) условиях. Этот термин обычно используется, чтобы подчеркнуть, что те или иные условия практически невозможно реализовать в лабораториях на Земле. В этих условиях материя нередко приобретает новые физические свойства. В качестве примеров экстремальных астрофизических условий можно указать высокие плотности вещества, реализующиеся на первых этапах развития Вселенной, в недрах нейтронных звезд и в ближайших окрестностях черных дыр; сильные гравитационные поля в окрестностях черных дыр; сильные магнитные поля белых карликов и нейтронных звезд. Именно в области исследования объектов, в которых реализуются те или иные экстремальные условия, по нашему мнению, сосредоточены основные проблемы современной астрофизики.

Необходимо подчеркнуть, что при нынешнем уровне развития земной техники макроскопические свойства материи в экстремальных условиях можно исследовать, только наблюдая астрофизические объекты, в которых эти условия реализуются. В этом смысле можно смело утверждать: современная астрофизика - это передний край науки, и она исследует наиболее фундаментальные явления и процессы, не доступные пока "земной" физике.

Начиная с 60-х гг. 20 в. при помощи аппаратуры, установленной на ИСЗ и AMC, были получены важные сведения о планетах Солнечной системы и их спутниках, в частности о физ. состоянии и хим. составе атмосфер и поверхностных слоев двух ближайших планет - Венеры и Марса, подробно исследован спутник Земли - Луна, существенно углублены представления о природе процессов, происходящих на поверхности и в недрах Солнца и др. звёзд, в межзвёздной среде и в мире галактик. Одна из важнейших проблем современной астрофизики - разработка теории гидромагнитного динамо с целью объяснения солнечного магнетизма, в т. ч. механизма генерации и усиления магнитного поля во внутренних слоях Солнца, механизмов формирования и поддерживания устойчивости солнечных пятен, колебания полярности с периодом в 22 года. В 60-х гг. на основе теории токовых слоев удалось сделать первые шаги в объяснении солнечных вспышек, динамики протуберанцев и солнечной короны в целом. Пока нельзя считать полностью решённой проблему солнечных нейтрино, а следовательно и внутреннего строения Солнца.

Располагающиеся на краях некоторых газовых туманностей источники мощного когерентного излучения в отдельных линиях молекул межзвёздного газа - космические мазеры - служат доказательством происходящих и в наше время процессов звездообразования в Галактике. С помощью быстродействующих ЭВМ удалось создать "сценарии" эволюции звёзд от начала сжатия фрагмента газопылевого облака (протозвезды) до её заключительной стадии - медленного сброса звездой оболочки (стадия планетарной туманности)и образования белого карлика или (при большой массе звезды) вспышки сверхновой с образованием нейтронной звезды (или чёрной дыры). Однако пока существует полная неясность относительно деталей процесса перемешивания вещества на конвективной стадии сжатия протозвезды, не исследована роль вращения и магнитных полей облака, окончательно не установлен верхний предел массы устойчивой нейтронной звезды. Не разработан в деталях механизм ускорения частиц в пульсарах. Пока нет объяснения активности ядер галактик, неясной остаётся природа квазаров. Требует уточнения вопрос о природе ядра нашей Галактики как двойной сверхмассивной системы (двойная чёрная дыра или чёрная дыра и компактное звёздное скопление), активно взаимодействующей с окружающими её звёздами.

В релятивистской астрофизике до конца не решены вопросы о барионной асимметрии Вселенной, о величине отношения числа ядер и электронов к числу фотонов, о роли нейтрино, а возможно, и других пока неизвестных частиц в образовании наблюдаемой структуры Вселенной, состояния вакуума и фазовых переходов в эволюции горячей Вселенной.

Так же проблемами современной астрофизики являются:

Детектирование «Темной материи»

Тёмная материя в астрономии и космологии — форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Обнаружение природы тёмной материи поможет решить проблему скрытой массы, которая, в частности, заключается в аномально высокой скорости вращения внешних областей галактик.

Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска:

При прямом поиске изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры. Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.

Непосредственное изучение распределения тёмной материи в скоплениях галактик стало возможным после получения их высокодетализированных изображений в 1990-х годах. При этом изображения более удалённых галактик, проецирующихся на скопление, оказываются искажёнными или даже расщепляются из-за эффекта гравитационного линзирования. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления независимо от наблюдений галактик самого скопления. Таким образом, прямым методом подтверждается наличие скрытой массы и тёмной материи в галактических скоплениях.

Проблема космический гамма-всплесков

Космические гамма-всплески относятся к наиболее загадочным астрономическим явлениям, открытым в последние 25 лет, и до сих пор вызывают оживленный интерес ученых. Гамма-всплески были открыты случайно американскими спутниками серии Vela, предназначенными для обнаружения наземных ядерных взрывов. К настоящему времени различными космическими аппаратами зарегистрировано около 1500 всплесков. Они представляют собой импульсы гамма-излучения (энергии квантов от нескольких десятков килоэлектровольт до нескольких мегаэлектровольт) длительностью от десятков миллисекунд до нескольких минут.

Гамма-всплески наблюдаются довольно часто, в среднем один раз в 20 - 30 часов, однако невозможно заранее узнать, когда и в какой точке небосвода всплеск произойдет в следующий раз. Причиной проблемы гамма-всплесков является то, что распределение весьма изотропно, то есть не обнаружено концентрации источников к галактическому экватору, как для радиопульсаров или рентгеновских галактических источников. Не найдено концентрации ни к каким другим точкам или областям небесной сферы: к центру, антицентру или полюсам Галактики, к ближайшим галактикам Большому и Малому Магеллановым облакам, к туманности Андромеды (М31), ближайшим скоплениям галактик, сверхскоплениям и т.д. Непростая ситуация складывается с распределением всплесков по их яркости (или потоку рентгеновского излучения).

Общая космологическая проблема

Сегодня космология еще не в состоянии ответить на ряд принципиальных вопросов. Среди них основные: что было до начала наблюдаемого расширения? Будет ли Вселенная вечно расширяться или опять сожмется в точку? Но отсутствие ответов сейчас, не мешает физикам рассматривать самые ранние стадии расширения Вселенной. Некоторые теории оперируют с временами 10-35 секунды от начала. Есть теории, которые «заглядывают» в еще более ранние моменты времени. Тем более что скорости процессов, происходящих при «рождении» нашего Мира, в неизмеримое число раз превышают скорости любых известных сегодня взрывных процессов. Поэтому-то расширение Вселенной действительно можно уподобить «сверхвзрыву», Большому Взрыву.

Проблема возникновения нашего мира очень важна потому, что никакая космологическая модель, никакая теория невозможна без достаточно полного понимания начальных этапов развития Вселенной — ведь именно тогда закладывалось ее будущее, все последующие стадии ее формирования. И эти стадии нельзя понять, не зная, какой была ранняя, горячая Вселенная.

В какой-то мере проблема дальнейшей судьбы Вселенной проще, чем проблема начала. Здесь возможны только два варианта. Первый состоит в том, что Вселенная будет постоянно расширяться в течение неограниченного времени. Второй обрекает Вселенную на грандиозную катастрофу- сингулярность.

Выбор вариантов определяется значением средней плотности вещества во Вселенной. Эта цифра, несмотря на большое число наблюдательных данных, многочисленные теоретические оценки, известна не с очень высокой точностью. Если учесть только массу галактик, а затем усреднить ее по объему Вселенной, то получится значение средней плотности ρ = 3*10-31 г/см3. Но, кроме галактик, в космосе есть еще ионизированный газ, черные дыры, потухшие звезды и другие виды материи. Значение средней плотности галактик много меньше значений критической плотности, при котором фаза расширения обязательно должна смениться фазой сжатия.

Однако в астрофизике существует так называемая проблема скрытой массы — трудно наблюдаемых форм вещества в космосе. Эта масса может находиться как в скоплениях галактик, так и в пространстве между скоплениями. Оценки скрытой массы поднимают значение средней плотности вещества Вселенной почти до ее критического значения.

Список использованной литературы:

  1. http://www.pereplet.ru/obrazovanie/stsoros/571.html

  2. http://school.xvatit.com/index.php?title=Будущее_Вселенной

  3. http://www.spacephys.ru/proekty/astrofizika

  4. http://www.wikiznanie.ru/ru-wz/index.php/Астрофизика

  5. Засов А.В., Постнов К.А. Курс общей астрофизики (2-е изд.: Фрязино: Век 2, 2011)

  6. http://ru.wikipedia.org/wiki/Тёмная_материя

  7. http://biofile.ru/kosmos/2817.html

10

studfiles.net

Реферат Астрофизик

скачать

Реферат на тему:

План:

Введение

Астрофи́зика (от греч. αστρον — «светило» и φύσις — «природа») — наука на стыке астрономии и физики, изучающая физические процессы в астрономических объектах, таких, как звёзды, галактики и т. д. Физические свойства материи на самых больших масштабах и возникновение Вселенной изучает космология.

Галактика Андромеды в ультрафиолетовых лучах.

Два представления оптического спектра: сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — как зависимость интенсивности от длины волны. Показан комбинированный спектр излучения солнца. Отмечены линии поглощения бальмеровской серии водорода.

Астрофизика — учение о строении небесных тел. Астрофизика является таким образом частью астрономии, занимающаяся изучением физических свойств и химического состава Солнца, планет, комет или звёзд и туманностей. Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ, фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую правильнее было бы назвать астрохимией, химией небесных тел, так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов. Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии. Астрофизику не следует путать с физической астрономией, каковым именем принято обозначать теорию движения небесных тел, то есть то, что также носит название небесной механики. К Астрофизике относят также исследование строения поверхности небесных тел, Солнца и планет, насколько это возможно из телескопических наблюдений над этими телами. Само название астрофизики существует с 1865 года и предложено Цёлльнером. Астрофизические обсерватории существуют ещё только в очень немногих странах. Из них особенно знамениты Потсдамская обсерватория под управлением Фогеля и Медонская под управлением Жансена. В Пулкове также устроено астрофизическое отделение, во главе которого стоит Гассельберг. В настоящей статье мы изложим историю и главные результаты астроспектроскопии, или того отдела Астрофизики, который состоит из приложения спектрального анализа к изучению небесных тел.

Спиральная галактика M 81

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года

Внегалактическая астрономия: гравитационное линзирование. Это изображение показывает несколько голубых петлеобразных объектов, которые являются многократными изображениями одной галактики, размноженными из-за эффекта гравитационной линзы от скопления жёлтых галактик возле центра фотографии. Линза создана гравитационным полем скопления, которое искривляет световые лучи, что ведёт к увеличению и искажению изображения более далёкого объекта.

Первые исследования спектра Солнца были предприняты одним из изобретателей спектрального анализа, Кирхгофом, в 1859 г. Результатом этих исследований был рисунок солнечного спектра, из которого можно было определить уже с большой точностью химический состав солнечной атмосферы. Раньше Кирхгофа высказывались только иногда отдельные предположения о возможности анализа солнечной атмосферы посредством спектроскопа и в особенности о существовании на Солнце натрия вследствие найденной в спектре его тёмной линии D натрия. Такие предположения высказывались, напр., Фуко в Париже, Стоксом в Кембридже. Между тем ещё незадолго до этого Огюст Конт высказал в своей «Положительной философии» убеждение в невозможности когда бы то ни было узнать химический состав небесных тел, хотя уже в 1815 г. Фраунгофер знал о существовании тёмных линий в спектре Солнца и о существовании характеристических спектров у некоторых отдельных звёзд Сириуса, Капеллы, Бетельгейзе, Проциона, Поллукса. После первых исследований Кирхгофа спектральным анализом небесных тел занялись с большим усердием несколько астрофизиков, которые вскоре представили чрезвычайно обстоятельные исследования спектров Солнца и неподвижных звёзд. Ангстром (вернее, Онгстром) изготовил чрезвычайно точный атлас солнечного спектра, Секки произвёл обозрение большого числа звёзд посредством спектроскопа и установил четыре типа звёздных спектров, Геггинс начал ряд исследований над спектрами отдельных ярких звёзд. Область применения спектроскопа постепенно расширялась. Геггинсу удалось наблюдать спектр некоторых туманностей и подтвердить уже неопровержимым образом предположение о существовании двух типов туманностей — звёздных, состоящих из куч звёзд, которые при достаточной оптической силе инструмента могут быть разложены на звёзды, и газообразных, действительных туманностей, относительно которых можно предпологать, что они находятся в фазе образования отдельных звёзд путём постепенного сгущения их вещества. С середины 60-х годов изучение поверхности Солнца посредством спектроскопа во время затмений и вне их вошло в состав непрерывных наблюдений, производящихся в настоящее время во многих обсерваториях. Геггинс, Локьер в Англии, Жансен во Франции, Фогель в Германии, Таккини в Италии, Гассельберг в России и др. дали обширные исследования, уяснившие строение верхних слоёв солнечной атмосферы (см. Солнце). В то же время с 1868 года по мысли Геггинса спектроскоп был применён и к исследованию собственных движений звёзд по направлению луча зрения посредством измерения перемещений линий их спектров измерения, которые в настоящее время также производятся систематически в Гринвичской обсерватории. Принцип Доплера, лежащий в основании этих измерений, был уже несколько раз проверен экспериментально, измерениями перемещений солнечного спектра и послужил Локьеру в его измерениях перемещений различных линий спектра Солнца к установлению его гипотезы о сложности химических элементов. Спектры комет, падающих звёзд, метеоритов, исследованные разными астрономами, а в последнее время в особенности Локьером, дали уже много весьма важных фактов в руки астроному, и в значительной степени послужили уяснению происхождения и развития звёзд и солнечной системы. Астрофизика шагает в настоящее время большими шагами вперёд, и следует думать что в ближайшем будущем раскрытые ею факты послужат установлению более полной космогонической теории, чем та, которая передана нам предыдущими поколениями.

1. Наблюдательная астрофизика

Радиотелескоп РТФ-32 обсерватории «Зеленчукская», ИПА РАН. Расположен на Северном Кавказе.

Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения.

Другие типы излучения также могут наблюдаться с Земли. Было создано несколько обсерваторий в попытках наблюдения гравитационных волн. Созданы нейтринные обсерватории, позволившие прямыми наблюдениями доказать наличие термоядерных реакций в центре Солнца. С помощью этих детекторов также изучались удалённые объекты, такие как сверхновая SN1987a. Наблюдения высокоэнергетических частиц производится по наблюдениям их столкновений с земной атмосферой, порождающих ливни элементарных частиц.

Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производятся с выдержками порядка минут или часов. Однако, в некоторых проектах, таких как Tortora, производится наблюдения с выдержкой менее секунды. Тогда как в других общее время экспозиции может составлять недели (например, такая выдержка использовалась пр наблюдении глубоких хаббловских полей). Более того, наблюдения пульсаров могут производиться с временем экспозиции в миллисекунды, а наблюдения эволюции некоторых объектов могут занимать сотни лет, включая изучение исторических материалов.

Изучению Солнца отводится отдельное место. Из-за огромных расстояний до других звёзд, Солнце является единственной звездой, которая может быть изучена в мельчайших деталях. Изучение Солнца даёт основу для изучения других звёзд.

2. Теоретическая астрофизика

Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные из анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий.

Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например:

Литература

wreferat.baza-referat.ru

Реферат Астрофизики

скачать

Реферат на тему:

План:

Введение

Астрофи́зика (от греч. αστρον — «светило» и φύσις — «природа») — наука на стыке астрономии и физики, изучающая физические процессы в астрономических объектах, таких, как звёзды, галактики и т. д. Физические свойства материи на самых больших масштабах и возникновение Вселенной изучает космология.

Галактика Андромеды в ультрафиолетовых лучах.

Два представления оптического спектра: сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — как зависимость интенсивности от длины волны. Показан комбинированный спектр излучения солнца. Отмечены линии поглощения бальмеровской серии водорода.

Астрофизика — учение о строении небесных тел. Астрофизика является таким образом частью астрономии, занимающаяся изучением физических свойств и химического состава Солнца, планет, комет или звёзд и туманностей. Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ, фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую правильнее было бы назвать астрохимией, химией небесных тел, так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов. Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии. Астрофизику не следует путать с физической астрономией, каковым именем принято обозначать теорию движения небесных тел, то есть то, что также носит название небесной механики. К Астрофизике относят также исследование строения поверхности небесных тел, Солнца и планет, насколько это возможно из телескопических наблюдений над этими телами. Само название астрофизики существует с 1865 года и предложено Цёлльнером. Астрофизические обсерватории существуют ещё только в очень немногих странах. Из них особенно знамениты Потсдамская обсерватория под управлением Фогеля и Медонская под управлением Жансена. В Пулкове также устроено астрофизическое отделение, во главе которого стоит Гассельберг. В настоящей статье мы изложим историю и главные результаты астроспектроскопии, или того отдела Астрофизики, который состоит из приложения спектрального анализа к изучению небесных тел.

Спиральная галактика M 81

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года

Внегалактическая астрономия: гравитационное линзирование. Это изображение показывает несколько голубых петлеобразных объектов, которые являются многократными изображениями одной галактики, размноженными из-за эффекта гравитационной линзы от скопления жёлтых галактик возле центра фотографии. Линза создана гравитационным полем скопления, которое искривляет световые лучи, что ведёт к увеличению и искажению изображения более далёкого объекта.

Первые исследования спектра Солнца были предприняты одним из изобретателей спектрального анализа, Кирхгофом, в 1859 г. Результатом этих исследований был рисунок солнечного спектра, из которого можно было определить уже с большой точностью химический состав солнечной атмосферы. Раньше Кирхгофа высказывались только иногда отдельные предположения о возможности анализа солнечной атмосферы посредством спектроскопа и в особенности о существовании на Солнце натрия вследствие найденной в спектре его тёмной линии D натрия. Такие предположения высказывались, напр., Фуко в Париже, Стоксом в Кембридже. Между тем ещё незадолго до этого Огюст Конт высказал в своей «Положительной философии» убеждение в невозможности когда бы то ни было узнать химический состав небесных тел, хотя уже в 1815 г. Фраунгофер знал о существовании тёмных линий в спектре Солнца и о существовании характеристических спектров у некоторых отдельных звёзд Сириуса, Капеллы, Бетельгейзе, Проциона, Поллукса. После первых исследований Кирхгофа спектральным анализом небесных тел занялись с большим усердием несколько астрофизиков, которые вскоре представили чрезвычайно обстоятельные исследования спектров Солнца и неподвижных звёзд. Ангстром (вернее, Онгстром) изготовил чрезвычайно точный атлас солнечного спектра, Секки произвёл обозрение большого числа звёзд посредством спектроскопа и установил четыре типа звёздных спектров, Геггинс начал ряд исследований над спектрами отдельных ярких звёзд. Область применения спектроскопа постепенно расширялась. Геггинсу удалось наблюдать спектр некоторых туманностей и подтвердить уже неопровержимым образом предположение о существовании двух типов туманностей — звёздных, состоящих из куч звёзд, которые при достаточной оптической силе инструмента могут быть разложены на звёзды, и газообразных, действительных туманностей, относительно которых можно предпологать, что они находятся в фазе образования отдельных звёзд путём постепенного сгущения их вещества. С середины 60-х годов изучение поверхности Солнца посредством спектроскопа во время затмений и вне их вошло в состав непрерывных наблюдений, производящихся в настоящее время во многих обсерваториях. Геггинс, Локьер в Англии, Жансен во Франции, Фогель в Германии, Таккини в Италии, Гассельберг в России и др. дали обширные исследования, уяснившие строение верхних слоёв солнечной атмосферы (см. Солнце). В то же время с 1868 года по мысли Геггинса спектроскоп был применён и к исследованию собственных движений звёзд по направлению луча зрения посредством измерения перемещений линий их спектров измерения, которые в настоящее время также производятся систематически в Гринвичской обсерватории. Принцип Доплера, лежащий в основании этих измерений, был уже несколько раз проверен экспериментально, измерениями перемещений солнечного спектра и послужил Локьеру в его измерениях перемещений различных линий спектра Солнца к установлению его гипотезы о сложности химических элементов. Спектры комет, падающих звёзд, метеоритов, исследованные разными астрономами, а в последнее время в особенности Локьером, дали уже много весьма важных фактов в руки астроному, и в значительной степени послужили уяснению происхождения и развития звёзд и солнечной системы. Астрофизика шагает в настоящее время большими шагами вперёд, и следует думать что в ближайшем будущем раскрытые ею факты послужат установлению более полной космогонической теории, чем та, которая передана нам предыдущими поколениями.

1. Наблюдательная астрофизика

Радиотелескоп РТФ-32 обсерватории «Зеленчукская», ИПА РАН. Расположен на Северном Кавказе.

Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения.

Другие типы излучения также могут наблюдаться с Земли. Было создано несколько обсерваторий в попытках наблюдения гравитационных волн. Созданы нейтринные обсерватории, позволившие прямыми наблюдениями доказать наличие термоядерных реакций в центре Солнца. С помощью этих детекторов также изучались удалённые объекты, такие как сверхновая SN1987a. Наблюдения высокоэнергетических частиц производится по наблюдениям их столкновений с земной атмосферой, порождающих ливни элементарных частиц.

Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производятся с выдержками порядка минут или часов. Однако, в некоторых проектах, таких как Tortora, производится наблюдения с выдержкой менее секунды. Тогда как в других общее время экспозиции может составлять недели (например, такая выдержка использовалась пр наблюдении глубоких хаббловских полей). Более того, наблюдения пульсаров могут производиться с временем экспозиции в миллисекунды, а наблюдения эволюции некоторых объектов могут занимать сотни лет, включая изучение исторических материалов.

Изучению Солнца отводится отдельное место. Из-за огромных расстояний до других звёзд, Солнце является единственной звездой, которая может быть изучена в мельчайших деталях. Изучение Солнца даёт основу для изучения других звёзд.

2. Теоретическая астрофизика

Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные из анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий.

Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например:

Литература

wreferat.baza-referat.ru

Смотрите также