Астрофізика — визначення

Виникнення астрофізики

До середини XIX в. природа зірок і туманностей була предметом досить абстрактних умоглядних міркувань. Що насправді відбувається на них, чому і як вони світять – такі питання не можна було навіть ставити. Положення прекрасно характеризувалося відомим висловом стародавнього філософа: «Якщо хочеш займатися астрономією, не питай, що таке зірки!» Положення стало змінюватися в 30-х рр. XIX ст., Коли були визначені перші відстані до зірок.

Визначення відстаней до зірок дозволило відразу ж визначити їх маси (використовуючи закони Кеплера), принаймні, для декількох близьких подвійних зірок. Виявилося, що маси зірок можна порівняти з масою Сонця, тим самим підтвердилося припущення про те, що зірки – це далекі сонця.

Ще І. Ньютон, направивши на призму промінь світла, виявив, що біле світло розкладається на сім кольорових променів, що утворюють райдужну смужку – спектр. Через 150 років Й. Фраунгофер встановив, що спектр Сонця пересічений тонкими темними лініями – лініями поглинання, або фраунгоферовими лініями, а в 1858 р Р. Бунзен і Г. Кирхгоф довели, що лінії поглинання в спектрі Сонця і яскраві лінії в спектрах парів хімічних елементів знаходяться в одному і тому ж місці спектра і що по лініях в спектрі можна визначати хімічний склад газу, що світиться. Так був відкритий спектральний аналіз. Уже до кінця XIX в. були сфотографовані спектри зірок і доведено, що у всіх небесних об’єктах зустрічаються одні і ті ж хімічні елементи.

В середині і наприкінці XIX ст. були відкриті закони випромінювання (Л.Больцман, В. Вин, М. Планк) та встановлено, що і Сонце, і зірки представляють собою розпечені газові кулі. Але тільки в середині XX в. отримала розвиток теорія випромінювання, який пояснив, як і в яких умовах формується спостережуване випромінювання зірок і інших небесних об’єктів. Це призвело до появи нового розділу астрономії – астрофізики.

Розвиток і становлення астрофізики

Розвиток астрофізики в значній мірі визначалося розвитком засобів спостережень. Адже нічого, крім світла, до нас від далеких астрономічних об’єктів не приходить. До кінця XIX в. небесні об’єкти розглядалися в телескоп безпосередньо оком. Поступово основним методом реєстрації випромінювання стала фотографія. А до кінця XX в. вона, в свою чергу, була витіснена методами сучасної електронної техніки.

У 40-50-і рр. XX ст. почала розвиватися радіоастрономія, т. е. дослідження радіовипромінювання небесних тіл. Розширення діапазону хвиль, доступного спостереженню, призвело не тільки до відкриття принципово нових об’єктів, таких, як пульсари і квазари, але також на суттєве розширення наших знань про природу вже відомих об’єктів, зокрема Сонця. Були побудовані воістину гігантські радіотелескопи, як поворотні, так і стаціонарні. Найбільшим стаціонарним радіотелескопом є РАТАН-600 в обсерваторії РАН на Північному Кавказі.

Радіотелескопи легко об’єднати в мережу. Це можуть бути телескопи, розташовані в різних частинах Землі або в безпосередній близькості. Спільна їхня робота дозволяє отримати інтерферометри з базою в кілька тисяч (!) Кілометрів або еквівалент дзеркала діаметром в багато сотень метрів. За допомогою таких телескопів можна отримати дозвіл, порівнянне з тим, яке дають оптичні телескопи, або навіть краще.

З початком космічної ери (1957 р) почалися дослідження в раніше недоступних діапазонах випромінювання: інфрачервоному, ультрафіолетовому, рентгенівському. Особливе значення має єдиний поки космічний телескоп Хаббла. З введенням в дію 10-метрових телескопів астрономи отримали оптичне дозвіл, порівнянне з дозволом космічного телескопа, але як і раніше лише космічному телескопу доступні ультрафіолетовий і інфрачервоний діапазони.

Бурхливий прогрес техніки спостережень привів до ряду чудових відкриттів. Були уточнені наші знання про малі планети, відкриті газопилові хмари у деяких зірок (можливо, це початок формування нових планетних систем), рентгенівські джерела.

ПОДІЛИТИСЯ: