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 «тёмной материи»

· проблема космических гамма-всплесков

· проблема поиска чёрных дыр и квазаров

· общая космологическая проблема.

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:

· прямое

· косвенное

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