Астрофизика - раздел астрономии, изучающий физическую природу небесных тел и их систем, их происхождение и эволюцию.

Как ясно из самого названия, астрофизика - это физика небесных тел. Космос является по существу большой физической «лабораторией», где возникают условия, часто совершенно недостижимые в земных физических лабораториях и представляющие поэтому исключительный интерес для науки. Астрофизические методы исследований имеют две существенные особенности, отличающие их от методов лабораторной физики. Во‑первых, в лаборатории физик сам ставит эксперименты, подвергает исследуемые тела различным воздействиям. В астрофизике возможны только пассивные наблюдения, так как пока нельзя проводить эксперименты, например, на звездах. Во‑вторых, если в лаборатории можно непосредственно измерять температуру, плотность, химический состав тел и т. д., то в астрофизике почти все данные о далеких небесных телах получают с помощью анализа приходящих от них электромагнитных волн - видимого света и других, невидимых глазом лучей.

Основу астрофизики составляют астрофизические наблюдения. При этом важнейший метод - спектральный анализ, т. е. исследование потока энергии приходящего на землю излучения в зависимости от длины электромагнитных волн. Электромагнитные волны несут информацию об условиях в веществе, где они зарождаются или где испытывают поглощение и рассеяние. Задача спектрального анализа - расшифровать эту информацию.

Появление спектрального анализа во второй половине XIX в. сразу позволило делать выводы о химическом составе небесных тел. Одним из первых блестящих достижений астрофизики, полученных с помощью этой экспериментальной методики, явилось открытие неизвестного ранее элемента - гелия - при изучении спектра хромосферы Солнца во время полного затмения в 1868 г. В дальнейшем, в результате развития экспериментальной и теоретической физики стало возможным с помощью спектрального анализа определять буквально все физические характеристики небесных тел и межзвездной среды. Спектры позволяют узнать температуру газа, его плотность, относительное содержание разных химических элементов, состояние атомов этих элементов, скорости движения газа, напряженности магнитных полей. По спектрам звезд можно также вычислить расстояние до них, узнать их скорости движения по лучу зрения, измерить вращение и выяснить многое другое.

В современных спектральных приборах, применяемых в телескопах, используют новейшие фотоэлектрические приемники излучения (см. Фотоэффект), которые гораздо точнее и чувствительнее, чем фотопластинка или человеческий глаз.

Бурное развитие техники и экспериментальной физики за последние десятилетия привело к созданию астрофизических инструментов, предназначенных для изучения невидимых глазом электромагнитных волн. Астрофизика стала «многоволновой». Это, конечно, неизмеримо расширило её возможности получать информацию о небесных телах. Еще в 30‑е гг. текущего столетия было открыто радиоизлучение нашей Галактики. В последующие годы построены гигантские радиотелескопы и сложные системы таких радиотелескопов. С помощью радиотелескопов наблюдают, например, холодный межзвездный газ, не излучающий видимого света, изучают движение электронов в межзвездных магнитных полях. Радиоизлучение приходит на Землю от далеких галактик, часто неся сведения о происходящих там бурных взрывных процессах. Радиоастрономия стала одним из основных способов изучения нейтронных звезд - пульсаров. Радиоволны несут сведения об остатках вспышек сверхновых звезд и о совершенно удивительных условиях в плотных газовых облаках. Наконец, радиоастрономия позволила открыть реликтовое излучение Вселенной - слабое электромагнитное излучение, заполняющее всю Вселенную и имеющее температуру около 3 K. Это излучение - остывший остаток (реликт) от прошлого состояния вещества в расширяющейся Вселенной, когда оно около 15 млрд лет назад было плотным и горячим (см. Космология, Материя, Пространство).

Много интересного узнали астрофизики с помощью инфракрасных лучей, которые свободно проходят сквозь облака пыли, поглощающие видимый свет (см. Инфракрасное излучение). Так, в инфракрасных лучах наблюдаются процессы в ядре нашей Галактики, а также «молодые» звезды, зарождающиеся в плотных газово-пылевых комплексах.

Особый интерес для астрономии имеет астрофизика высоких энергий, изучающая процессы бурного выделения энергии, часто связанные с катастрофическими явлениями в небесных телах. Возникающее при этом электромагнитное излучение имеет высокую частоту, соответственно короткую длину волны и относится к невидимым ультрафиолетовым, рентгеновским и гамма‑лучам (см. Рентгеновские лучи, Гамма-излучение). Эти виды излучений поглощаются земной атмосферой. Поэтому развитие данных разделов наблюдательной астрофизики стало возможно только с началом космической эры, после создания обитаемых и автоматических научных станций за пределами земной атмосферы.

Астрофизика высоких энергий привела ко многим удивительным открытиям. С помощью рентгеновских телескопов были открыты горячий газ в скоплениях галактик, импульсное рентгеновское излучение нейтронных звезд в двойных звездных системах. Наконец, было открыто излучение сильно нагретого плотного газа, по‑видимому, закручивающегося вихрем при падении в черную дыру. Гамма-телескопы позволили обнаружить в центре нашей Галактики процессы аннигиляции электронов и позитронов - превращения их при столкновении в гамма-излучение.

В последние годы начал развиваться новый раздел астрофизики - нейтринная астрономия. Нейтрино благодаря своей огромной проникающей способности представляет собой единственный вид излучения, которое может попадать на Землю из самих глубин Солнца и звезд и приносить информацию о протекающих там процессах. Уже первые данные о потоках солнечных нейтрино позволили сделать очень интересные гипотезы о процессах термоядерного синтеза в недрах Солнца; их предстоит проверить в будущих опытах.

Сейчас ведутся поиски нейтринных вспышек от сверхновых звезд в момент их гравитационного коллапса (т. е. сжатия под действием силы тяжести), в результате чего огромные количества энергии должны уноситься в виде нейтринного излучения. Расчеты показывают, что эти нейтринные вспышки могут быть зарегистрированы в подземных лабораториях (таких, например, как Баксанская нейтринная обсерватория Института ядерных исследований РАН), даже если вспыхнувшая сверхновая звезда оптически ненаблюдаема из‑за слишком больших расстояний.

На основе данных наблюдательной астрофизики, опираясь на законы физики, астрономы делают выводы об условиях в небесных телах, которые непосредственно не наблюдаются. Например, рассчитывают внутреннее строение звезд и Солнца с использованием наблюдательных данных об условиях на их поверхности. Теоретическая астрофизика позволяет также описать эволюцию Солнца, звезд и других небесных тел.

Как уже говорилось, при изучении астрофизических явлений астрономы часто встречаются с физическими условиями, совершенно недостижимыми в земных лабораториях. Так, плотность межзвездного газа в миллиарды раз меньше плотности воды, а плотность нейтронных звезд такая же, как и плотность атомных ядер; напряженность магнитного поля нейтронных звезд в тысячи миллиардов раз превышает напряженность магнитного поля Земли.

Не удивительно, что в столь необычных условиях возможно протекание новых, неизвестных процессов, а значит, и открытие новых физических закономерностей. В этом состоит значение астрофизики для физики, для всей фундаментальной науки, познающей окружающий мир.

Астрономические исследования проводятся в научных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом (рис. 36) существует с 1839 г. и знаменита составлением точнейших звездных каталогов. Ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира. К крупнейшим на постсоветском пространстве обсерваториям следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе, обсерватории Крымскую (вблизи Симферополя), Бюраканскую (вблизи Еревана), Абастуманскую (вблизи Боржоми), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинскую (вблизи Баку). Из астрономических институтов России крупнейшие - Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МГУ и Институт теоретической астрономии Академии наук СССР в Ленинграде.

1.Оптическая астрономия.

Основным астрономическим прибором является телескоп.

Назначение телескопа - собрать как можно больше света от исследуемого объекта и (при визуальных наблюдениях) увеличить его видимые угловые размеры.

Основной оптической частью телескопа служит объектив, который собирает свет и создает изображение источника.

Если объектив телескопа представляет собой линзу или систему линз, то телескоп называют рефрактором , а если вогнутое зеркало - то рефлектором .

Большим прорывом в конструировании телескопов стало изобретение советским оптиком Д. Д. Максутовым менискового телескопа. Мениск - тонкая выпукло-вогнутая линза малой кривизны, которая устанавливается в верхней части тубуса для исправления недостатков главного зеркала. В качестве дополнительного зеркала используется напыленное на поверхность мениска круглое алюминиевое пятно.

Собираемая телескопом световая энергия зависит от размеров объектива. Чем больше площадь его поверхности, тем более слабые светящиеся объекты можно наблюдать в телескоп.

В рефракторе лучи, пройдя через объектив, преломляются и образуют изображение объекта в фокальной плоскости . В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости.

Рис.54. Схема устройства телескопов:

а) рефрактор; б) рефлектор; в) менисковый телескоп.

Изображение небесного объекта, построенное объективом, можно либо рассматривать через линзу, называемую окуляром, либо фотографировать.

Для высокоточных измерений энергии световых потоков используют фотоэлектрические фотометры. В них свет от звезды, собираемый объективом телескопа, направляется на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора - фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, усиливаемый и регистрируемый специальными электронными приборами. Пропуская свет через специально подобранные различные светофильтры, астрономы количественно и с большой точностью оценивают цвет объекта.

Рис.55. Изображение галактики, сделанное оптическим телескопом.

2.Радиоастрономия.

После того как было обнаружено космическое радиоизлучение , для его приема были созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решетчатым и громадных размеров - диаметром в десятки метров.

Рис.56. Радиотелескоп обсерватории Аресибо (Пуэрто-Рико)

Есть радиотелескопы, состоящие из системы отдельных антенн, удаленных друг от друга (иногда на многие сотни километров), при помощи которых производятся одновременные наблюдения космического радиоисточника. Такой способ позволяет узнать структуру исследуемого радиоисточника и измерить его угловой размер, даже если он во много раз меньше одной угловой секунды.

Рис.57. Радиотелескоп в пустыне Атакама (Чили).

К числу крупнейших в мире радиотелескопов относится и РАТАН-600. Этот радиотелескоп был построен в 1974 году близ станицы Зеленчукская в Карачаево-Черкессии, на высоте 970 м над уровнем моря.

Рис.58. РАТАН-600.

3.Спектральный анализ.

Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов является их излучение. Наиболее ценные и разнообразные сведения о телах позволяет получить спектральный анализ их излучения. Этим методом можно установить качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ, как вы знаете, основан на явлении дисперсии света. Если узкий пучок белого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие его лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.

Рис.59. Образование спектра.

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами в спектре лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. За красными лучами находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но воспринимаются приемниками инфракрасного излучения, например, специальными фотопластинками.

Рис.60. Шкала электромагнитных излучений.

Для получения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом . В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой .

Существуют следующие виды спектров земных источников и небесных тел.

а) Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно протяженные плотные массы газа.

б) Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например, нагревание или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа. Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре паров натрия особенно ярки две желтые линии.

в) Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу. Например, две темные линии поглощения паров натрия расположены в желтой части спектра.

Рис.61. Виды спектров.

Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет. Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем заметнее линия данного элемента в спектре излучения или поглощения, тем больше таких атомов (молекул) на пути луча света.

Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд - это спектры поглощения.

Рис.62. Спектры: 1) Солнца; 2) водорода; 3) гелия; 4) Сириуса (белая звезда);

5) Бетельгейзе, или α Ориона (красная звезда)

4. Внеземная астрономия

Исследования с помощью космической техники занимают особое место в методах изучения небесных тел и космической среды. Начало этому было положено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного спутника Земли. Быстро развиваясь, космонавтика сделала возможным:

1) создание внеатмосферных искусственных спутников Земли;

2) создание искусственных спутников Луны и планет;

3) перелет и спуск приборов, управляемых с Земли, на Луну и планеты;

4) создание управляемых с Земли автоматов, доставляющих с планет пробы грунта и записи разных измерений;

5) полеты в космос лабораторий с людьми и высадку их на Луну.

Космические аппараты позволили проводить исследования во всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения. Поэтому современную астрономию часто называют всеволновой. Внеатмосферные наблюдения дают возможность принимать в космосе излучения, поглощаемые или сильно изменяемые земной атмосферой: далекие ультрафиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, не доходящих до Земли, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел.

Гамма-лучи излучаются сверхновыми, нейтронными звёздами, пульсарами и чёрными дырами.

Рентгеновские лучи испускают скопления галактик, чёрные дыры, активные ядра галактик, остатки сверхновых, звёзды, звёзды в паре с белым карликом (катастрофические переменные звёзды), нейтронные звезды или чёрные дыры (рентгеновские двойные).

Объекты, излучающие ультрафиолетовое излучение, включают Солнце, другие звёзды и галактики.

Оптические телескопы используются для наблюдения звезд, галактик, планетарных туманностей и протопланетных дисков.

В инфракрасном свете можно рассматривать холодные звезды (в том числе коричневые карлики), туманности, и очень далекие галактики.

В основе нейтринного телескопа лежит концептуальная идея, которая высказана была академиком Марковым в 1960 году. Она заключается в том, чтобы регистрировать заряженные частицы глубоко под водой, в озерах или океанах, посредством регистрации возникающего свечения особого рода (эффект Вавилова – Черенкова). Это довольно мощный источник, который можно регистрировать.

В 1993 году началось строительство байкальского нейтринного телескопа НТ-200. Он содержал 196 оптических модулей, поэтому цифра 200. И на этой установке уже в 1994 году были получены первые результаты. С 1995 по 2000 год на Южном полюсе была создана установка AMANDA - это детектор первого поколения, такой же, как и байкальский. А следующий шаг был сделан в 2008 году, когда в Средиземном море была поставлена уже подводная установка, ANTARES, она работает до сих пор в Тулонской бухте около Франции. В 2011 году заработала установка на Южном полюсе, называется она IceCube, и содержит около 5 тысяч фотодетекторов, распределенных в кубическом километре льда на глубине от 1500 до 2500 метров.

Рис. 63. Внеземные телескопы. Слева направо:

1) Рентгеновский телескоп «Эйнштейн»

2) Оптический телескоп «Хаббл»

3) Гамма-телескоп «Комптон»

Много информации о природе наиболее далеких от нас тел и их систем также получено благодаря исследованиям, выполненным при помощи приборов, установленных на различных космических аппаратах.

Результаты астрофизических исследований за последние десятилетия показывают, что в окружающем нас мире происходят значительные изменения, которые затрагивают не только отдельные объекты, но и всю Вселенную в целом.

Рис.64. Снимок глубокого космоса, сделанный телескопом «Хаббл».

Глава 16. Солнце.

Солнце - центральное и самое массивное тело Солнечной системы. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце - мощный источник энергии, постоянно излучаемой им во всех участках спектра электромагнитных волн - от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение оказывает сильное воздействие на все тела Солнечной системы: нагревает их, влияет на атмосферы планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.

Вместе с тем, Солнце - ближайшая к нам звезда, у которой, в отличие от всех других звезд, мы можем наблюдать диск, и при помощи телескопа изучать на нем мелкие детали, размером даже до нескольких сотен километров. Солнце - типичная звезда, а потому его изучение помогает понять природу звезд вообще.

Видимый угловой диаметр Солнца незначительно меняется из-за эллиптичности орбиты Земли. В среднем он составляет около 32", или 1/107 радиана, т. е., диаметр Солнца равен 1/107 а. е., или приблизительно 1 400 000 км, что в 109 раз превышает диаметр Земли. Мощность полного излучения Солнца (его светимость) составляет около 4 10 кВт. Так излучает тело солнечных размеров, нагретое до температуры около 6000 К (эффективная температура Солнца). Земля получает от Солнца примерно 1/2 000 000 000 часть излучаемой им энергии.

Солнце - раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Число атомов всех остальных элементов, вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше. Однако масса этих более тяжелых элементов составляет 1-2% массы Солнца. На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизованного газа-плазмы.

Средняя плотность солнечного вещества ρ =1400 кг/м 3 . Это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре - в 100 раз больше, чем средняя плотность.

Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.

По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик). Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также водорода и гелия. Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот за 225-250 миллионов лет. Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с - таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу - за 8 земных суток. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» - области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» - зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым близким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его абсолютная звёздная величина +4,83m).

Рис.65. Положение Солнца в Местном Пузыре.

Астрофизика - раздел астрономии, изучающий физическую природу небесных тел и их систем, их происхождение и эволюцию.

Как ясно из самого названия, астрофизика - это физика небесных тел. Космос является по существу большой физической «лабораторией», где возникают условия, часто совершенно недостижимые в земных физических лабораториях и представляющие поэтому исключительный интерес для науки. Астрофизические методы исследований имеют две существенные особенности, отличающие их от методов лабораторной физики. Во-первых, в лаборатории физик сам ставит эксперименты, подвергает исследуемые тела различным воздействиям. В астрофизике возможны только пассивные наблюдения, так как пока нельзя проводить эксперименты, например, на звездах. Во-вторых, если в лаборатории можно непосредственно измерять температуру, плотность, химический состав тел и т. д., то в астрофизике почти все данные о далеких небесных телах получают с помощью анализа приходящих от них электромагнитных волн - видимого света и других, невидимых глазом лучей.

Основу астрофизики составляют астрофизические наблюдения. При этом важнейший метод - спектральный анализ, т. е. исследование потока энергии приходящего на землю излучения в зависимости от длины электромагнитных волн. Электромагнитные волны несут информацию об условиях в веществе, где они зарождаются или где испытывают поглощение и рассеяние.

Задача спектрального анализа - расшифровать эту информацию.

Появление спектрального анализа во второй половине XIX в. сразу позволило делать выводы о химическом составе небесных тел. Одним из первых блестящих достижений астрофизики, полученных с помощью этой экспериментальной методики, явилось открытие неизвестного ранее элемента - гелия - при изучении спектра хромосферы Солнца во время полного затмения в 1868 г. В дальнейшем, в результате развития экспериментальной и теоретической физики стало возможным с помощью спектрального анализа определять буквально все физические характеристики небесных тел и межзвездной среды. Спектры позволяют узнать температуру газа, его плотность, относительное содержание разных химических элементов, состояние атомов этих элементов, скорости движения газа, напряженности магнитных полей. По спектрам звезд можно также вычислить расстояние до них, узнать их скорости движения по лучу зрения, измерить вращение и выяснить многое другое.

В современных спектральных приборах, применяемых в телескопах, используют новейшие фотоэлектрические приемники излучения (см. Фотоэффект), которые гораздо точнее и чувствительнее, чем фотопластинка или человеческий глаз.

Бурное развитие техники и экспериментальной физики за последние десятилетия привело к созданию астрофизических инструментов, предназначенных для изучения невидимых глазом электромагнитных волн. Астрофизика стала «многоволновой». Это, конечно, неизмеримо расширило ее возможности получать информацию о небесных телах. Еще в 30-е гг. текущего столетия было открыто радиоизлучение нашей Галактики. В последующие годы построены гигантские радиотелескопы и сложные системы таких радиотелескопов. С помощью радиотелескопов наблюдают, например, холодный межзвездный газ, не излучающий видимого света, изучают движение электронов в межзвездных магнитных полях. Радиоизлучение приходит на Землю от далеких галактик, часто неся сведения о происходящих там бурных взрывных процессах. Радиоастрономия стала одним из основных способов изучения нейтронных звезд - пульсаров. Радиоволны несут сведения об остатках вспышек сверхновых звезд и о совершенно удивительных условиях в плотных газовых облаках.

Наконец, радиоастрономия позволила открыть реликтовое излучение Вселенной - слабое электромагнитное излучение, заполняющее всю Вселенную и имеющее температуру около 3 К. Это излучение - остывший остаток (реликт) от прошлого состояния вещества в расширяющейся Вселенной, когда оно около 15 млрд. лет назад было плотным и горячим (см. Космология, Материя, Пространство).

Много интересного узнали астрофизики с помощью инфракрасных лучей, которые свободно проходят сквозь облака пыли, поглощающие видимый свет (см. Инфракрасное излучение). Так, в инфракрасных лучах наблюдаются процессы в ядре нашей Галактики, а также «молодые» звезды, зарождающиеся в плотных газо-во-пылевых комплексах.

Особый интерес для астрономии имеет астрофизика высоких энергий, изучающая процессы бурного выделения энергии, часто связанные с катастрофическими явлениями в небесных телах. Возникающее при этом электромагнитное излучение имеет высокую частоту, соответственно короткую длину волны и относится к невидимым ультрафиолетовым, рентгеновским и гамма-лучам (см. Рентгеновские лучи, Гамма-излучение). Эти виды излучений поглощаются земной атмосферой. Поэтому развитие данных разделов наблюдательной астрофизики стало возможно только с началом космической эры, после создания обитаемых и автоматических научных станций за пределами земной атмосферы.

Астрофизика высоких энергий привела ко многим удивительным открытиям. С помощью рентгеновских телескопов были открыты горячий газ в скоплениях галактик, импульсное рентгеновское излучение нейтронных звезд в двойных звездных системах. Наконец, было открыто излучение сильно нагретого плотного газа, по-видимому, закручивающегося вихрем при падении в черную дыру. Гамма-телескопы позволили обнаружить в центре нашей Галактики процессы аннигиляции электронов и позитронов - превращения их при столкновении в гамма-излучение.

В последние годы начал развиваться новый раздел астрофизики - нейтринная астрономия. Нейтрино благодаря своей огромной проникающей способности представляет собой единственный вид излучения, которое может попадать на Землю из самих глубин Солнца и звезд и приносить информацию о протекающих там процессах. Уже первые данные о потоках солнечных нейтрино позволили сделать очень интересные гипотезы о процессах термоядерного синтеза в недрах Солнца; их предстоит проверить в будущих опытах.

Сейчас ведутся поиски нейтринных вспышек от сверхновых звезд в момент их гравитационного коллапса (т. е. сжатия под действием силы тяжести), в результате чего огромные количества энергии должны уноситься в виде нейтринного излучения. Расчеты показывают, что эти нейтринные вспышки могут быть зарегистрированы в подземных лабораториях (таких, например, как Баксанская нейтринная обсерватория Института ядерных исследований АН СССР), даже если вспыхнувшая сверхновая звезда оптически ненаблюдаема из-за слишком больших расстояний.

На основе данных наблюдательной астрофизики, опираясь на законы физики, астрономы делают выводы об условиях в небесных телах, которые непосредственно не наблюдаются. Например, рассчитывают внутреннее строение звезд и Солнца с использованием наблюдательных данных об условиях на их поверхности. Теоретическая астрофизика позволяет также описать эволюцию Солнца, звезд и других небесных тел.

Как уже говорилось, при изучении астрофизических явлений астрономы часто встречаются с физическими условиями, совершенно недостижимыми в земных лабораториях. Так, плотность межзвездного газа в миллиарды раз меньше плотности воды, а плотность нейтронных звезд такая же, как и плотность атомных ядер;и миллиардов раз превышает напряженность магнитного поля Земли.

Не удивительно, что в столь необычных условиях возможно протекание новых, неизвестных процессов, а значит, и открытие новых физических закономерностей. В этом состоит значение астрофизики для физики, для всей фундаментальной науки, познающей окружающий мир.

Астрономия — это наука, которая изучает небесные тела, их движение, строение, а также системы, образованные ими. Это древнейшая область знания: истоки астрономии теряются в глубине веков.

Можно сказать, что она эволюционировала вместе с человечеством. И сегодня астрономия не стоит на месте. Пользуясь новейшими технологиями, ученые постоянно уточняют и дополняют уже сложившиеся теории. Самые громкие открытия последних лет часто бывали связаны с теми явлениями, что изучают астрофизики. На полную мощность используя достижения в области техники, астрономы неизбежно сталкиваются с ограниченностью человеческого разума. Астрофизика — раздел астрономии, пожалуй, чаще других сталкивающийся с фактами, которые пока невозможно объяснить. Ученые, работающие под ее знаменем, пытаясь найти ответы на все более сложные вопросы, тем самым стимулируют технический прогресс. О том, что изучают астрофизики, что им уже удалось узнать и какие загадки Вселенная им предлагает сегодня, и пойдет речь ниже.

Особенности

Астрофизика занимается определением физических характеристик и их взаимодействия. В своих теориях она опирается на знания о законах природы, накопленные наукой в процессе изучения свойств материи на Земле.
Ученые-астрофизики сталкиваются с существенными ограничениями в своей работе. В отличие от коллег, изучающих микромир или макрообъекты в условиях Земли, они не могут проводить эксперименты. Многие из сил, действующих в космосе, проявляют себя лишь на огромном расстоянии или при наличии гигантских по массе и объему объектов. В лаборатории такое взаимодействие не изучишь, поскольку невозможно создать необходимые условия. Общая астрофизика в основном имеет дело с результатами пассивного наблюдения.

В таких условиях трудно себе представить получение данных об объектах. Непосредственного измерения нужных параметров в силу невозможности экспериментов в этом разделе астрономии не существует. В таком случае что изучают астрофизики и на чем основывают свои выводы? Главный источник информации для ученых в подобных условиях — анализ электромагнитных волн, которые излучают небесные тела.

С чего все начиналось

Астрономия — это наука, которая изучает небесные тела с незапамятных времен, однако такой раздел, как астрофизика, был в ней далеко не всегда. Фактически свое становление он начал в 1859 году, когда Г. Кирхгоф и Р. Бунзен по завершении серии экспериментов установили, что любой химический элемент обладает уникальным линейчатым спектром. Это означало, что по спектру небесного тела можно судить о его химическом составе. Так зародился спектральный анализ, а вместе с ним появилась и астрофизика.

Значимость

В 1868 году только что созданный метод сделал возможным обнаружение нового химического элемента - гелия. Его открыли во время наблюдения полного солнечного затмения и изучения хромосферы светила.

Современная астрофизика также во многом базируется на данных Усовершенствованная технология позволяет получать сведения практически обо всех характеристиках небесных тел, а также межзвездного пространства: температуре, составе, поведении атомов, напряжении магнитных полей и так далее.

Невидимое излучение

Существенно расширило возможности астрофизики открытие радиоизлучения. Его регистрация позволила изучать холодный газ, наполняющий межзвездное пространство и испускающий невидимый для глаза свет, а также процессы, протекающие в далеких пульсарах и нейтронных звездах. Огромное значение для всей астрономии имело открытие ставшего подтверждением складывавшейся в это время теории большого взрыва.

Космическая эра подарила астрофизикам новые возможности. Стали доступными ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение, путь к Земле которым преграждает атмосфера. Телескопы, созданные с учетом новых открытий, позволили обнаружить горячий газ в скоплениях галактик, нейтронных звезд, некоторые характеристики черных дыр.

Проблемы астрофизики

Современная наука шагнула далеко вперед по сравнению с тем состоянием, в котором она пребывала в конце 19 века. Сегодня астрофизики пользуются всеми новейшими достижениями в области регистрации электромагнитного излучения и получения на их основе данных об удаленных объектах. Однако нельзя сказать, что этот раздел астрономии абсолютно беспрепятственно движется по пути изучения Вселенной. Условия, складывающиеся в далеком космосе, подчас настолько трудны для регистрации и понимания, что интерпретация полученных данных о тех или иных объектах затруднительна.

В окрестностях черной дыры, недрах нейтронных звезд и их магнитных полях могут проявляться новые физические свойства материи. Невозможность даже приблизительно воспроизвести экстремальные или предельные условия, в которых происходят подобные космические процессы, формирует основные сложности астрофизики.

Модель Вселенной

Одна из важнейших задач современной астрономии — понять, как развивается необъятный космос. На сегодняшний день существует две основные версии: открытая и закрытая Вселенная. Первая подразумевает постоянное и неограниченное расширение. В этой модели расстояние между галактиками только увеличивается, и спустя какое-то время космос станет безжизненной пустыней с редкими островками твердой материи. Другой вариант предполагает, что на смену расширению, которое для большинства является бесспорным фактом, придет фаза сжатия Вселенной. Однозначного ответа на вопрос о том, какая теория верна, пока нет. Более того, появляются открытия, значительно усложняющие понимание будущего Вселенной и вносящие определенный хаос в, казалось бы, стройную картину. К ним относится, например, обнаружение и энергии.

Черные дыры, гамма-всплески

Среди всего того, что изучают астрофизики, есть ряд объектов с особым налетом таинственности. Они также относятся к основным проблемам этого раздела астрономии. В их число входят черные дыры, многие физические процессы в пространстве которых совершенно не изучены, и гамма-всплески. Последние представляют собой выброс огромного количества энергии, импульсы гамма-излучения. Природа их тоже до конца не ясна.

Понимание подобных объектов и явлений может существенно изменить наше представление об устройстве Вселенной и законах космоса. Именно постоянное соприкосновение с тайнами мироздания и делает астрофизику передним краем науки, одновременно высвечивающей ограниченность современных знаний и стимулирующей дальнейшее их развитие. Можно сказать, что этот раздел астрономии стал своеобразным маркером прогресса: каждое открытие знаменует собой победу человеческого разума над еще одной тайной.

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, Н 2 О 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 (10 6 - 3?10 9 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.