К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики, страница 2

Только в астрофизике исследуются среды с экстремально низкой плотностью менее 10−27 – 10−29 г/см3 (разреженный межзвездный и межгалактический газ), излучение которых, тем не менее, может приниматься благодаря большим объемам, занимаемым ими. Можно отметить также экстремально высокие плотности вещества (от нескольких тысяч г/см3 в звездах извырожденного газа до 1014 − 1015 г/см3 в нейтронных звездах), температуры в миллиарды градусов (внутренние области аккреционных дисков), едва обнаружимые и, наоборот, предельно сильныегравитационные поля, наблюдаемые ультравысокие энергии элементарных частиц, не достижимые даже для строящихся коллайдеров, не излучающую электромагнитных волн и потому невидимую “темную” материю. Все это делает астрофизические исследования неоценимыми для решения фундаментальных физическихпроблем.

Не удивительно, что почти все фундаментальные физические теории – от классической механики и ньютоновской гравитации до теории относительности и физики элементарных частиц – прошли или проходят астрономическую (астрофизическую)проверки.Очевидно, что астрофизика не отделима от физики, так что резкой границы между ними не существует. Однако она обладает важной спецификой, заключающейся не столько в специфичности космических объектов или в необычных пространственных масштабахизучаемых явлений, сколько в исследовании формирования и эволюции астрономических тел и систем.

Говоря словами крупнейшего отечественного астрофизика И.С. Шкловского, “едва ли не ос-10Глава 1. Введениеновным результатом многолетних исследований астрономическихобъектов является утверждение о том, что все они эволюционируют”.Основной силой, определяющей характер эволюции астрономических объектов, является гравитация (что связано с их большими массами), которая в физике “земных” явлений, как правило,не имеет решающего значения или воспринимается только как наличие веса у тел. Поэтому в астрофизике очень большое вниманиеуделяется изучению гравитационного взаимодействия и самогравитации космических тел и сред, и той роли, которую они играют вих формировании и происходящих изменениях.Таким образом, физические свойства космических объектов,определяемые по характеру излучения, а также их происхождениеи эволюция, связанная прежде всего с гравитацией – это два основных и взаимосвязанных аспекта современной астрофизики.

Именно на их изучение в первую очередь нацелен настоящий курс.1.1. Пространственно-временные масштабыв астрофизике1.1.1. РасстоянияРасстояние до объекта является одной из основных характеристик, которые определяются из астрономических наблюдений. Дляизмерения расстояний между физическими объектами в зависимости от рассматриваемой ситуации или задачи в современной астрофизике используется ряд внесистемных единиц. Это связано стем, что рассматриваемый диапазон величин различается на десятки порядков.

Кратко перечислим основные единицы для измерения расстояний.Естественной мерой расстояний в Солнечной системе служитастрономическая единица (а.е.). Одна астрономическая единица= 1.5 · 1013 см ≈ 500 световых секунд – большая полуось земнойорбиты. Была измерена по суточному параллаксу планет Солнца.1.1. Пространственно-временные масштабы в астрофизике11Можно предложить другой способ измерения расстояния до Солнца, основанный только на астрономических измерениях – по наблюдению годичной аберрации звезд: из-за конечности скоростисвета положение любого источника (звезды), измеряемого наблюдателем движущимся со скоростью v, смещается на угол tg θ v/cв направлении движения. (Этот эффект был открыт астрономомДж. Брэдли в 1729 г.) Следовательно, за время одного оборота Земли вокруг Солнца (год) любая звезда на небе описывает эллипс,большая полуось которого выраженная в радианах есть θ = v/c.Наблюдения дают θ = 20.5 .

Отсюда, зная скорость света, находимv ≈ 30 км/с и, полагая орбиту Земли круговой (на самом деле ееэксцентриситет e ≈ 0.017), определяем астрономическую единицу.Ввиду малости v/c релятивистские поправки несущественны. Весьвопрос в том, с какой точностью мы измеряем астрономическуюединицу. Современный способ оценки а.е. основан на радиолокации тел солнечной системы с известными орбитами – астероидов,близко подходящими к Солнцу, или искусственных космическихаппаратов, с последующим использованием закона всемирного тяготения, связывающего ускорение тел с расстояниями до Солнца.Характерный размер планетной системы – 40 а.е.

Это расстояние примерно соответствует большой полуоси орбиты Плутона.Там же располагается т.н. пояс Койпера – второй пояс астероидов.Современная проницающая способность крупных телескопов (например, космический телескоп им. Хаббла или 10-м телескоп им.У.Кека) позволяет регистрировать на таком расстоянии отраженный свет Солнца от тел с размерами в несколько десятков километров.Переходя к звездам Галактики, становится удобнее пользоваться другой единицей – парсеком (пк). Парсек – это такое расстояние, с которого отрезок, равный большой полуоси земной орбиты,расположенный перпендикулярно лучу зрения, виден под углом 1 .Из-за годичного движения Земли вокруг Солнца положение светила на небе, находящегося на расстоянии 1 парсек, будет смещать-Глава 1.

Введение12ся на 1 угловую секунду от среднего положения1 . В астрономииэто явление называют годичным параллаксом, отсюда и названиеединицы расстояния – парсек, т.е. параллакс-в-секунду. Поскольку в радианной мере 1 ≈ 1/206265, находим 1 парсек = 206265 а.е. 3 · 1018 см. Зная годичный параллакс, выраженный в секундахдуги, расстояние в парсеках определяется по очевидной формулеd(пк) =1.π (1.1)Расстояния до ближайших звезд – несколько парсеков (например,годичный параллакс α Центавра π = 0.745 , т.е. r = 1/0.745 ≈1.34 пк). Прямое определение расстояний до звезд, основанное наизмерении их годичного параллакса, ограничивается астрометрической точностью определения положения звезд на небесной сфере.

Максимальная абсолютная точность определения положенийзвезд, достигнутая в космическом эксперименте Гиппаркос, составляет 0.001 для звезд до 9-й звездной величины, и таким образоммаксимальное расстояние, измеряемое по параллаксам, не превышает 1 кпк.Для определения расстояний до более далеких звезд используются различные косвенные методы, получившие совокупное название методов установления шкалы расстояний во Вселенной. Воснове многих методов лежит определение фотометрического расстояния от светящегося объекта (например, звезды) по принимаемому потоку излучения F , если светимость (количество энергии,излучаемой за секунду) объекта L известна из других соображений. Предполагая сферическую симметрию поля излучения, получаемL.(1.2)d=4πF1Более точно, в зависимости от угла между вектором скорости Земли и направлением на светило, в течение года его положение опишет на небе параллактический эллипс с большой полуосью, равной 1 угловой секунде; например, длясветила, расположенного в направлении, нормальном плоскости земной орбиты,т.е.

в полюсе эклиптики, это будет окружность с радиусом в 1 секунду дуги.1.1. Пространственно-временные масштабы в астрофизике13Не вдаваясь в детали (см. подробнее А.С. Расторгуев,http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1171218 и ссылки там), отметим один из важнейших методов – по цефеидам. Цефеиды – переменные звезды старого населения Галактики с массами 3 − 12M ,переменность блеска которых связана с их радиальными пульсациями, возникающими на определенных этапах эволюции звезды.Для цефеид эмпирически установлена и теоретически обоснованазависимость период–светимость, по которой по наблюдаемому периоду переменности блеска можно определить их абсолютную светимость, и по измеряемому потоку – расстояние в соответствии сформулой (1.2).

Цефеиды – довольно яркие звезды, поэтому с ихпомощью определяют расстояние до ближайших галактик вплотьдо 10–15 миллионов парсек (Мпк). Метод цефеид калибруется попараллактическим измерениям расстояний до ближайших из них.Расстояние от Солнца до центра Галактики оценивается разными методами в 7.5 − 8 тысяч парсек (кпк). Размер типичной галактики (точнее, той области галактики, в которой наблюдается светящееся вещество – звезды, газ) 10–20 кпк.Расстояния до ближайших галактик определяется из наблюдений находящихся в них цефеид.

Метод цефеид надежный, но ограничен расстояниями, на которых можно наблюдать цефеиды (10–15 Мпк). Расстояния до ближайших галактик – сотни килопарсеки мегапарсеки (спутники нашей Галактики, Большое и Малое Магеллановы Облака – 55 кпк; туманность Андромеды (М31) – 640кпк). Расстояние до центра скопления галактик в Деве, на краю которого располагается наша Галактика, около 15 Мпк. Другое близкое скопление галактик в созвездии Волосы Вероники расположено на расстоянии 80 Мпк. Важный наблюдательный факт, лежащейв основе современной космологии, состоит в однородности Вселенной на больших масштабах.