АссистентНовый вопросИсторияОбласти знаний
Партнёрские проектыСпецпроектыСтать автором
Сменить язык
О РУВИКИ

Астрофизика

Астрофи́зика (от др.-греч. ἀστήρ — «звезда» и др.-греч. φυσικά — «природа») — раздел физики, изучающий физические процессы во Вселенной: рождение, строение и эволюцию звёзд и галактик, свойства межзвёздной среды, природу компактных объектов (белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр) и крупномасштабную структуру Вселенной[1].

В отличие от классической небесной механики, описывающей движение небесных тел, астрофизика отвечает на вопрос, что они из себя представляют, изучает их внутреннее строение и характеристики.

Современная астрофизика опирается на все накопленные знания в области физики — от термодинамики и гидродинамики до квантовой механики, ядерной физики и общей теории относительности. Источник данных для астрофизики — излучение, приходящее к Земле во всём электромагнитном спектре, а с начала XXI века также космические лучи, нейтрино и гравитационные волны. Совместное использование этих «каналов» получило название мультиканальной (англ. multimessenger) астрономии[2].

Общие сведения
Наука
Астрофизика
Предмет изучения звезды, галактики
Период зарождения конец XIX — начало XX вв.
Основные направления физика Солнца, релятивистская астрофизика, физика межзвёздных пространств
Вспомогат. дисциплины физика, астрономия
Значительные учёные И. Ф. Цёлльнер, И. С. Шкловский

Предмет и место среди наук

Астрофизику принято делить на наблюдательную и теоретическую. По объектам исследования выделяют несколько крупных областей:

  1. физика Солнца и звёздная астрофизика — строение и эволюция звёзд;
  2. физика межзвёздной среды — газовые и пылевые облака, туманности, звездообразование;
  3. внегалактическая астрономия — строение и эволюция галактик, активные ядра и квазары;
  4. релятивистская астрофизика — физика компактных объектов, где существенны эффекты ОТО;
  5. космология — Вселенная как целое;
  6. астробиология и физика экзопланет.

От классической физики астрофизику отличает невозможность поставить эксперимент: единственная звезда, до которой можно «дотянуться» приборами, — это Солнце; остальные объекты доступны только по их излучению. Поэтому астрофизики постоянно работают в условиях ограниченного количества информации и развивают методы её извлечения из спектров, изображений и кривых блеска.

Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой 1054 года. Её свечение, как показал в 1953 году И. С. Шкловский, имеет синхротронную природу — одно из ключевых открытий астрофизики XX века.

Краткий очерк истории: от середины XX века до наших дней

Термин «астрофизика» введён в 1865 году немецким астрономом И. Ф. Цёлльнером, а её рождением как науки считается появление в середине XIX века спектрального анализа (Г. Кирхгоф, Р. Бунзен), позволившего установить химический состав Солнца и звёзд. В 1910-е годы Э. Герцшпрунг и Г. Рассел построили диаграмму «спектр — светимость», а в 1938—1939 годах Х. Бете и К. фон Вайцзеккер объяснили источник звёздной энергии — термоядерные реакции[3]. В 1931 году С. Чандрасекар вывел верхний предел массы белого карлика (≈ 1,4 массы Солнца)[4].

И. Ф. Цёлльнер — немецкий астроном и астрофизик, который ввёл в научный оборот термин «астрофизика»

Середина XX века: рождение всеволновой астрономии

Решающий перелом произошёл во второй половине XX века, и существенную роль в нём сыграла отечественная школа.

  1. 1940-е: В. А. Амбарцумян, основатель Бюраканской обсерватории (1946), создаёт теорию переноса излучения в рассеивающих средах и вводит понятие звёздных ассоциаций. На основе существования этих «систем» он делает вывод огромного значения: звездообразование продолжается в Галактике и сегодня;
  2. начало 1950-х: В. Л. Гинзбург закладывает основы радиоастрономии высоких энергий и теории происхождения космических лучей;
  3. 1953: И. С. Шкловский показывает, что свечение Крабовидной туманности вызвано синхротронным излучением релятивистских электронов в магнитном поле. Это была первая «настоящая» физика далёкого объекта[5][6];
  4. 1960-е открыли новые классы объектов: квазары (1963), реликтовое излучение (А. Пензиас и Р. Уилсон, 1965), радиопульсары (Э. Хьюиш и Дж. Белл, 1967). Нейтронные звёзды и чёрные дыры из математической экзотики превратились в наблюдаемые, а не предположительно существующие объекты;
  5. 1970-е: Я. Б. Зельдович и его ученики — прежде всего Р. А. Сюняев и Н. И. Шакура — создают современную теорию аккреции. Модель Шакуры — Сюняева (1973) аккреционного диска вокруг чёрной дыры стала одной из самых цитируемых работ в астрофизике[7]. Тогда же Зельдович и Сюняев предсказывают эффект Сюняева — Зельдовича — искажение спектра реликтового излучения горячим газом в скоплениях галактик.

XX и XXI век: новые «окна» во Вселенную

  1. запуск космического телескопа «Хаббл» (1990), миссии COBE (1992), WMAP (2003) и обсерватории «Планк» (2009) превратили космологию в прецизионную дисциплину. Возраст Вселенной (13,8 млрд лет), доли тёмной материи (≈ 27 %) и тёмной энергии (≈ 68 %) стали известны с процентной точностью[8]. В 1998 году по наблюдениям далёких сверхновых типа Ia было открыто ускоренное расширение Вселенной (Нобелевская премия 2011);
  2. 2015 — обсерватория LIGO впервые регистрирует гравитационные волны от слияния двух чёрных дыр (GW150914). Нобелевская премия 2017;
  3. 2017 — слияние двух нейтронных звёзд (GW170817) наблюдалось одновременно в гравитационных волнах и во всём электромагнитном спектре. Так родилась мультиканальная (англ. multimessenger) астрономия[2];
  4. 2019 и 2022 — коллаборация Event Horizon Telescope публикует первые изображения «тени» сверхмассивных чёрных дыр в галактике M87 и в центре Млечного Пути (Sgr A*)[9][10];
  5. 2019 — запуск российско-немецкой рентгеновской обсерватории «Спектр-РГ» (телескопы eROSITA и ART-XC); за несколько лет работы она составила самый подробный обзор рентгеновского неба[11][12];
  6. 2021 — запуск космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST). Первые наблюдения показали, что массивные галактики появлялись уже в первые сотни миллионов лет после Большого взрыва — раньше, чем предсказывали модели[13];
  7. В России готовится обсерватория «Миллиметрон» («Спектр-М») — космический криогенный телескоп миллиметрового и субмиллиметрового диапазона.
Изображение «тени» сверхмассивной чёрной дыры в галактике M87 (Event Horizon Telescope, 2019)

Методы наблюдательной астрофизики

Современная астрофизика работает с тремя типами данных: изображениями (где находится излучение), спектрами (какова энергия фотонов) и кривыми блеска (как меняется поток со временем). Каждый «канал» несёт свою информацию:

Канал Что несёт Где принимается
Радио холодный газ, синхротрон, пульсары, реликт РАТАН-600, ALMA, VLA
ИК пыль, рождающиеся звёзды, экзопланеты JWST, наземные станции
Оптика звёзды, обычные галактики наземные телескопы, «Хаббл»
УФ горячие звёзды, межзвёздный газ «Хаббл» (англ. HST), Спектр-УФ
Рентген аккреция, горячий газ скоплений «Спектр-РГ», Chandra, XMM-Newton
Гамма Гамма-всплески, АЯГ Fermi
Нейтрино недра Солнца, сверхновые, блазары IceCube, Baikal-GVD
Гравволны слияния чёрных дыр и нейтронных звёзд LIGO, Virgo, KAGRA

Фундаментальные формулы астрофизики

В основе количественных оценок в астрофизике лежат несколько универсальных соотношений.

Светимость звезды как абсолютно чёрного тела — закон Стефана — Больцмана:

Отсюда следует, что небольшая, но горячая звезда может светить так же ярко, как большая холодная: именно так на диаграмме Г—Р разделяются главная последовательность, красные гиганты и белые карлики.

Условие гидростатического равновесия — давление в звезде уравновешивает гравитацию:

Критерий Джинса даёт минимальную массу облака, которое начнёт сжиматься под собственной силой тяжести:

Предел Чандрасекара — максимальная масса белого карлика:

Радиус Шварцшильда — размер «горизонта событий» невращающейся чёрной дыры массы M:

Для Солнца rs ≈ 3 км, для чёрной дыры в центре Галактики (≈ 4⋅106 M☉) — около 12 млн км.

Объекты астрофизики

Звёзды: рождение, жизнь, смерть

Звёзды рождаются в холодных молекулярных облаках. Когда участок облака превышает массу Джинса, он начинает сжиматься; при достижении в центре температуры около 10 миллионов кельвинов «зажигается» термоядерная реакция превращения водорода в гелий (на массивных звёздах — CNO-цикл, на лёгких — pp-цикл)[3]. С этого момента звезда выходит на главную последовательность и проводит на ней основную часть жизни.

Дальнейшая судьба звезды решающим образом зависит от её массы:

  • лёгкие звёзды (как Солнце, ~1 M☉) живут около 10 млрд лет, превращаются в красный гигант, сбрасывают оболочку (формируется планетарная туманность) и остаются в виде белого карлика — горячего, медленно остывающего «огарка» размером с Землю;
  • массивные звёзды (выше ~8 M☉) проходят все стадии ядерного горения вплоть до железа и заканчивают жизнь взрывом сверхновой: их ядро коллапсирует в нейтронную звезду либо, если масса достаточна, в чёрную дыру. Именно во вспышках сверхновых синтезируется большинство тяжёлых элементов, входящих в состав планет и живых существ. Образное «мы — пепел звёзд» имеет под собой строгую астрофизическую основу.
Туманность NGC 1999 ярко освещена V380 Ориона (в центре), переменной звездой, масса которой примерно в 3,5 раза превышает массу Солнца.

Идея о непрерывном звездообразовании, восходящая к работам Амбарцумяна о звёздных ассоциациях, сегодня подтверждается напрямую: JWST и ALMA фиксируют отдельные протозвёзды и протопланетные диски.

Белые карлики

По своей природе белые карлики — конечная стадия звёзд, не превышающих по массе предела Чандрасекара. Давление в них поддерживается не тепловым движением, а давлением вырожденного электронного газа — квантовым эффектом. Если белый карлик в тесной двойной системе вытягивает вещество с соседа и приближается к пределу Чандрасекара, происходит термоядерный взрыв — образуя сверхновую типа Ia[4]. Поскольку их светимость в максимуме почти одинакова, эти сверхновые служат стандартными ориентирами для измерения расстояний — именно с их помощью в 1998 году было открыто ускоренное расширение Вселенной.

Экзотическая двойная система PSR J0348+0432, состоящая из пульсара и белого карлика, который обращается вокруг него за 2,5 часа

Нейтронные звёзды

Существование нейтронных звёзд было предсказано Л. Д. Ландау и независимо В. Бааде и Ф. Цвикки в 1930-х годах, а подтверждено в 1967 году открытием пульсаров. Это сверхплотные объекты массой 1,4-2 M☉ и радиусом всего около 10 км; их вещество состоит почти полностью из нейтронов и удерживается давлением вырожденного нейтронного газа и сильным взаимодействием. Плотность в их недрах сравнима с плотностью атомного ядра — это природные ядерные лаборатории. Нейтронные звёзды наблюдаются как радиопульсары, рентгеновские двойные, магнетары (магнитные поля до 1015 Гс)[14], а также являются источниками коротких гамма-всплесков.

Изолированная нейтронная звезда вблизи Солнечной системы, поверхностное излучение которой видно космическим телескопом «Хаббл»

Чёрные дыры

Чёрная дыра — область пространства-времени, поле тяготения которой настолько сильно, что вторая космическая скорость на её границе превышает скорость света. Эта граница — горизонт событий — служит «точкой невозврата»: пересёкший её свет или вещество уже не может вернуться к внешнему наблюдателю. Для невращающейся (шварцшильдовской) дыры радиус горизонта совпадает с радиусом Шварцшильда rs = 2GM/c2.

Существование чёрных дыр — прямое следствие общей теории относительности А. Эйнштейна (1915); первое точное решение её уравнений получил К. Шварцшильд в 1916 году. До 1960-х годов чёрные дыры многие физики считали математической экзотикой. Перелом наступил с открытием квазаров, мощность которых невозможно объяснить иначе, чем аккрецией на сверхмассивную чёрную дыру[7]. Сегодня астрофизика различает:

  • звёздные чёрные дыры (несколько десятков M☉), остатки массивных звёзд;
  • сверхмассивные чёрные дыры (106-1010 M☉), в центрах большинства галактик;
  • чёрные дыры промежуточных масс, существование которых подтверждено гравитационными волновыми наблюдениями.

Прямое «изображение» окрестностей сверхмассивной чёрной дыры — тёмный «силуэт» горизонта на фоне светящегося газа — впервые получено Event Horizon Telescope для M87 (2019)[9] и Sgr A* (2022)[10]. Эти снимки стали наглядным подтверждением предсказаний ОТО почти через сто лет после её создания.

Первое моделирование аккреционного диска горячей плазмы, вращающегося вокруг чёрной дыры, 1979 год

Галактики и космология

Галактики — гравитационно связанные системы из десятков миллионов и до триллионов звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. По морфологической классификации Э. Хаббла выделяют эллиптические, спиральные и неправильные галактики. Плоские кривые вращения спиральных галактик были одним из первых свидетельств тёмной материи: внешние области движутся слишком быстро, чтобы их удерживало только видимое вещество. Около 1 % галактик обладает активным ядром — его природу (аккреция на сверхмассивную чёрную дыру) впервые количественно описала модель Шакуры — Сюняева[7].

Космологическая модель называется ΛCDM и описывает Вселенную с тремя ингредиентами: барионное вещество (≈ 5 %), холодная тёмная материя (≈ 27 %) и тёмная энергия (≈ 68 %). Около 13,8 млрд лет назад Вселенная находилась в чрезвычайно плотном и горячем состоянии (Большой взрыв), пережила краткую стадию ускоренного расширения — инфляции, — после чего охлаждалась и формировала структуру. Малые отклонения температуры реликтового излучения, измеренные миссиями COBE, WMAP и «Планк», — «отпечаток» зародышей будущих галактик; а предсказанный Сюняевым и Зельдовичем эффект искажения этого излучения горячим газом скоплений теперь массово используется для построения карт распределения скоплений[8].

Спиральная галактика NGC 4414 из созвездия Волосы Вероники, диаметром около 17 килопарсеков, расположенная на расстоянии около 20 мегапарсеков от Земли

Экзопланеты

С момента открытия первой планеты у солнцеподобной звезды 51 Пегаса в 1995 году (М. Майор и Д. Кело) астрофизика экзопланет стала бурно развивающейся областью[15]. Основные методы — транзитный (падение блеска звезды, когда планета проходит по её диску; миссии Kepler и TESS) и метод лучевых скоростей. Открыто более 5000 экзопланет, среди них есть тела как массивнее Юпитера, так и меньше Земли, в том числе в обитаемой зоне. Ещё до запуска телескопа было показано, что JWST способен по спектрам атмосфер экзопланет выявлять CO2, метан и водяной пар[16]; первые такие наблюдения JWST действительно осуществил после 2022 года.

Четыре экзопланеты в системе HR 8799 вращаются вокруг звезды

Нерешённые проблемы

  1. природа тёмной материи и тёмной энергии. Около 95 % массы-энергии Вселенной по-прежнему не отождествлены ни с одной из известных частиц;
  2. «Космологическое напряжение» (Hubble tension). Измерения постоянной Хаббла дают разную величину в зависимости от методов измерения[8];
  3. слишком ранние массивные галактики. JWST обнаруживает крупные галактики уже в первые 300—500 млн лет после Большого взрыва[13];
  4. уравнение состояния нейтронных звёзд — структура вещества при ядерных плотностях[14];
  5. природа быстрых радиовсплесков (FRB) — миллисекундные вспышки из далёких галактик[17].

Астрофизика как способ познания

Астрофизика занимает в системе наук особое место: её объекты, как правило, недоступны эксперименту, а наблюдатель не может «настроить» условия по своему усмотрению. При этом именно астрофизика дала экспериментальное подтверждение общей теории относительности (отклонение света, задержка Шапиро, гравитационные волны, тень чёрной дыры) и стала «полигоном», где проверяются гипотезы за пределами Стандартной модели физики частиц. Опровержение тезиса Огюста Конта (1835) о принципиальной невозможности узнать химический состав звёзд — всего через 24 года после спектрального анализа Кирхгофа — служит классическим напоминанием: пределы познаваемого определяются не объектами, а имеющимися у нас инструментами. XXI век, с его всеволновой и мультиканальной астрономией, превращает астрофизику в общую «лабораторную» физику, в которой рассматриваются явления квантовой теории, ядерной физики, физики плазмы и гравитационные процессы.

Примечания

  1. ↑ Большая советская энциклопедия в 50-ти томах. — Москва, 1954.
  2. ↑ 1 2 Poggiani, R. (2025). “GW170817: A Short Review of the First Multimessenger Event in Gravitational Astronomy”. Galaxies. 13 (5): 112. DOI:10.3390/galaxies13050112.
  3. ↑ 1 2 Wiescher, M. (2018). “The History and Impact of the CNO Cycles in Nuclear Astrophysics”. Physics in Perspective. 20 (2): 124—158. DOI:10.1007/s00016-018-0216-0.
  4. ↑ 1 2 Das, U.; Mukhopadhyay, B.; Rao, A. R. (2013). “A Possible Evolutionary Scenario of Highly Magnetized Super-Chandrasekhar White Dwarfs: Progenitors of Peculiar Type Ia Supernovae”. The Astrophysical Journal Letters. 767 (1): L14. arXiv:1301.5965. DOI:10.1088/2041-8205/767/1/L14.
  5. ↑ Hester, J. J. (2008). “The Crab Nebula: An Astrophysical Chimera” (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46: 127—155. DOI:10.1146/annurev.astro.45.051806.110608.
  6. ↑ Bühler, R.; Blandford, R. (2014). “The surprising Crab pulsar and its nebula: a review”. Reports on Progress in Physics. 77 (6): 066901. arXiv:1309.7046. DOI:10.1088/0034-4885/77/6/066901.
  7. ↑ 1 2 3 Abramowicz, M. A.; Fragile, P. C. (2013). “Foundations of Black Hole Accretion Disk Theory”. Living Reviews in Relativity. 16: 1. arXiv:1104.5499. DOI:10.12942/lrr-2013-1.
  8. ↑ 1 2 3 Kamionkowski, M.; Riess, A. G. (2023). “The Hubble Tension and Early Dark Energy”. Annual Review of Nuclear and Particle Science. 73: 153—180. arXiv:2211.04492. DOI:10.1146/annurev-nucl-111422-024107.
  9. ↑ 1 2 Event Horizon Telescope Collaboration (2019). “First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole”. The Astrophysical Journal Letters. 875 (1): L1. Bibcode:2019ApJ...875L...1E. DOI:10.3847/2041-8213/ab0ec7.
  10. ↑ 1 2 Event Horizon Telescope Collaboration (2022). “First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. III. Imaging of the Galactic Center Supermassive Black Hole”. The Astrophysical Journal Letters. 930 (2): L14. Bibcode:2022ApJ...930L..14E. DOI:10.3847/2041-8213/ac6429.
  11. ↑ Sunyaev, R.; Arefiev, V.; Babyshkin, V.; et al. (2021). “SRG X-ray orbital observatory. Its telescopes and first scientific results”. Astronomy & Astrophysics. 656: A132. DOI:10.1051/0004-6361/202141179.
  12. ↑ Pavlinsky, M.; Tkachenko, A.; Levin, V.; et al. (2021). “The ART-XC telescope on board the SRG observatory”. Astronomy & Astrophysics. 650: A42. DOI:10.1051/0004-6361/202040265.
  13. ↑ 1 2 Xiao, M.; Oesch, P. A.; Elbaz, D.; et al. (2024). “Accelerated formation of ultra-massive galaxies in the first billion years”. Nature. 635: 311—315. DOI:10.1038/s41586-024-08094-5.
  14. ↑ 1 2 Kaspi, V. M.; Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetars”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 55: 261—301. Bibcode:2017ARA&A..55..261K. DOI:10.1146/annurev-astro-081915-023329.
  15. ↑ Mayor, M.; Lovis, C.; Santos, N. C. (2011). “From 51 Peg to Earth-type planets”. New Astronomy Reviews. 55 (3—4): 64—68. DOI:10.1016/j.newar.2010.10.001.
  16. ↑ Greene, T. P.; Line, M. R.; Montero, C.; et al. (2016). “Characterizing Transiting Exoplanet Atmospheres with JWST”. The Astrophysical Journal. 817 (1): 17. Bibcode:2016ApJ...817...17G. DOI:10.3847/0004-637X/817/1/17.
  17. ↑ Xiao, D.; Wang, F.-Y.; Dai, Z.-G. (2021). “The physics of fast radio bursts”. Science China Physics, Mechanics & Astronomy. 64 (4): 249501. arXiv:2101.04907. DOI:10.1007/s11433-020-1661-7.

Литература

  • Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Релятивистская астрофизика. — М.: Наука, 1967.
  • Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, 1984.
  • Сурдин В. Г. (ред.) Астрономия: век XXI. — Фрязино: Век 2, 2015.
  • Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2011.
  • Кэррол Б., Остли Д. Введение в современную астрофизику. — М.: Физматлит, 2018.
  • Longair M. S. High Energy Astrophysics. — 3rd ed. — Cambridge: Cambridge University Press, 2011. — ISBN 978-0-521-75618-1.

Ссылки

Категории