Какой наукой описываются процессы поглощения и излучения

Какой наукой описываются процессы поглощения и излучения?

Пожалуйста, войдите или зарегистрируйтесь для публикации ответа на этот вопрос.

решение вопроса

Связанных вопросов не найдено

Обучайтесь и развивайтесь всесторонне вместе с нами, делитесь знаниями и накопленным опытом, расширяйте границы знаний и ваших умений.

• Все категории
• экономические 43,679
• гуманитарные 33,657
• юридические 17,917
• школьный раздел 612,708
• разное 16,911

Популярное на сайте:

Как быстро выучить стихотворение наизусть? Запоминание стихов является стандартным заданием во многих школах.

Как научится читать по диагонали? Скорость чтения зависит от скорости восприятия каждого отдельного слова в тексте.

Как быстро и эффективно исправить почерк? Люди часто предполагают, что каллиграфия и почерк являются синонимами, но это не так.

Как научится говорить грамотно и правильно? Общение на хорошем, уверенном и естественном русском языке является достижимой целью.

• Обратная связь
• Правила сайта

В.В. Иванов. Астрофизика

АСТРОФИЗИКА , раздел астрономии, изучающий небесные тела, их системы и пространство между ними на основе исследования происходящих во Вселенной физических процессов и явлений. Астрофизика изучает небесные объекты любых масштабов, от космических пылинок до межгалактических структур и Вселенной в целом, а также все виды полей (гравитационные, магнитные, электромагнитного излучения) и геометрические свойства самого космического пространства. Целью астрофизических исследований является понимание строения, взаимодействия и эволюции небесных тел, их систем и Вселенной как целого. Основным методом исследования в астрофизике служит не активный эксперимент (как в физике, химии и т.п.), а пассивное наблюдение. Диапазон физических параметров — плотности, температуры, давления, напряженности магнитного поля и т.п., с которыми приходится иметь дело в астрофизике, далеко превосходит то, что достижимо в земных лабораториях. Поэтому многие виды астрофизических объектов выступают в роли уникальной физической лаборатории, предоставляющей возможности для изучения вещества и полей в экстремальных условиях. Это делает астрофизику неотъемлемой частью физики.

Обычно астрофизику подразделяют на наблюдательную и теоретическую, хотя в последние десятилетия 20 в. граница между ними стала весьма размытой. В зависимости от того, откуда проводятся наблюдения, различают наземную и внеатмосферную наблюдательную астрофизику. По объектам исследования в астрофизике выделяют физику Солнечной системы, гелиофизику (изучение Солнца), физику звезд и межзвездной среды, галактическую (объект исследования — наша Галактика) и внегалактическую астрономию (объекты за пределами Галактики), космологию (изучение Вселенной как целого). Подавляющая часть информации в астрофизике получается путем регистрации и анализа электромагнитного излучения небесных тел. В зависимости от того, в каком спектральном диапазоне ведутся наблюдения, различают оптическую наблюдательную астрофизику (сложившуюся еще в 19 в.), радиоастрономию (ставшую самостоятельным разделом астрофизики в середине 20 в.), ультрафиолетовую и рентгеновскую астрономию (получившую широкое развитие с 1970-х гг.), инфракрасную, субмиллиметровую и гамма-астрономию. Несколько особняком стоят астрофизика космических лучей (оформившаяся в 1960-е гг.), нейтринная астрофизика (зародившаяся в 1970-е гг.) и делающая первые шаги гравитационно-волновая астрономия. В зависимости от спектрального разрешения регистрируемого потока электромагнитного излучения различают астрофотометрию (низкое разрешение) и астроспектроскопию (разрешение, достаточное для регистрации спектральных линий). Астрополяриметрия исследует поляризационные характеристики излучения астрономических объектов.

С момента своего зарождения в середине 19 в. роль астрофизики в изучении Вселенной быстро возрастала. В 20 в. она заняла в астрономии доминирующее положение. Стремительное развитие астрофизики с начала 20 в. было обусловлено, с одной стороны, общим техническим прогрессом, приведшим к радикальным изменениям в технике астрофизических наблюдений, с другой стороны — с развитием физики. Особенно важное влияние на астрофизику оказало появление квантовой механики (1920-е гг.) и ядерной физики (30 — 50-е гг. 20 в.). Постепенно возрастала и к началу 21 в. стала играть важнейшую роль в астрофизике также общая теория относительности. Исторический очерк см. в статье Астрономия.

Солнечная система. Планетные системы звезд. Бо’льшая часть физической информации о Солнечной системе получена в ходе космических исследований. Применяемые в них методы и аппаратура сильно отличаются от традиционных астрофизических. Пассивные наблюдения дополняются активным зондированием, прямыми измерениями in situ и даже экспериментом. В итоге исследования Солнечной системы в значительной мере обособились от остальной астрофизики. Динамика Солнечной системы, ее устойчивость и динамическая эволюция — предмет небесной механики. Изучение планет, в первую очередь земной группы, а также астероидов и спутников планет стало предметом планетологии — новой дисциплины, сложившейся на стыке астрономии, геологии и геофизики.

Космические исследования позволили получить крупномасштабные изображения и выполнить картирование поверхностей Луны, планет земной группы, спутников планет, ряда астероидов и ядер нескольких комет. Прояснилась относительная роль эндогенных (вулканизм, тектонические перемещения) и экзогенных факторов (метеоритная бомбардировка) и процессов эрозии в формировании рельефа поверхностей планет. 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 даже минералогический состав их покрова. Измерен возраст доставленных на Землю лунных пород (до 4.5 млрд. лет). Детально определен химический состав, изучено строение, общая циркуляция и динамика атмосфер планет. При этом для Венеры и Юпитера производились прямые измерения в их атмосферах со спускаемых аппаратов, на Марсе измерения неоднократно велись и с его поверхности. Возникло новое научное направление — климатология планет. На Марсе обнаружены большие количества водяного льда и убедительные указания на присутствие на нем в прошлом значительных количеств жидкой воды. Продолжаются поиски признаков наличия (сейчас или в прошлом) простейших форм жизни на Марсе. С космических аппаратов измерены магнитные поля планет и изучена их структура. В ее формировании важнейшую роль играет взаимодействие поля с набегающим потоком плазмы солнечного ветра, что порождает магнитосферы планет. 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. Данные о магнитных и гравитационных полях планет, полученные в ходе космических исследований, позволили значительно уточнить представления о внутреннем строении планет. Одной из ключевых проблем физики Солнечной системы остается проблема ее происхождения. Общепринятая точка зрения состоит в том, что планеты сформировались около 5 млрд. лет назад, вскоре после рождения Солнца, из окружавшего его газо-пылевого диска. Подобные диски обнаружены у некоторых звезд. Однако детали процесса формирования Солнечной системы известны плохо.

Начиная с 1995 г. около звезд, подобных Солнцу, открыто (к осени 2004 г.) более 130 газовых планет-гигантов (экзопланеты). Экзопланеты земного типа пока не доступны наблюдениям. Обнаружены звезды с двумя и даже с четырьмя планетами. Найденные около звезд планетные системы значительно отличаются от Солнечной. В них планеты типа Юпитера часто имеют орбиты меньших размеров, чем у Меркурия — самой близкой к Солнцу планеты. Излучение звезды сильно (до ~1000 К) нагревает атмосферы таких планет («горячие Юпитеры»). В ряде случаев движение происходит по сильно вытянутым орбитам. Накопление данных о внесолнечных планетных системах и их систематизация должны будут составить основу для построения последовательной теории происхождения планетных систем. Другая важнейшая перспективная задача исследований экзопланет — попытка обнаружения планет земного типа (не газовых) с атмосферами, содержащими озон и водяной пар. Последнее можно будет рассматривать как указание на наличие жизни на планете. Разрабатывается крупный международный проект «Дарвин», имеющий целью решение этой задачи (ориентировочный срок — 2015 г.).

Солнце. 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. Имеется также уникальная (по сравнению со звездами) возможность наблюдения Солнца с космических аппаратов с малых расстояний и со всех сторон, в том числе и со стороны полюсов (что и было реализовано). Многие явления, наблюдаемые на звездах, были поняты благодаря тому, что их гораздо детальнее удалось ранее исследовать на Солнце. Гелиофизические исследования имеют прикладное значение из-за прямого воздействия событий на Солнце на биосферу, в том числе на здоровье людей и на их технологическую деятельность (радиосвязь, космонавтика и др.).

То, что мы видим как «поверхность» Солнца — так называемая фотосфера — это слои его атмосферы толщиной в 200 — 300 км, где температура составляет 5000 — 6000 К. Плотность газа в фотосфере мала, в 10 3 ¸ 10 4 раз ниже плотности воздуха, однако из-за высокой температуры этот газ гораздо менее прозрачен, чем воздух. Наш дневной свет рождается в фотосфере при присоединении второго электрона к атомам водорода — основной составляющей солнечной атмосферы. В итоге образуются отрицательные ионы водорода. Донорами свободных электронов выступают при этом имеющиеся в виде «примесей» атомы тяжелых элементов. По интенсивностям линий поглощения в спектре Солнца был детально изучен его химический состав, а по доплеровским смещениям линий — движения газа в фотосфере. В фотосфере наблюдаются различные структурные образования, из которых общеизвестны солнечные пятна — области пониженной температуры с сильным, до нескольких килогаусс, магнитным полем.

Над фотосферой находятся почти прозрачные для видимого света атмосферные слои — хромосфера (толщиной в тыс. км) и корона, простирающаяся на многие радиусы Солнца и не имеющая четкой внешней границы. В явлениях, происходящих в хромосфере и особенно в короне, определяющую роль играет магнитное поле, управляющее движением солнечной плазмы. Температура над фотосферой быстро растет наружу, достигая в короне (1 ¸ 2) млн. К. Эти внешние слои солнечной атмосферы крайне неоднородны и динамичны, в них имеются разнообразные образования (протуберанцы, магнитные петли, яркие корональные точки, корональные дыры и др.), меняющиеся ото дня ко дню, иногда происходят взрывы, сопровождающиеся перестройкой магнитного поля (хромосферные вспышки, эруптивные протуберанцы). Наблюдающиеся в атмосфере Солнца изменения получили название солнечной активности. Наиболее сильное воздействие на Землю (в том числе на самочувствие людей) оказывают солнечные вспышки и выбросы коронального вещества, вызывающие различные геомагнитные возмущения. Солнечная активность циклически изменяется с квазипериодом в 11 лет. Последний максимум солнечной активности был в апреле 2000 г. Служба Солнца — мониторинг изменений на Солнце — зародилась еще в 19 в. В середине 20 в к оптическим наблюдениям добавились систематические измерения радиоизлучения Солнца, а затем и его ультрафиолетового и рентгеновского излучения с борта космических аппаратов.

Долгое время возможности изучения строения недр Солнца мало чем отличались от того, что имеется для звезд. Однако с 1970-х гг. картина резко изменилась. Были начаты измерения потока приходящих непосредственно из недр Солнца нейтрино, рождающихся при идущих там термоядерных реакциях. Было разработано несколько методов их регистрации. К 2003 г. было надежно установлено, что полный поток солнечных нейтрино согласуется с предсказанным по модели строения Солнца. Одновременно эти измерения позволили доказать, что масса покоя нейтрино отлична от нуля — факт, важный для физики элементарных частиц. Нейтринные эксперименты дали прямое доказательство правильности основных представлений о ядерных реакциях как источнике энергии Солнца (и звезд) и, более того, позволили измерить температуру в центре Солнца с погрешностью в несколько процентов. Второй метод тестирования недр Солнца дало изучение колебаний и волн, распространяющихся по «поверхности» Солнца — так называемая гелиосейсмология. Подобно тому, как сейсмология по изучению распространения сейсмических волн в теле Земли позволяет изучать ее внутреннее строение, гелиосейсмологические исследования позволили измерить основные физические характеристики недр Солнца и полностью подтвердили модель, рассчитанную теоретиками.

Звезды . Физика звезд — один из краеугольных камней астрофизики. Она развивалась в двух направлениях — изучение строения наружных слоев звезды, из которых излучение выходит непосредственно (звездные атмосферы) и исследование звездных недр и происходящих там процессов, что определяет строение и эволюцию звезды как целого. Изучение звездных атмосфер — это фактически интерпретация звездных спектров. Строение атмосферы, помимо ее химического состава, определяется двумя параметрами — ускорением силы тяжести и величиной подводимого снизу, из недр звезды, потока энергии, который выражают в температурной шкале, характеризуя его так называемой эффективной температурой. Она близка к температуре газа в тех слоях атмосферы, откуда выходит бо’льшая часть излучения. Отражением того факта, что строение звездных атмосфер определяется всего двумя параметрами, является сложившаяся в первой половине 20 в. эмпирическая двумерная классификация звездных спектров. Создание последовательной теории звездных спектров стало возможным лишь с развитием квантовой механики, позволившей понять физику элементарных процессов взаимодействия излучения и вещества. Один из важнейших фактов, установленных из изучения звездных спектров, — сходство химического состава атмосфер большинства нормальных звезд диска Галактики (так называемое звездное население I типа) с химическим составом наружных слоев Солнца: водород — около 70% по массе, гелий 27%, все остальные элементы, вместе взятые (так называемые тяжелые) — не более 3%. У звезд сферической составляющей нашей Галактики (звездное население II ) содержание тяжелых элементов в десятки и сотни раз ниже солнечного. Этот факт, обнаруженный в 1940 —1950-е гг., нашел свое естественное объяснение в созданной в 1950 — 1960-е гг. теории происхождения химических элементов в звездах, согласно которой все химические элементы, кроме водорода и частично гелия и лития, были синтезированы в недрах нескольких поколений звезд.

Наблюдательной основой изучения строения и эволюции звезд служат статистические зависимости между их основными глобальными параметрами — массами, светимостями и радиусами (см Герцшпрунга-Рессела диаграмма, Масса-светимость зависимость). Во многих отношениях наиболее важным параметром звезды является ее масса. Массы звезд находятся из изучения движения двойных звезд по (обобщенному) третьему закону Кеплера. Оказалось, что они заключены между ~0.1 и ~100 массами Солнца (2 × 10 33 г). С физической точки зрения, отличительная особенность нормальных звезд — это идущие в их недрах термоядерные реакции превращения водорода в гелий, а после его выгорания — синтез C и O из He и т.д., вплоть до железа 56 Fe . Синтез элементов тяжелее железа также происходит в недрах звезд, но не служит источником их энергии. Конкретные цепочки реакций горения водорода, обеспечивающих энерговыделение в звездах и на Солнце на протяжении большей части их жизни, были указаны в конце 1930-х гг. (Х.Бете, К.Вейцзекер, Германия). Анализ показал, что звезды с массами больше ~100 масс Солнца были бы неустойчивы, и поэтому их в природе нет. Тела с массами от ~0.1 до ~0.01 массы Солнца представляют собой объекты, промежуточные между звездами и планетами — так называемые субзвезды, или бурые карлики (обнаружены в 1990-е гг.). Температуры в их недрах недостаточны для синтеза гелия, однако в них происходят термоядерные реакции выгорания тяжелого изотопа водорода — дейтерия, а также лития. Если же масса объекта £ 0.01 массы Солнца (точнее, £ 13 масс Юпитера), то термоядерные реакции в нем не идут вовсе — это уже планета.

Масса и начальный химический состав определяют весь жизненный путь одиночной звезды. Первый этап термоядерной эволюции — это горение водорода в центральных частях звезды (так называемая фаза главной последовательности). Он является наиболее продолжительным (для Солнца — около 10 млрд. лет; возраст Солнца — около 5 млрд. лет), и его проходят все звезды. Чем больше масса звезды, тем короче фаза главной последовательности. Для самых массивных звезд она составляет всего несколько миллионов лет. Звезды с массами £ 0.8 массы Солнца за все время жизни Вселенной еще не успели завершить этой фазы эволюции. По исчерпании водорода в центральных частях звезды ее размеры резко увеличиваются. Она превращается в так называемого красного гиганта.

Конечным продуктом эволюции звезд с начальными массами £ 8 масс Солнца служат белые карлики — компактные (размером с земной шар) звезды малой светимости с плотностью, по порядку величины в миллион раз превышающей плотность воды. Они полностью лишены водорода. Ядерные реакции в них не идут. Светятся белые карлики за счет запасенной в их недрах тепловой энергии, медленно остывая. Массы белых карликов невелики, не более 1.4 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара). Перед образованием белого карлика звезды теряют значительную (а некоторые — бо’льшую) часть своей начальной массы частично путем истечения вещества из наружных слоев — звездного ветра, частично путем отделения и медленного расширения наружных слоев, образующих расширяющиеся со скоростями ~20 — 30 км/с оболочки — планетарные туманности. Массивные звезды проходят все этапы ядерного горения вплоть до образования железа, после чего их механическое равновесие нарушается. Происходит грандиозный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды. В максимуме блеска сверхновые достигают светимости, сопоставимой со светимостью целой галактики. В результате взрыва выделяется колоссальная гравитационная и термоядерная энергия, бо’льшая часть которой уносится нейтрино, возникающими при превращении в центре звезды обычного вещества в нейтронный газ в результате сжатия, приводящего к соединению электронов с протонами ядер. Всплеск такого нейтринного излучения был зафиксирован при вспышке сравнительно близкой сверхновой в 1987 г. Самые массивные звезды, вспыхивая в конце жизни как сверхновые, по-видимому, рождают черные дыры — объекты, не находящиеся в равновесии и продолжающие неограниченное сжатие. К настоящему времени в Галактике обнаружено ~20 объектов, являющихся, судя по многим признакам, черными дырами звездных масс. Значительная часть, а иногда даже вся масса предсверхновой в результате взрыва рассеивается в окружающем пространстве со скоростями ~10000 км/с, образуя со временем в межзвездной среде обширные нагретые до ~10 6 К области — остатки сверхновых. Пример такого объекта — Крабовидная туманность. Это остаток вспышки сверхновой 1054 г. Вспышки сверхновых приводят к обогащению межзвездной среды тяжелыми элементами и тем самым постепенно меняют химический состав строительного материала для последующих поколений звезд.

Рождающиеся при вспышках сверхновых нейтронные звезды имеют плотности ~10 14 — 10 15 г/см 3 при радиусах ~10 км и массах не более 2 — 3 масс Солнца (обычно ~1.4 массы Солнца). Возможность существования нейтронных звезд была указана Л.Д.Ландау (СССР) в 1932 г. Они были обнаружены во второй половине 1960-х гг., в частности и в центре Крабовидной туманности в виде пульсаров — точечных источников радиоизлучения периодически меняющейся интенсивности (Э.Хьюиш, Англия). Периодичность изменения потока объясняется тем, что излучение пульсара сосредоточено в узком конусе, который из-за вращения пульсара вокруг оси периодически «чиркает» по Земле (при подходящей ориентации). Самый короткопериодический пульсар имеет период всего в 1.5 миллисекунды, пульсар в Крабовидной туманности делает более 30 оборотов в секунду. Огромную роль в физике пульсаров (и вообще нейтронных звезд) играют магнитные поля, характерное значение напряженности которых ~10 12 Гаусс, а рекордные значения доходят до 10 14 Гаусс. Одиночные пульсары черпают энергию излучения из кинетической энергии вращения, постепенно увеличивая период. Пульсары в тесных двойных системах наблюдаются также в рентгеновском диапазоне, где их свечение поддерживается выделением гравитационной энергии вещества, перетекающего на пульсар со второго компонента пары.

Перетекание вещества одного компонента двойной звезды и захват его вторым компонентом — так называемая аккреция — играет важную роль в эволюции двойных звезд. Вещество, аккрецируемое белым карликом — компонентом двойной системы, аккумулируется на его поверхности, что в конце концов приводит к взрывному загоранию водорода. Этим объясняются вспышки различных типов так называемых катаклизмических переменных звезд, наиболее известными из которых являются обычные Новые (вспышка — раз в несколько тысяч лет) и новоподобные переменные (промежуток между вспышками — от десятков лет до десятков дней). Периодически повторяющиеся термоядерные взрывы вещества, аккрецируемого нейтронной звездой, входящей в состав двойной системы, наблюдаются в рентгеновском диапазоне (так называемые барстеры).

Создание последовательной теории строения и эволюции звезд — одно из крупных достижений естествознания 20 в. В активе этой теории — много предсказаний, впоследствии подтвержденных наблюдениями В астрономии теория звездной эволюции сыграла роль, сопоставимую с ролью дарвиновской теории эволюции в биологии.

Межзвездная среда . Межзвездная среда состоит из нескольких основных компонентов — газа, пыли, частиц высокой энергии — космических лучей, магнитных полей и электромагнитного излучения. Основным по массе компонентом является межзвездный газ, к которому примешана пыль (около 1% от массы газа). Физические условия в межзвездной среде весьма специфичны. Плотности здесь очень малы, хотя и отличаются от места к месту на несколько порядков (в среднем — 1 атом в 1 куб см). В плотных облаках плотность может доходить до 10 4 атомов в 1 куб см. Колоссален и диапазон температур — от нескольких кельвинов до 10 7 К (а в межгалактической среде — и до 10 8 К).

Исследования межзвездной среды ведутся во всех спектральных диапазонах. В оптической области межзвездное вещество проявляет себя в виде пылевых (темных и светлых — отражательных) и газовых туманностей. Кроме того, пыль вызывает межзвездное поглощение света, а также приводит к тому, что излучение далеких звезд при прохождении через межзвездную среду становится поляризованным. Поляризация возникает из-за того, что межзвездные магнитные поля (напряженность ~10 -6 Гаусс) вызывают преимущественную ориентацию несферических межзвездных пылинок. Теория свечения газовых туманностей под действием ультрафиолетового излучения погруженных в них горячих звезд стала основой определения температур, плотностей и химического состава туманностей. Колоссальный прогресс в изучении межзвездной среды вызвала радиоастрономия. Излучение нейтрального водорода в линии с длиной волны 21 см, возникающей при переходах между компонентами сверхтонкой структуры основного состояния атома водорода, открытое в 1950-е гг., дало возможность изучить распределение и движение (по эффекту Доплера) нейтрального водорода в нашей, а затем и в других галактиках. Впоследствии радиоспектроскопия межзвездной среды позволила обнаружить присутствие в ней молекул более сотни видов, в том числе многоатомных. Были открыты мощные природные мазеры, работающие на молекулах OH , H ₂ O и др. Заатмосферные исследования в ультрафиолете привели в 1970-е гг. к открытию в Галактике нескольких тысяч гигантских облаков молекулярного водорода с массами порядка миллиона масс Солнца. Рентгеновские наблюдения дали информацию о наиболее горячей компоненте межзвездной среды и позволили (наряду с наблюдениями в радиодиапазоне) детально изучить большое число остатков вспышек сверхновых звезд. Одним из центральных вопросов физики межзвездной среды к концу 20 в. стало изучение идущих в ней процессов рождения звезд. Установлено, что звездообразование происходит в гигантских массивных газопылевых комплексах вследствие возникновения в них гравитационной неустойчивости (критерий которой был найден Дж.Джинсом (Англия) еще в 1902 г.). Исследование процесса звездообразования в нашей и других галактиках — активно развивающаяся область астрофизики.

Галактика . Представление о нашей Галактике как о типичной спиральной галактике сложилось постепенно, начиная с 1920-х гг., когда впервые было установлено (Х.Шепли, США), что Солнце находится далеко от центра нашей звездной системы. По современным данным, расстояние Солнца от центра Галактики — 8 килопарсек, или 27 тыс. световых лет, период его обращения (галактический год) — около 230 млн. лет. Бо’льшая часть непосредственно наблюдаемого (светящегося) вещества в Галактике сосредоточена в звездах, число которых ~ × 10 11 . Масса межзвездной среды составляет около 10% от суммарной массы звезд.

Общая картина строения Галактики такова. В ней выделяются три составляющих — диск (так называемое звездное население I плюс тонкий газово-пылевой слой межзвездного вещества), сферическая составляющая (звездное население II ) и темное гало (тела и/или частицы неизвестной природы, присутствие которых выявляется только по их гравитации). Звезды галактического диска обращаются вокруг центра Галактики по близким к круговым орбитам, имеющим малый наклон к галактической плоскости. Совокупность этих звезд образует вращающийся сильно уплощенный (толщина ~1/10 радиуса) диск диаметром около 30 килопарсек (100 тыс. световых лет). В пределах ~1 килопарсека от центра диск вращается твердотельно, а на бо ¢ льших расстояниях — с почти постоянной линейной скоростью ~200 км/с. На этом диске имеется спиральный узор, обрисовываемый горячими массивными молодыми звездами и газопылевыми комплексами, как и у всех спиральных галактик. Однако из-за того, что мы находимся внутри Галактики, надежно проследить этот спиральный узор очень сложно. В диске Галактики рождение звезд продолжается и в наше время (темп звездообразования ~1 масса Солнца в год). Родившиеся в газопылевых комплексах звезды образуют рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации — постепенно рассасывающиеся в звездном поле слабо гравитационно связанные группы по ~10 2 ¸ 10 3 звезд близкого возраста. Изучение звездных скоплений в 30 — 50-е гг. 20 в. дало прочную наблюдательную основу и одновременно стало тестом теории эволюции звезд.

Звезды сферической составляющей (население II ) движутся вокруг центра Галактики по сильно вытянутым орбитам, плоскости которых ориентированы хаотически, так что эта составляющая Галактики в ее вращении не участвует. К сферической составляющей Галактики относятся также ~150 шаровых звездных скоплений (с числом звезд 10 4 ¸ 10 6 в каждом). Концентрация звезд сферической составляющей плавно убывает с расстоянием от центра Галактики. Наконец, в гало Галактики, существование которого было установлено в конце 20 в., сосредоточена бо’льшая часть массы Галактики. Гало простирается существенно дальше, чем звездные составляющие Галактики и имеет, по-видимому, округлую форму. Что представляет собой вещество гало — неизвестно. Оно не светится ни в каком диапазоне и потому получило название темной материи. Выяснение ее природы — одна из важных нерешенных задач астрофизики. В самом центре Галактики находится массивное (~3 × 10 6 масс Солнца) компактное тело. Масса этого объекта надежно определена по измерениям движений инфракрасных звезд, находящихся в непосредственной его окрестности. Общепринятая точка зрения состоит в том, что массивный компактный объект в центре Галактики — это черная дыра.

Галактики . Галактики трех основных морфологических типов — эллиптические, спиральные и неправильные — сильно отличаются по содержанию в них межзвездного газа (меньше всего его в эллиптических, больше всего — в неправильных галактиках) и по интенсивности процесса звездообразования в них. Эллиптические галактики состоят из старых звезд, тогда как в дисках спиральных галактик и в неправильных галактиках продолжаются активные процессы звездообразования и имеется много молодых горячих звезд. В эволюции галактик важную роль играет их взаимодействие, столкновения и даже слияния. Изучение морфологии галактик в сопоставлении с составом их звездного населения — одна из активно развивающихся областей внегалактических исследований. Важное открытие было 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 звезд составляет всего несколько десятков процентов их полных масс, остальное — это темная материя, образующая вокруг видимого тела галактики обширное гало, значительно превышающее размеры звездного диска. Существование темной материи подозревалось давно (по измерениям скоростей движений галактик в скоплениях) и в конце 20 в. подтверждено еще несколькими методами, в частности, по наблюдениям гравитационного линзирования излучения далеких галактик и квазаров при распространении его сквозь пространство, искривляемое тяготеющим веществом более близких скоплений галактик, находящихся на луче зрения.

Давняя задача исследования галактик — объяснение природы спиральных ветвей. Считается, что они представляют собой волны плотности, перемещающиеся по вращающемуся звездному диску галактики. В них идет активный процесс звездообразования. В ядрах эллиптических и спиральных галактик находятся сверхмассивные (с массами 10 6 ¸ 3 × 10 9 масс Солнца) компактные объекты, по всем признакам — черные дыры. В непосредственной близости от них наблюдаются газ и звезды, движущиеся со скоростями до тысяч км/с. При захвате газа и звезд этими сверхмассивными черными дырами происходит выделение колоссальной гравитационной энергии, перерабатывающейся в излучение всех спектральных диапазонов, от рентгеновского до радио. Если светимость такого активного ядра галактики превышает светимость целой галактики на 2 — 3 порядка, то объект называется квазаром, при меньшем энерговыделении говорят просто об активной галактике того или иного типа (в зависимости от мощности энерговыделения и геометрии области излучения). Так как выделение энергии в активных ядрах галактик происходит в очень малом объеме, обычно их излучение оказывается переменным. Значительные вариации потока происходят на многих временных шкалах — от ~10 лет до часов, минут и даже нескольких секунд. Захватываемое черной дырой вещество образует вокруг нее вращающийся аккреционный диск (такие диски наблюдаются). В плоскости, перпендикулярной к диску, часто выбрасываются в противоположные стороны две движущиеся с релятивистскими скоростями узкие коллимированные струи плазмы — джеты, имеющие зачастую колоссальную протяженность, во много раз превышающую размеры галактик и в отдельных случаях доходящую до 1 ¸ 2 мегапарсек, что превышает расстояние между галактиками. Такие джеты наблюдаются во всех диапазонах, от радио до рентгена. Механизм их свечения — синхротронный, т.е. излучение электронов, движущихся в магнитных полях почти со скоростью света (релятивистских). Изучение процессов, происходящих в ядрах галактик, — одна из актуальнейших проблем астрофизики.

Вселенная . Галактики распределены в пространстве неравномерно, образуя группы и скопления (с числом членов от всего нескольких до тысяч), а также гигантские пустоты — войды, размером в десятки мегапарсек. Наша Галактика находится на периферии богатого скопления галактик, на расстоянии ~15 мегапарсек (~50 млн световых лет) от его центра. В межгалактическом пространстве в скоплениях галактик имеется крайне разреженный (1 атом на несколько куб м) горячий (с температурой ~10 7 ¸ 10 8 K ) газ, который был обнаружен по его рентгеновскому излучению. Масса межгалактического газа превышает суммарную массу звезд, имеющихся во всех галактиках скопления. Неоднородность в распределении галактик сохраняется до масштабов ~100 мегапарсек, на бо’льших масштабах Вселенная в среднем однородна. В 1929 г. Э.Хаббл (США) установил, что Вселенная расширяется: любые две галактики, разделенные достаточно большим расстоянием r , удаляются друг от друга со скоростью v , которая пропорциональна r , так что v = Hr (закон Хаббла). Коэффициент пропорциональности H в этом соотношении называется постоянной Хаббла ( H = 70 км/(с × Мпк)). Из-за описываемого законом Хаббла общего расширения пространства линии в спектрах далеких объектов — галактик и квазаров — смещены в красную сторону за счет эффекта Доплера. На начало 2004 г. самым далеким известным объектом Вселенной была галактика, у которой красное смещение увеличивает длины волн всех деталей ее спектра в 10 раз.

Изучение Вселенной как целого служит предметом космологии. В ее основе лежит общая теория относительности А.Эйнштейна (1915 г.). Исходя из открытых им фундаментальных уравнений, связывающих распределение материи с геометрическими свойствами пространства и ходом времени, в 1917 г. Эйнштейн построил статическую модель Вселенной. В 1922 г. А.А.Фридман (Россия) открыл, что уравнения Эйнштейна имеют решения, которые описывают расширяющийся со временем мир. Этим в науку была введена парадигма эволюционирующей Вселенной, получившая вскоре наблюдательное подтверждение в открытии Хаббла. В 1946 г. Дж.Гамов (США) 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, — так называемое реликтовое — равномерно заполняет всю Вселенную до сих пор. Из-за космологического расширения температура этого излучения продолжает падать. В настоящее время она составляет 2.7 K . Реликтовое излучение было открыто в 1965 г. (А.Пензиас, Р.Вилсон, США). В 1992 г. в распределении интенсивности реликтового излучения по небу были открыты предсказанные теоретически небольшие флуктуации, несущие информацию о ранней Вселенной. С тех пор их изучение сильно продвинулось, что дало важные для космологии результаты. В 1998 г. по изучению вспышек сверхновых (точнее, одного из нескольких известных их типов, именно, I а) в предельно далеких галактиках было сделано неожиданное открытие, приведшее к пересмотру имевшихся 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 темной энергии. В отличие от обычного вещества, она создает отрицательное давление. Природа темной энергии неизвестна.

Современная космологическая модель такова. Возраст Вселенной около 14 млрд лет. Пространство Вселенной плоское (евклидова геометрия). В массу Вселенной около 70% вносит темная энергия, 27% — темная материя неизвестной природы, и всего 3% обеспечивается обычным (барионным) веществом, из которых лишь около 0.5% дают звезды. Выяснились глубокие связи космологии с физикой элементарных частиц. Эта картина кардинально отличается от представлений всего 20 — 30-летней давности. Переворот был вызван прогрессом наблюдательной астрофизики. К началу 21 в. космология стала наиболее быстро развивающейся областью астрономии и физики.

Лит.: Аллен К.У., Астрофизические величины, М., 1977; Кононович Э.В., Мороз В.И., Общий курс астрономии, М., 2001; Куликовский П.Г., Справочник любителя астрономии, М., 2002; Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, М., 1985; Сюняев Р.А (ред.), Физика космоса. Маленькая энциклопедия , М ., 1986; Carroll B.W., Ostlie D.A., An Introduction to Modern Astrophysics, Reading, 1996; Padmanabhan T., Theoretical Astrophysics, vols. 1 — 3, Cambridge, 2000 — 2002.

Примечание. Статья, написанная в 2004 г. для Большой Российской Энциклопедии (БРЭ). В несколько сокращенном виде статья будет опубликована во втором томе БРЭ.

Тест по теме: »Мир звезд»

Перед вами вопросы теста, правильный ответ только 1. Время на прохождение теста не ограничено, правильные ответы будут отображаться после нажатия на кнопку результатов (внизу).

Астрономия5 класс 01.01.2022 0 991
Авторизуйтесь, чтобы отобразить ваше имя в таблице с результатами
Войти через Google
Войти через VK
Результаты авторизованых пользователей

Пользователь	Дата	Результат

Нужна помощь в написании работы?

Мы — биржа профессиональных авторов (преподавателей и доцентов вузов). Наша система гарантирует сдачу работы к сроку без плагиата. Правки вносим бесплатно.

#1. Частота появления солнечных пятен циклически меняется с периодом около…

#2. Укажите имя британского астронома, который заметил, что две звезды, расположенные на очень близком расстоянии, обращаются одна вокруг другой.

A. В. Гершель
A. В. Гершель
B. Я. Гевелий
B. Я. Гевелий
C. Ш. Мессье
C. Ш. Мессье

#3. Как называется слой, в котором формируется подавляющая часть излучения, приходящего к наблюдателю?

A. фотосфера звезды
A. фотосфера звезды
B. верхний слой
B. верхний слой
C. внутренний слой звезды
C. внутренний слой звезды

#4. Большинство звезд сконцентрировались на диаграмме в узкой полосе, идущей от левого верхнего угла к правому нижнему. Укажите название этой полосы.

A. главная последовательность
A. главная последовательность

#5. Как называется явление образования ярких площадок на Солнце, разделенных более темными промежутками?

A. грануляция
A. грануляция
C. коррозия
C. коррозия

#6. Самая известная пара звезд это –

A. Алькор и Мицар
A. Алькор и Мицар
B. Хадар и Альтаир
B. Хадар и Альтаир
C. Акрукс и Антарес
C. Акрукс и Антарес

#7. Температура Солнца по закону Вина равна…

#8. Как называется ближайшая к Земле звезда, которая является самым ярким объектом на небе?

#9. В какой оболочке формируются почти все радио- и рентгеновские излучения Солнца?

A. в короне
A. в короне
B. в хромосфере
B. в хромосфере
C. в стратосфере
C. в стратосфере

#10. Перечислите оболочки Солнца

A. фотосфера, корона
A. фотосфера, корона
B. хромосфера, корона
B. хромосфера, корона
C. фотосфера, хромосфера и корона
C. фотосфера, хромосфера и корона

#11. Появление и развитие активных образований на Солнце называется…

A. солнечной активностью
A. солнечной активностью
B. лунной активностью
B. лунной активностью
C. солнечным движением
C. солнечным движением

#12. Чем обусловлен цвет звезды?

A. температурой
A. температурой
B. влажностью
B. влажностью
C. расположением
C. расположением

#13. Какой наукой описываются процессы поглощения и излучения?

A. электротехника
A. электротехника
B. квантовая механика
B. квантовая механика
C. термодинамика
C. термодинамика

#14. Как называется явление постоянного истечения плазмы солнечной короны в межпланетное пространство?

A. волновой ветер
A. волновой ветер
B. солнечный ветер
B. солнечный ветер
C. межгалактический ветер
C. межгалактический ветер

#15. Распределение энергии в спектре звезды определяется …

A. законом Вина
A. законом Вина
B. законом Джоуля
B. законом Джоуля
C. законом Ньютона
C. законом Ньютона

#16. Самые верхние слои атмосферы Солнца образуют солнечную…

A. фотосферу
A. фотосферу
B. стратосферу
B. стратосферу

#17. Укажите виды переменных звезд

A. новые и старые звезды
A. новые и старые звезды
B. новые и сверхновые звезды
B. новые и сверхновые звезды
C. открытые и еще не открытые звезды
C. открытые и еще не открытые звезды

#18. Как называются звезды, которые изменяют свою светимость (видимую яркость, блеск, видимую звездную величину)?

A. мерцающие звезды
A. мерцающие звезды
B. переменные звезды
B. переменные звезды
C. звезды хамелеоны
C. звезды хамелеоны

#19. Температура Солнца по закону Стефана-Больцмана равна…

#20. Какие активные образования на диске Солнца вы знаете?

A. солнечные пятна, факелы, протуберанцы, пятна-вспышки
A. солнечные пятна, факелы, протуберанцы, пятна-вспышки
B. солнечные камни, ущелья
B. солнечные камни, ущелья
C. солнечные деформации и выступы
C. солнечные деформации и выступы
Показать результаты

Результаты

Тест по теме: »Мир звезд» обновлено: 30 ноября, 2021 автором: Научные Статьи.Ру
Тест по теме: »Мир звезд» обновлено: 30 ноября, 2021 автором: Научные Статьи.Ру

Тест по теме: »Мир звезд» обновлено: 30 ноября, 2021 автором: Научные Статьи.Ру

Оцените тест после прохождения!

Нажмите на звезду, чтобы оценить!

Средняя оценка 3 / 5. Количество оценок: 2

Оценок пока нет. Поставьте оценку первым.

Сожалеем, что вы поставили низкую оценку!

Позвольте нам стать лучше!

Расскажите, как нам стать лучше?

Войти через
Войти через
0 комментариев
Межтекстовые Отзывы
Посмотреть все комментарии
Загрузить ещё комментарии

Нужна помощь?

Не отобразилась форма расчета стоимости? Переходи по ссылке

Не отобразилась форма расчета стоимости? Переходи по ссылке

Смотрите также

Рекомендуем

Вы можете создать тест и дать ссылку свои ученикам

ТОП 5 пользователей

Пользователь	Место
Сергей Корчагин	1
Семён Болотаев	2
Александра Коробова	3
fixminenoo roblox	4
Кистаман Хидриева	5

зайнаб на Тест на тему: «Отметки Риммы Лебедевой» Лев Кассиль мы что незнали
Дима на Итоговый тест по биологии Мне 12 мой результат 17/20
Лёля на Тест на тему: «Страницы истории XIX века» Хуйня

tagir на Тест на тему: «Природа и мы» Тест исправлен, удалены ошибочные вопросы!

tagir на Тест на тему: «Правоотношения и правонарушения» Добрый день, вопрос перемешиваются при загрузке теста, напишите пожалуйста текст вопроса, где есть ошибка

Тест по астрономии №5 по теме «Природа звёзд»

Внимание! Все тесты в этом разделе разработаны пользователями сайта для собственного использования. Администрация сайта не проверяет возможные ошибки, которые могут встретиться в тестах.

Тест содержит вопросы о классификации звёзд, составе звёзд и другие вопросы о звёздах.
Система оценки: 5** балльная

Список вопросов теста

Вопрос 1

Как называется ближайшая к Земле звезда, которая является самым ярким объектом на небе?

Варианты ответов

• Эпиф
• Персей
• Солнце
• Полярная
• Сириус
• Альдебаран

Вопрос 2

Полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени это —

Варианты ответов

• Яркость
• Светимость
• Блеск
• Температура

Вопрос 3

Какой наукой описываются процессы поглощения и излучения?

Варианты ответов

• Оптика
• Электротехника
• Квантовая механика
• Термодинамика

Вопрос 4

Что такое парсек?

Варианты ответов

• Расстояние до ближайшей звезды.
• Расстояние в 3 световых года.
• Расстояние до звезды, параллакс которой 1 секунду.
• Расстояние от Земли до Солнца.

Вопрос 5

Как называется слой, в котором формируется подавляющая часть излучения, приходящего к наблюдателю?

Варианты ответов

• Фотосфера звезды.
• Верхний слой звезды.
• Внутренний слой звезды.
• Корона звезды.

Вопрос 6

Расстояние до Солнца это .

Варианты ответов

• один парсек.
• одна астрономическая единица
• световой год.
• Нет правильного ответа.

Вопрос 7

От Луны до Земли свет идёт примерно.

Варианты ответов

• 8 минут.
• 1,25 секунды.
• 1 минуту.
• Нет правильного ответа.

Вопрос 8

Какие элементы преобладают в химическом составе звезд?

Варианты ответов

• Водород (около 65% по массе) и гелий (около 35% по массе).
• Аргон (около 65% по массе) и хлор (около 35% по массе).
• Фосфор (около 65% по массе) и алюминий (около 35% по массе).
• Кислород (около 25% по массе) и железо (около 75% по массе).

Вопрос 9

Какую планету Солнечной системы считают коричневым карликом?

Варианты ответов

• Юпитер.
• Сатурн.
• Марс.
• Плутон.
• Нет такой планеты в Солнечной системе.

Вопрос 10

В конце своей жизни звезды превращаются:

Варианты ответов

• Белые карлики.
• Нейтронные звёзды.
• «Чёрные дыры»
• Планеты.
• Красные карлики.

Вопрос 11

Какие реакции происходят внутри звёзд главной последовательности?

Варианты ответов

• Деление тяжёлых ядер.
• Термоядерные.
• Различные химические.
• Слияние водорода и кислорода.

Вопрос 12

Ближайшей к Солнцу звездой является

Варианты ответов

• Сириус.
• Проксима Центавра
• Альдебаран
• Вега.

Вопрос 13

Температура ядра Солнца.

Варианты ответов

• Около 15 000 градусов Цельсия.
• Около 15 млн. градусов Цельсия.
• Около 1 млн. градусов Цельсия.
• До сих пор не могут установить.

Вопрос 14

Главная последовательность звезды – это.

Варианты ответов

• Период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит термоядерная реакция.
• Период эволюции звезд.
• Период жизни звёзд.
• Все варианты подходят.

Вопрос 15

У какой звезды самая большая плотность?

Варианты ответов

• Нейтронная звезда.
• Голубой карлик.
• Белый карлик.
• Квазары.

Вопрос 16

Появление и развитие активных образований на Солнце называется…

Варианты ответов

• Солнечной активностью.
• Солнечными пятнами.
• Солнечной эволюцией.
• Солнечными протуберанцами.

Вопрос 17

Период солнечной активености составляет.

Варианты ответов

• 11 лет.
• 12 дет.
• 10 лет.
• 13 лет.
• Точно не установлено.

Вопрос 18

Чем обусловлен цвет звезды?

Варианты ответов

• Температурой звезды.
• Расстоянием до звезды.
• Яркостью звезды.
• Возрастом звезды.

Вопрос 19

Видимая звёздная величина m —это.

Варианты ответов

• Мера наблюдаемого блеска небесного объекта, видимого с Земли.
• Видимая звёздная величина, которую бы звезда имела, находясь на стандартном расстоянии 1 парсек.
• Размеры звезды, видимые с Земли.
• Нет правильного ответа.

Вопрос 20

Температура поверхности Солнца —

Варианты ответов

• от 4 000 до 5 500 градусов Цельсия.
• около 1 млн. градусов Цельсия.
• около 1 500 градусов Цельсия.
• около 15 млн. градусов Цельсия.
• нет правильного ответа

Вопрос 21

Если нашу планету сжать до размера яблока, то она превратится.

Варианты ответов

• в «чёрную дыру».
• в нейтронную звезду.
• в квазар.
• в «белую дыру».
• нет правильного ответа.

Вопрос 22

Наше Солнце типичный предаствитель класса.

Варианты ответов

• жёлтых карликов.
• красных карликов.
• белых карликов.
• красных гигантов.
• белых гигантов.

Вопрос 23

Как называются звезды, которые изменяют свою светимость (видимую яркость, блеск, видимую звездную величину)?

Варианты ответов

• Мерцающие звёзды.
• Переменные звёзды.
• Нейтронные звёзды.
• Изменчивые звёзды.

Вопрос 24

Современная спектральная классификация звёзд разработана.

Варианты ответов

• в Сорбонне в 1925 г.
• в Московской обсерватории в 1890—1924 годах.
• в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах.
• в Оксфорде в 1925.

Вопрос 25

Солнце – типичный представитель звёзд класса…

Варианты ответов

Вопрос 26

Самые верхние слои атмосферы Солнца образуют солнечную…

Варианты ответов

• фотосферу
• корону
• стратосферу
• атмосферу

Вопрос 27

Чрез сколько лет по прогнозам учёных наше Солнце покинет главную последовательность?

Варианты ответов

• через 1-1,5 млрд. лет.
• через 3-4 млрд. лет.
• через 12 – 13 млрд. лет.
• через 7-8 млрд. лет.

Вопрос 28

Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем

Варианты ответов

• больше её номер.
• яркость от номера не зависит.
• меньше её номер.
• нет правильного ответа.

Вопрос 29

Назовите оболочку Солнца, получившую название «цветная сфера» за яркий красный цвет…

Варианты ответов

• фотосфера.
• хромосфера.
• стратосфера.
• солнечная корона.

Вопрос 30

Ближайшая к Солнцу точка орбиты планеты называется …

Варианты ответов

• перигелием.
• афелием.
• зенитом.
• эксцентриситетом.

Вопрос 31

Что в астрономии называют звездой?

Варианты ответов

• Звезда — это раскалённое плазменное шарообразное космическое тело, находящееся, как правило, в гидродинамическом и термодинамическом равновесии.
• Звезда — это раскалённое плазменное шарообразное космическое тело.
• Звезда — это сгусток плазменного состояния вещества.

Вопрос 32

Основным, наиболее продуктвным методом исследования звёзд, является .

Варианты ответов

• наблюдение в телескоп.
• спектральный анализ.
• наблюдения в космический телескоп.
• математические расчёты.

Вопрос 33

Перечислите основные характеристики звёзд.

Варианты ответов

• Светимость.
• Яркость.
• Видимая звёздная величина.
• Расстояние.
• Блеск.
• Температура.

Вопрос 34

Звёзды по размеру делятся на .

Варианты ответов

• сверхгиганты.
• гиганты.
• карлики.
• сверхкарлики.
• нормальные.
• большие.

Вопрос 35

Некоторые особые звезды, невидимые ранее, неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче, чем новые звезды. Их называют .

Варианты ответов

• Нейтронными звёздами.
• Сверхновыми.
• Белыми гигантами.
• Квазарами.