Астрофізика як наука

Розглянемо відбиту радіацію, тобто радіацію, яка досягає земної поверхні, частково відбивається від неї і знову повертається в атмосферу. Також відбита радіація - це і випромінювання, відбите від хмар.

Кількість відбитої деякою поверхнею енергії в значній мірі залежить від властивостей і стану цієї поверхні, довжини хвилі променів, що падають. Можна оцінити відбивну здатність будь-якої поверхні, знаючи величину її альбедо, під яким розуміється відношення величини усього потоку, відбитого цією поверхнею по усіх напрямах, до потоку променистої енергії, що падає на цю поверхню; зазвичай його виражають у відсотках (ТАБЛИЦЯ 1[1]).

Таблиця 1

Розглянемо розсіяну радіацію. Розсіяння в атмосфері може відбуватися на молекулах газів (молекулярне розсіяння) і частках (великих (<<r), середніх (r), дрібних (>>r)), що знаходяться в атмосфері, воно залежить також і від наявності хмарності. Основи цієї теорії закладені Релеєм, але пізніше вона була вдосконалена іншими вченими вже для різних розмірів, форм і властивостей частинок. Для аналізу явищ розсіювання використовують рівняння переносу випромінювання; запишемо йогоу векторній формі

де S_{i -} параметри Стоксу (S₁=I - сумарна інтенсивність, S₂=I*p*cos(₀), ₀ - кут повороту напряму максимальної поляризації відносно площини референції, p - міра лінійної поляризації, S₃=I*p*sin(₀), S₄=I*q, q - міра еліпсної поляризації), f_ij - матриця розсіяння. При молекулярному розсіянні диполі під дією хвилі, що падає, починають рухатися з прискоренням, отже випромінюють хвилі з частотою хвилі, що падає, тобто відбувається розсіяння світла на цих молекулах. Розглянемо коефіцієнт молекулярного послаблення k_MS і врахуємо, що розсіяння повинне відбуватися тоді, коли показник заломлення частки відносно середовища n не дорівнює одиниці, тоді:

^[3] (5) (<< r)

де N - число часток в одиниці об'єму, л - довжина хвилі, що падає. Також запишемо функцію, що показує "розкидання світла по кутах":

f_MS(µ)=3*µ _MS*(1+cos²(в ))/(16*л )^[3] (6),

де µ _MS - оптична товща молекулярного розсіяння. Якщо ввести параметр що характеризує анізотропію молекул, то формула (6) прийме вигляд:

f_MS(µ)=3*µ _MS*(1+в +(1-в )*cos²(в))/(16*л)^[3] (7)

Зазвичай молекулярне розсіяне світло поляризоване:

^[3](8),

де P_лин - міра лінійної поляризації.

При попаданні світла на великі частки, поверхні Землі, що зазвичай знаходяться зблизька, відбувається часткова втрата імпульсу електромагнітної хвилі, що падає, тобто на молекулу діє світловий тиск, тоді матимемо ефекти дифракції, віддзеркалення і заломлення, проникнення електромагнітної хвилі усередину частки. В результаті може виникнути інтерференція хвилі, що падає, і що вийшла з частки за рахунок явища внутрішнього віддзеркалення. Усі ці явища описуються в теорії Ми. Припущення теорії Ми: частки сферичні, однорідні, не стикаються; атмосфера - плоско-паралельний шар. Так як показник заломлення часток, що описуються теорією Ми, - комплексний: m=n+Ґ *Ј, де n - звичайний показник заломлення - характеризує поглинання хвилі часткою.

В результаті розсіяння прямого сонячного випромінювання в атмосфері, вона сама стає джерелом випромінювання, яке досягає земної поверхні у вигляді розсіяного випромінювання. Максимум в спектрі розсіяної радіації зміщений у більше короткохвильову область, ніж у сонячного спектру; також склад розсіяної радіації залежить від висоти Сонця (рис. 4[1]).

Рис. 4. Розподіл енергії в спектрі розсіяного світла, що посилається різними точками небесного зводу

Розсіяна радіація також залежить і від хмарності, що проілюстровано на рис. 5[1], який побудований за експериментальними даними для м. Павловська. Нерідкі випадки, коли розсіяна радіація досягає значень, порівнянних з потоком прямої сонячної радіації^[1]. Це явище зазвичай відбувається в північних широтах. Воно з'ясовне тим, що чистий суцільний сніговий покрив має неймовірну велику відбивну здатність. Хмари є середовищами, які можуть сильно розсіювати світло; досліди показали, що щільні хмари завтовшки 50-100 метрів вже повністю розсіюють прямі сонячні промені.

Рис. 5. Розсіяна радіація атмосфери при безхмарному небі і при суцільній хмарності (10 балів)

5. Зорі. Фізика зір

5.1 Визначення блиску змінних зір та способи їх обробки. Глазомірні оцінки блиску. Спостереження та обробка результатів змінних зір

Оцінки блиску відносні, диференціальні. Підбираються зірки порівняння, які мають постійний блиск. Головне - вдало підібрати зірки порівняння, які повинні задовольняти наступним умовам:

1. Вони повинні розташовуватися на небі (чи на фотонегативі) як можна ближче до зірки, що вивчається, у полі зору окуляра (чи лупи, в яку розглядається знімок).

2. Їх блиск не повинен сильно відрізнятися від блиску змінної зірки. Тому якщо амплітуда змінної невелика, можна обмежитися двома зірками порівняння, з яких одна дещо яскравіше за змінну, а друга - слабкіше. Якщо ж амплітуда зірки така, що її блиск виходить за межі цього інтервалу, то доводиться вводити ще одну зірку порівняння. Бувають випадки, коли при дуже великій амплітуді доводиться підбирати багато зірок порівняння різного блиску. В усякому разі, потрібно прагнути до того, щоб відмінності у блиску двох зірок порівняння були не більше 0^m,4-0^m,5.

3. Бажано (але важко здійснимо), щоб колір зірок порівняння мало відрізнявся від кольору змінної зірки.

Підібравши зірки порівняння, спостерігач може приступити до виконання оцінок блиску змінної. Простий спосіб спостережень був запропонований Э. Пікерінгом і полягає в наступному. Спостерігач вибирає з сукупності зірок порівняння дві такі, щоб одна (а) була трохи яскравіша за змінну (v), а друга (b) дещо слабкіше її. Інтервал їх блиску (a, b) подумки ділиться на десять частин і опениваются різниці блиску (а, v) і (v, b) в десяткових долях цього інтервалу. Записуються оцінки так:

a1v9b; a2v8b; a3v7b; ...; a9v1b

Цей спосіб чисто інтерполяційний, і в цьому його перевага. Він дає можливість вичислити блиск змінної, якщо відомі зоряні величини зірок порівняння. У Додатках в таблиці. VI (с. 152) і біля карт околиць приведені візуальні зоряні величини рекомендованих зірок порівняння, так що початкуючий спостерігач може приступити до спостережень за способом Пікерінга. Проте надалі йому доведеться освоїти і інші способи оцінок блиску і метод виведення шкали блиску зірок порівняння.

Для оцінки відмінності у блиску зірок Ф. Аргеландер в середині XIX ст. запропонував свій метод мір, який на перший погляд здається дуже наближеним. Він полягає в наступному. Якщо, вдивляючись по черзі, в дві зірки, скажімо, a і v, ми бачимо, що їх: блиск не відрізняється один від одного, то ми пишемо а = v. Якщо ж блиск зірки а на ледве відчутну величину більше блиску зірки і, то зірка а на одну міру яскравіше v, і ми записуємо alv. Якщо відмінність блиску відчутно, то потрібно оцінити інтервал блиску в дві міри і записати а2 v. У тих випадках, коли відмінності у блиску значніші, допустимі оцінки a3v, a4v.

Звичайно, повне спостереження повинне містити, оцінки не з однією зіркою порівняння, а з декількома, щоб серед них були і такі, коли зірки порівняння яскравіші за змінну, і такі, коли вони слабкіші за змінну зірку.

У початкуючих спостерігачів міра зазвичай велика, близько 0^m,2. Після тренування величина міри зменшується, а потім і стабілізується. Так, у автора цієї книги, який довго спостерігав змінні зірки, міра близько 0^m,06^. Застосовуючи спосіб Аргеландера, спостерігач незабаром переконається в тому, що міра, що здавалася спочатку ефемерною, насправді цілком реальна величина. Око - дивний інструмент по своїй досконалості. Рекомендуємо освоїти спосіб Аргеландера, але користуватися на практиці іншим, досконалішим способом Нейланда - Блажко, який є не лише ступеневім, але і інтерполяційним.

У цьому методі використовуються дві зірки порівняння, як в способі Пікерінга : одна з великим блиском, а інша - з меншим блиском, ніж змінна. Відмінність від способу Пікерінга полягає в тому, що інтервал блиску зірок порівняння ділиться не на десять, а на ту кількість мір, яка оцінює спостерігач. Великі відмінності у блиску оцінити в мірах важко. Тому використовується прийом, який пояснимо прикладом. Нехай порівнюється блиск трьох зірок, a, v і b. Позначимо різниці блиску символами (а, v) і (v, b). Вибираємо менший з них, нехай це буде (v, b). Оцінюємо його величину в мірах, наприклад, (v, b) = n. Далі, порівнюємо обидва інтервали між собою і бачимо, що інтервал (a, v) в р разів більше інтервалу (v, b). У такому разі в нім повинно міститися р* n мір. Тоді можна написати оцінку a[pn]v[n]b. Це дозволяє записувати інтервали великі чотирьох мір. Нехай, наприклад, інтервал (v, b) оцінений в три міри, а інтервал (a, v) в два рази більше його, тобто дорівнює шести мірам; тоді оцінка матиме вигляд абv3b.

Чим досвідченіше спостерігач, тим точніше його оцінка. У журналі спостережень приводяться дві величини: момент спостереження і оцінка блиску. Звичайно, має бути намальована і карта околиць, на якій вказано, які зірки порівняння використовувалися при спостереженнях. Якщо проводяться спостереження яскравих зірок і зірки порівняння мають позначення, то карта околиць не потрібна.

Усі три методи (прийнятніше останній) використовуються як при візуальних спостереженнях, так і при фотографічних. У останньому мірами оцінюється почорніння зображення зірки, а вірніше, повний фотографічний ефект (почорніння і діаметр зображення зірки).

Як ми побачимо далі, метод Нейланда - Блажко дає можливість отримання ступеневої шкали зірок порівняння, яку потім використовують для обчислення блиску змінної зірки.

5.2 Ступенева шкала блиску зірок порівняння

Достатня кількість спостережень змінної зірки, виконаних за способом Нейланда, - Блажко, дозволяє визначити шкалу блиску зірок порівняння (це ж дозволяє і спосіб Аргеландера). Запишемо одну з оцінок блиску у вигляді a[m]v[n]b. Тоді величина інтервалу (а, b), тобто різниця блиску зірок порівняння a і b в мірах, рівна m + n. З кожної оцінки набуваємо свого значення m + n. Підсумовуємо усі отримані значення і ділимо на їх число, тобто утворюємо середнє, яке позначимо через a. Так само поступаємо з різницями блиску інших пар зірок порівняння.

Нехай в результаті обробки усього ряду спостережень отримані середні величини інтервалів блиску: (a, b) = a; (b, с) = у; (з, d) = у, (d, e) = би.

Вони дають можливість побудувати єдину ступеневу шкалу так, щоб величина блиску убувала із зростанням зоряної величини. Для цього з отриманих значень інтервалів утворюємо шкалу; неважко бачити, що(а, с) і т. д. Приймаючи блиск найяскравішої зірки за нуль, знаходимо

(а, b) = a; (a, с) = a + в;

(a, d) = a + в + у; (а, е) = a + в + у + б

і

а = 0; b = a; c = a + в;

d = a + в + у; e = a + в + у + 6.

Наведемо чисельний приклад. З оцінок блиску зірки EI Водолія (див. таблицю. 10 на с. 118) отримані середні значення інтервалів (а, с) = 11,8; (c, d) = 6,2; (d, e) = ll,7;

з них знаходимо

(a, с) = 11,8; (a, d) = 18,0; (а, е) = 29,7,

і отримуємо шкалу, прийнявши блиск найяскравішої зірки а рівним кулю:

а = 0,0; с = 11,8; d = 18,0; е = 29,7.

Користуючись отриманою шкалою, ми можемо визначити з кожної оцінки блиск змінної зірки. Покажемо це спочатку в загальному вигляді, а потім і на числових прикладах.

Нехай отримана шкала блиску зірок порівняння а = 0,0, с = С, d = D, e = E.

Вичислимо оцінку, записану у вигляді c(m) v(n) d. Знaходим "шкальну" різницю блиску зірок d і с; вона рівна D - С. В цій оцінці ця різниця блиску рівна m + n. Щоб знайти блиск змінної зірки v, потрібно (D - С) розділити на (m + n), помножити на m і додати до шкального блиску зірки з (яскравішою), відповідно до рівняння

v = C + (D-C)/(m + n) * m.

5.3 Редукція шкал

Не дивлячись на те, що окрема оцінка блиску може бути не дуже точною, виведена з багатьох оцінок шкала блиску зірок порівняння, як показує практика, дуже стійка, тобто набагато точніше за окреме спостереження. Тут бере своє масовість визначень, яка згладжує випадкові помилки. Тому метод Нейланда - Блажко можна вважати найкращим з трьох описаних способів спостережень навіть і, тому випадку, якщо відомі каталожні (узяті з каталогу) зоряні величини, визначені фотометрами.

Допустимо, що спостерігач зробив тривалі ряди спостережень однієї і тієї ж змінної зірки, користуючись тими ж самими зірками порівняння. Природно, що за час спостережень його досвід збільшився, і ціна міри могла змінитися. Із спостережень, отриманих в два сезони, виведено дві різні шкали. Як їх зв'язати один з одним?

Покладемо в основу допущення, що шкали пов'язані між собою лінійною залежністю, тобто задовольняють рівнянню

а + bs_{1 =} s₂ (21)

де s₁ - блиск в колишній, а s₂ - в новій шкалі, а - значення нуль-пункта нової шкали і b - перевідний коефіцієнт. Для кожної зірки складається таке рівняння, і система з надмірним числом умовних рівнянь вирішується за способом найменших квадратів (див. Доповнення 1), для чого складаються два нормальні рівняння. Їх рішення за правилами алгебри дає значення невідомих а і b, які позначимо через а₀ і b₀. Тоді рівняння (21) стає емпіричною формулою для переходу від старої шкали s₁ до нової s₂':

s'_{2 =} a_{0 +} b₀ s_{1 (22)}

Таблиця 2. Порівняння шкал блиску зірок порівняння RY Тельця

а₀ = -0,5; b₀ = 1,047; s₂' = - 0,5+l,047s₁ (23)

Таблиця 7 і співвідношення (23) пояснюють сказане. У таблиці приведено дві статечні шкали блиску зірок порівняння RY Тельця - стара s₁ і нова s₂, складені по них умовні рівняння, знайдені значення a₀ і b₀. Співвідношення (23) - це конкретний вид емпіричної формули (22). По співвідношенню (23) і початковим величинам s₁ вичислені s₂, а потім отримані різниці s₂' - s₂, що характеризують точність шкал.

Допустимо, що нам відомі зоряні величини m хоч би частини зірок порівняння. У такому разі ми можемо перетворити статечну шкалу в шкалу зоряних величі, виконавши аналогічні операції. Приймемо, що має місце залежність

m = m₀ + s * р, (24)

де m₀ - нуль-пункт, а р - ціна міри.

Склавши систему умовних рівнянь і вирішивши їх за способом найменших квадратів, знаходимо значення m_{00 і} р_0, підставимо їх у формулу (24), і отримуємо емпіричну залежність, по якій і робиться перетворення мір s на зоряні величини:

m' = m₀₀ + р₀ * s. (25)

6. Міжзоряне середовище

6.1 Галактики. Класифікація туманностей. Зоряні скупчення. Проблема прихованої маси

Галамктика (дав.-гр. ГблбоЯбт -- Чумацький Шлях) -- гравітаційно-пов'язана система із зірок, міжзоряного газу, пилу і темної матерії. Усі об'єкти у складі галактик беруть участь в русі відносно загального центру мас.

Галактики -- надзвичайно далекі об'єкти, відстань до найближчих з них прийнято вимірювати в мегапарсеках, а до далеких -- в одиницях червоного зміщення z. Саме із-за віддаленості розрізнити на небі неозброєним оком можна усього лише три з них: туманність Андромеди (видна в північній півкулі), Велике і Мале Хмари (видні в південному) Магеллану. Дозволити зображення галактик до окремих зірок не вдавалося аж до початку XX століття. На початок 1990-х років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося побачити окремі зірки, і усі вони входили до Місцевої групи. Після запуску космічного телескопа «Хаббл» і вводу в дію 10-метрових наземних телескопів число галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зірки, різко зросло.

Галактики відрізняються великою різноманітністю: серед них можна виділити сфероподібні еліптичні галактики, дискові спіральні галактики, галактики з перемичкою (баром), карликові, неправильні і т. д. Якщо ж говорити про числові значення, то, приміром, їх маса варіюється від 10⁷ до 10¹² мас Сонця, для порівняння маса нашої галактики Чумацький шлях 3Ч10¹². Діаметр галактик -- від 5 до 50 кілопарсек[1] (від близько 16 тисяч до 160 тисяч світлових років)для порівняння діаметр нашої галактики Чумацький шлях близько 100 000 світлових років.

Однією з невирішених проблем будови галактик є темна матерія, що проявляє себе тільки в гравітаційній взаємодії. Вона може складати до 90 % від загальної маси галактики, а може і повністю бути відсутнім, як в карликових галактиках[2].

У просторі галактики розподілені нерівномірно: в одній області можна виявити цілу групу близьких галактик, а можна не виявити жодної, навіть найменшої галактики (так звані войди). Точна кількість галактик в спостережуваній частині Всесвіту невідома, але, видно, їх близько 10¹¹[3].

Туманності - це небесні об'єкти, які на відміну від зірок виглядають як плями. Найбільш яскраві з них видні неозброєним оком (туманність Андромеда і туманність Оріону). У 1774 році, француз Мессье, що займався, втім, дослідженням комет, які на вигляд нагадують туманності, випустив перший каталог туманностей, створений лише, щоб полегшити Мессье відкриття нових предметів свого інтересу. Більшість туманностей цього каталога були відкриті самим Мессье. У каталозі були зібрані усі види і класи туманностей, але класифіковані вони не були. Нижче буде приведений варіант сучасної класифікації туманностей.

Усі туманності діляться на галактичні і позагалактичні. Детальна класифікація позагалактичних туманностей (галактик) була запропонована Б.А. Воронцовим-Вільяміновим. Далі будуть класифіковані галактичні туманності.

Галактичні туманності є хмарами міжзоряного пилу і газів, освітленими яскравими сусідніми зірками. Усі ці туманності знаходяться в нашій Галактиці.

Галактичні гуманності діляться на газові і пилові. Газові туманності - це хмари міжзоряного газу, що світиться відбитим світлом або в результаті збудження гарячими зірками.

Пилові (темні) туманності - це хмари міжзоряного пилу, або що виглядають темними плямами на тлі більше видалених світлих туманностей, або що закривають світло далеких зірок. Приклад, що відповідає першому випадку, - туманність Кінська Голова, в сузір'ї Оріону. Приклад. що відповідає другому випадку - туманність Вугільний Мішок, що приховує центр нашої Галактики.

З класу пилових туманностей виділяються глобули - дуже компактні і дуже щільні пилові туманності, з яких формуються зірки.

Газові туманності діляться на дифузні, планетарні, водневі і газопилові.

Дифузні туманності - це хмари розрідженого газу дуже великого розміру, в які занурені освітлюючі їх зірки, можливо загального з ними походження. Ці туманності дістали свою назву із-за схожості з плямами, що світяться, розтікаються (дифундуючими) по навколишньому чорному фону. Класичний приклад дифузної туманності - туманність Оріону.

Планетарні туманності виникають в результаті вибуху Найновішою (зірка, що вибухає у кінці свого життєвого шляху) і є скинутою вибухом оболонкою зірки. Ця оболонка світиться під впливом випромінювання слабкої, але дуже гарячої центральної зірки. Виглядають ці туманності подібно до планетних дисків видних в телескоп, чому і дістали свою назву. Але деякі планетарні туманності мають неправильну форму. Наприклад - Крабовидна туманність, що утворилася в результаті вибуху Найновішої 1054 року, занесена, до речі, в каталог месі під номером 1.

Водневі туманності складаються з чистого водню. Водень випромінює невидимі промені, і тому, не дивлячись на величезні розміри, ці туманності були відкриті тільки в 1945 Г. А. Шайном.

Газопилові туманності схожі з водневими, але включають до свого складу пил, і теж були відкриті Г.А. Шайном.

Зоряні скупчення, групи зірок, пов'язаних між собою силами взаємного тяжіння і що мають спільне походження, близький вік і хімічний склад. Зазвичай мають щільне центральне згущування (ядро), оточене значно менш щільною корональною областю. Діаметри З. с. знаходяться в межах від декількох до 150 парсек, причому радіуси корональних областей у декілька разів перевищують радіуси ядер. Історично склалося ділення З. с. на розсіяні (іноді називаються відкритими, галактичними) і кульові. Відмінність між ними в основному визначається масою і віком цих утворень. Розсіяні З. с., як правило, містять десятки і сотні, рідко тисячі, а кульові -- десятки і сотні тисяч зірок. Приклади розсіяних З. с. -- Плеяди, Ясла, Гіади; приклади кульових З. с. -- скупчення М3 в сузір'ї Гончих Псів і М13 в сузір'ї Геркулеса.

Розсіяні скупчення в нашій Галактиці концентруються в площині симетрії Чумацького Шляху (галактичній площині) і мають невеликі швидкості відносно Сонця (в середньому 20 км/сек). Серед них можна виділити асоційовані із спіральними гілками скупчення, що виникли порівняно недавно (менше 100 млн. років назад), і скупчення проміжного віку, або скупчення диска, не показуючі зв'язки із спіральними гілками і що слабкіше концентруються до галактичної площини. Усі розсіяні скупчення мають нормальний вміст металів, властивий зіркам плоскої складової Галактики. Кульові З. с. в нашій Галактиці розподілені в сфероїдальному об'ємі, центр якого співпадає з центром Галактики, сильно концентруються до цього центру і характеризуються великими швидкостями відносно Сонця (в середньому 170 км/сек). Зазвичай вони бідні металами, проте об'єкти, спостережувані в наколоцентральних областях Галактики, багатіше металами, ніж ті, які спостерігаються на периферії нашої зоряної системи. Важливі відомості про еволюцію З. с. дає вивчення Герцшпрунга -- Ресселла діаграм або діаграм "зоряна величина -- показник кольору". Діаграми залежності "зоряна величина -- показник кольору" зірок типових розсіяних і кульових З. с. нашої Галактики істотно різні (див. мал.). Інтерпретація цих діаграм з точки зору сучасних теорій зоряної еволюції дозволяє зробити висновок, що зірки типових кульових З. с. в 100-1000 разів старше за зірки розсіяних З. с.

Кінематичні характеристики і просторовий розподіл кульових З. с. нашої Галактики відбивають особливості початкового розподілу в Галактиці речовини, з якої на ранній стадії її існування виникли ці утворення. Діаграми "зоряна величина -- показник кольору" зірок кульових З. с. тієї епохи повинні нагадувати відповідні діаграми сучасних розсіяних З. с. Подібні молоді кульові З. с. спостерігаються в сусідніх галактиках (наприклад, NGC 1866 у Великій Хмарі Магеллану). У сучасну епоху З. с. в нашій Галактиці виникають тільки поблизу галактичної площини, в районах газовопилових спіральних гілок.

Одночасно зі зміною фізичних характеристик членів З. с. відбувається їх динамічна еволюція. Зближення між зірками в ядрах З. с. призводять до взаємного обміну енергією їх руху. В результаті деякі члени З. с. отримують надмірну енергію і переходять в область корони або взагалі покидають скупчення. Ядро при цьому, як правило, стискується. Процес дисипації ядра відбувається особливо швидко у скупчень з невеликою кількістю членів, тобто розсіяних. Тому із старих скупчень в нашій Галактиці збереглися лише найбільш масивні з них, тобто кульові. Серед слабких членів молодих розсіяних скупчень зазвичай спостерігаються орионові і спалахові змінні зірки. У деяких кульових скупченнях містяться змінні зірки типу RR Ліри і W Діви, а в розсіяних скупченнях іноді зустрічаються цефеїди. Найбільш близькі до Сонця З. с. (наприклад, Гіади), у власних рухах членів яких спостерігаються явища перспективи (напрями власних рухів при продовженні їх на небесній сфері перетинаються в одній точці), називаються такими, що рухаються. З, що рухаються. с. грають особливу роль в проблемі визначення зоряних відстаней, так як відстані до них можуть бути надійно визначені простим геометричним методом.

Прихована маса (у космології і астрофізиці також темна матерія, темна речовина) -- загальна назва сукупності астрономічних об'єктів, недоступних прямим спостереженням сучасними засобами астрономії (тобто що не випускають електромагнітного або нейтрино випромінювання достатньої для спостережень інтенсивності і що не поглинає їх), але спостережуваних побічно по гравітаційних ефектах (зокрема по ефекту «гравітаційної лінзи»), що надаються на видимі об'єкти. Учені вважають, що кількість темної матерії як мінімум в 5 разів більше кількості видимої.

Загальна проблема прихованої маси складається з двох проблем:

астрофізичною, тобто протиріччя спостережуваної маси гравітаційно пов'язаних об'єктів і їх систем, таких, як галактики і їх скупчення, з їх спостережуваними параметрами, визначуваними гравітаційними ефектами;

космологічною -- протиріччя спостережуваних космологічних параметрів отриманої за астрофізичними даними середньої щільності Всесвіту.

Окрім прямих спостережень гравітаційних ефектів прихованої маси існує ряд об'єктів, пряме спостереження яких ускладнене, але які можуть вносити вклад до складу прихованої маси. Нині розглядаються об'єкти баріонної і небаріонної природи: якщо до перших відносяться досить добре відомі астрономічні об'єкти, то в якості кандидатів в другі розглядаються страпельки і гіпотетичні елементарні частки, що виходять з класичної квантової хромодинаміки (аксіони) і розширень суперсиметрій квантових теорій поля.

астрофізика космічний простір

Размещено на Allbest.ru