Современные проблемы астрофизики

Министерство  образования и науки

    Российской  Федерации

    Федеральное государственное бюджетное образовательное  учреждение

    высшего профессионального образования

    «Рязанский  государственный университет имени  С.А. Есенина»

    (РГУ  имени С.А. Есенина) 
 

Реферат

Современные проблемы астрофизики 
 
 
 
 
 

Выполнил:

    студент 2 курса

    института иностранных языков

    восточного  отделения 

    группы  «Б»

    Яковлев И.И. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Рязань 2012

Содержание 
 

1. Введение.
2. Космические гамма-всплески.
3. Проблема детектирования «тёмной материи».
4. Поиск чёрных дыр, квазаров и «микроквазаров».
5. Космологическая проблема.
6. Список литературы.

Введение

    Предметом астрофизики является исследование физических процессов во Вселенной. При этом, за редким исключением  Луны, планет и некоторых малых  тел Солнечной системы, доступных прямым исследованиям средствами современной космонавтики, основным источником информации об удаленных космических объектах по-прежнему служит приходящее от них электромагнитное излучение. Поэтому задачей астрофизики является построение моделей, которые могут объяснить появление излучения различных космических объектов с наблюдаемым характеристиками: интенсивностью, спектром, поляризацией, временным профилем и т.д. Естественно, при решении этой задачи ученые-астрофизики исходят из известной картины физических процессов и законов, которые могут реализоваться или проявиться в тех или иных условиях, которые определяются, в основном, величиной температуры и плотности вещества, наличием магнитного поля и его величиной, возможным влиянием сил тяготения.

    Современная астрофизика сформировалась после  второй мировой войны. С точки  зрения наблюдений, ее основная черта - расширение спектрального диапазона  исследуемого излучения. Довоенная  астрофизика использовала лишь результаты астрономических наблюдений в видимом свете - сравнительно узкой полосе спектра электромагнитных волн. Ясно, что при этом в центре внимания оказывались прежде всего те объекты во Вселенной, которые излучают в основном видимый свет - звезды, туманности, галактики. Теория их излучения была построена на основании знаний, полученных в земных лабораториях. В настоящее время в астрономии используются практически все диапазоны, от радиоволн до гамма-излучения. Превращение астрономии во всеволновую обогатило знания об известных объектах и, что гораздо важнее, привело к открытию новых объектов, позволило зарегистрировать излучение из таких областей, где материя (то есть вещество и излучение) находятся в так называемых экстремальных (предельных) условиях. Этот термин обычно используется, чтобы подчеркнуть, что те или иные условия практически невозможно реализовать в лабораториях на Земле. В этих условиях материя нередко приобретает новые физические свойства. В качестве примеров экстремальных астрофизических условий можно указать высокие плотности вещества, реализующиеся на первых этапах развития Вселенной, в недрах нейтронных звезд и в ближайших окрестностях черных дыр; сильные гравитационные поля в окрестностях черных дыр; сильные магнитные поля белых карликов и нейтронных звезд. Именно в области исследования объектов, в которых реализуются те или иные экстремальные условия, по нашему мнению, сосредоточены основные проблемы современной астрофизики.

    Необходимо  подчеркнуть, что при нынешнем уровне развития земной техники макроскопические свойства материи в экстремальных условиях можно исследовать, только наблюдая астрофизические объекты, в которых эти условия реализуются. В этом смысле можно смело утверждать: современная астрофизика - это передний край науки, и она исследует наиболее фундаментальные явления и процессы, не доступные пока "земной" физике. Например, даже рекордные для современной науки и техники магнитные поля, полученные в лабораториях, в десятки раз меньше, чем поля магнитных белых карликов (107 - 109 Э), и в сотни тысяч раз меньше магнитных полей нейтронных звезд (до 1012 Э и более). Пример "экзотических" эффектов в экстремальных астрофизических условиях - намагничивание вакуума сверхсильным магнитным полем. В полях, близких к критическому Bсr = 4  1013 Э, вакуум становится похожим на анизотропный кристалл. Показатель преломления такой "среды" зависит не только от направления распространения излучения, но и от его поляризации (эффект двулучепреломления).Ниже будут кратко рассмотрены такие проблемы современной астрофизики, как детектирование «тёмной материи», проблема космических гамма-всплесков, а также проблема поиска чёрных дыр и квазаров и общая космологическая проблема.

    Космические гамма-всплески

    Космические гамма-всплески относятся к наиболее загадочным астрономическим явлениям, открытым в последние 25 лет, и до сих пор вызывают оживленный интерес ученых. Гамма-всплески были открыты случайно американскими спутниками серии Vela, предназначенными для обнаружения наземных ядерных взрывов. К настоящему времени различными космическими аппаратами зарегистрировано около 1500 всплесков. Они представляют собой импульсы гамма-излучения (энергии квантов от нескольких десятков килоэлектровольт до нескольких мегаэлектровольт) длительностью от десятков миллисекунд до нескольких минут. Распределение гамма-всплесков по длительности показывает четкий максимум на 10 - 20 с и менее выраженный на 0,2 с.

    Временные истории всплесков отличаются чрезвычайным разнообразием (рис. 1).

    Общепринятой  их классификации пока не существует. Весьма упрощенно можно разделить  всплески на две большие группы: всплески относительно простой формы  с плавным профилем (иногда состоящие  всего из одного простого импульса) и события со сложной временной структурой. Иногда отдельные пики в пределах всплеска следуют почти периодически, хотя строго регулярная периодичность, за единичными исключениями, в профилях всплесков отсутствует. Интенсивность излучения во время гамма-всплеска может сильно и быстро меняться. Минимальное время переменности излучения всплесков составляет   0,2 мс. Это позволяет оценить максимальный размер излучающего объекта как   60 км. Уже такая оценка показывает, что источниками всплесков могут быть лишь компактные объекты (например, черные дыры или нейтронные звезды). Вполне возможно, что наблюдаемое разнообразие длительностей и профилей всплесков указывает на разнообразие природы их источников и механизмов генерации.

    Гамма-всплески наблюдаются довольно часто, в среднем один раз в 20 - 30 часов, однако невозможно заранее узнать, когда и в какой точке небосвода всплеск произойдет в следующий раз. За исключением трех случаев пока не удалось увидеть повторные всплески из одного и того же места на небесной сфере. Ясно поэтому, что исследовать гамма-всплески телескопами с узким полем зрения нерационально: слишком мала вероятность, что следующий всплеск произойдет именно в том небольшом участке небесной сферы, на который в данный момент времени направлен телескоп. Для регистрации гамма-всплесков обычно используются детекторы с полусферическим обзором без каких-либо фокусирующих или направляющих элементов; их чувствительность пропорциональна  , где   - площадь входного окна детектора, а   - угол между его плоскостью и направлением на источник. Если разместить на космическом аппарате несколько таких приборов, ориентированных в разных направлениях, то можно оценить местоположение источника всплеска на небесной сфере, сравнивая уровень сигнала в тех детекторах, которые этот всплеск "видят". При этом точность определения угловых координат ограничивается статистическими флуктуациями потока гамма-квантов и обычно составляет 1°-5°. Такой метод использовался в конце 70-х - начале 80-х годов в экспериментах КОНУС на советских межпланетных станциях "Венера"-11, 12, 13 и 14, где всплесковый комплекс состоял из 6 детекторов, расположенных по осям прямоугольной системы координат. В настоящее время подобная схема реализована и в эксперименте BATSE на американской орбитальной гамма-обсерватории GRO, где наблюдение всплесков ведется восемью детекторами, плоскости которых ориентированы параллельно граням правильного восьмигранника. В последнем случае каждая точка неба осматривается четырьмя детекторами. Более точное определение угловых координат источников всплесков может дать их одновременное наблюдение несколькими (не менее чем тремя) космическими аппаратами, находящимися на большом (например, межпланетном) расстоянии друг от друга. Если известны моменты начала всплеска на каждом из космических аппаратов, то по разности этих времен можно определить направление на источник. Точность данного "метода триангуляции" повышается при увеличении расстояния между космическими аппаратами и их числа, а также при уменьшении времени нарастания излучения всплеска (иными словами, всплеск с крутым передним фронтом можно локализовать точнее). В наиболее благоприятных случаях метод триангуляции позволяет определить координаты всплеска с точностью до 10" - 20".

    Дальнейшую  информацию о расположении источников всплесков можно получить двумя  способами. Прежде всего можно попытаться обнаружить источники всплесков  в "спокойном" состоянии, то есть зарегистрировать в каком-либо диапазоне длин волн излучения от того объекта, который время от времени (или раз в жизни) генерирует вспышку гамма-излучения. К сожалению, многочисленные попытки идентифицировать гамма-всплески со стационарно излучающими объектами в радио-, инфракрасном, оптическом, рентгеновском и гамма-диапазоне не увенчались успехом. Другой способ - определить расстояние до источников, сравнивая истинную и видимую светимость всплесков, - также невозможно использовать, поскольку неизвестна истинная светимость. В звездной астрономии этот замкнутый круг обычно преодолевают, предполагая, что звезды с одинаковыми спектрами должны иметь близкую по величине светимость. Косвенные методы определения пространственного распределения всплесков также используют это предположение. К анализу спектров гамма-всплесков мы вернемся несколько позже. Здесь лишь заметим, что в отличие от оптических звездных, богатых многочисленными деталями (линии и полосы в поглощении и излучении, скачки и т.д.), гамма-спектры всплесков по большей части малоинформативны. Поэтому, по сравнению со звездной астрономией, предположение об одинаковой светимости гамма-всплесков гораздо менее обосновано и используется за неимением лучшего.

    В предположении, что светимость всех всплесков примерно одинакова, их пространственное распределение можно исследовать, пользуясь так называемым распределением N(> S ). Пусть S₀ - истинная, а S - видимая светимость гамма-всплеска. Для безграничного однородного распределения источников с концентрацией n число всплесков с видимой светимостью больше некоторого значения S :

    Если  однородное распределение ограничено расстоянием D_max , то зависимость N(> S ) отклоняется от "закона трех вторых" при S < S_* = S₀/D_max. Если же источники всплесков расположены с постоянной концентрацией в безграничном диске толщины H, то

    Как и в предыдущем случае, для диска конечного радиуса D_max распределение N(> S ) отклоняется от S^{- 1} при S < S_*. Таким образом, очень важно получить из наблюдений зависимость N(> S ) в области малых S. К сожалению, возможности детектора ограничивают интервал наблюдений: детектор с чувствительностью S_min позволяет измерить распределение N(> S ) лишь при S > S_min . Описанный метод обладает также тем недостатком, что не позволяет напрямую сравнить данные, полученные разными детекторами, поскольку каждый прибор имеет свою чувствительность, а провести взаимную калибровку различных детекторов, как правило, невозможно.

    Перечисленные трудности снимаются при использовании  другого метода, называемого "тест V / V_max". В этом случае измеряется распределение всплесков по параметру V / V_max, где

    V - объем сферы с радиусом, равным расстоянию до источника, V_max - объем пространства, в пределах которого детектор с чувствительностью S_min может регистрировать источники всплесков. Для однородного пространственного распределения всплески распределены равномерно в интервале 0   1, а среднее значение <V / V_max> = 1/2. Если преобладают "близкие" источники, то число всплесков с 0   1/2 превышает их количество в интервале 1/2   1 и среднее значение <V / V_max> < 1/2. Наоборот, для пространственного распределения с преобладанием "далеких" источников <V / V_max> > 1/2. Несомненное преимущество параметра V / V_max = (S_min / S )^3/2 заключается в том, что он рассчитывается как отношение двух величин, относящихся к одному детектору. Кроме того, отношение V / V_max не зависит от чувствительности детектора S_min .

    Накопленные к настоящему времени данные ясно указывают, что распределение источников гамма-всплесков пространственно  ограничено: существующие детекторы  позволили зарегистрировать отклонение N(> S ) от S^{- 3/2} в области малых S, а также получить <V / V_max> < 1/2. С другой стороны, исследование углового распределения всплесков, в том числе с использованием многочисленных данных эксперимента BATSE, привело к весьма неожиданному результату: всплески оказались распределены чрезвычайно изотропно. Угловое распределение всплесков не имеет никаких особенностей, связанных с ориентацией диска или центра нашей Галактики. Высокая степень изотропии углового распределения всплесков означает, что они либо регистрируются с расстояния много меньше полутолщины галактического диска (например, из кометного облака Солнечной системы с размером 10⁴ - 10⁵ астрономических единиц), либо, наоборот, их источники расположены в протяженном гало нашей Галактики (с размером много больше характерных размеров диска) или на далеком внегалактическом расстоянии.

    Итак, данные наблюдений указывают, что источники  всплесков изотропно распределены в пределах ограниченного объема. Такое распределение нельзя связать  ни с одним галактическим населением, и это сильно пошатнуло господствовавшую до полета GRO гипотезу о том, что гамма-всплески генерируются галактическими нейтронными звездами. Основанием для этой гипотезы служили особенности спектров всплесков.