Что изучают астрофизики? Современная астрофизика. Кто такой астрофизик и чем он занимается

Астрономические исследования проводятся в научных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом (рис. 36) существует с 1839 г. и знаменита составлением точнейших звездных каталогов. Ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира. К крупнейшим на постсоветском пространстве обсерваториям следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе, обсерватории Крымскую (вблизи Симферополя), Бюраканскую (вблизи Еревана), Абастуманскую (вблизи Боржоми), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинскую (вблизи Баку). Из астрономических институтов России крупнейшие - Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МГУ и Институт теоретической астрономии Академии наук СССР в Ленинграде.

1.Оптическая астрономия.

Основным астрономическим прибором является телескоп.

Назначение телескопа - собрать как можно больше света от исследуемого объекта и (при визуальных наблюдениях) увеличить его видимые угловые размеры.

Основной оптической частью телескопа служит объектив, который собирает свет и создает изображение источника.

Если объектив телескопа представляет собой линзу или систему линз, то телескоп называют рефрактором , а если вогнутое зеркало - то рефлектором .

Большим прорывом в конструировании телескопов стало изобретение советским оптиком Д. Д. Максутовым менискового телескопа. Мениск - тонкая выпукло-вогнутая линза малой кривизны, которая устанавливается в верхней части тубуса для исправления недостатков главного зеркала. В качестве дополнительного зеркала используется напыленное на поверхность мениска круглое алюминиевое пятно.

Собираемая телескопом световая энергия зависит от размеров объектива. Чем больше площадь его поверхности, тем более слабые светящиеся объекты можно наблюдать в телескоп.

В рефракторе лучи, пройдя через объектив, преломляются и образуют изображение объекта в фокальной плоскости . В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости.

Рис.54. Схема устройства телескопов:

а) рефрактор; б) рефлектор; в) менисковый телескоп.

Изображение небесного объекта, построенное объективом, можно либо рассматривать через линзу, называемую окуляром, либо фотографировать.

Для высокоточных измерений энергии световых потоков используют фотоэлектрические фотометры. В них свет от звезды, собираемый объективом телескопа, направляется на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора - фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, усиливаемый и регистрируемый специальными электронными приборами. Пропуская свет через специально подобранные различные светофильтры, астрономы количественно и с большой точностью оценивают цвет объекта.

Рис.55. Изображение галактики, сделанное оптическим телескопом.

2.Радиоастрономия.

После того как было обнаружено космическое радиоизлучение , для его приема были созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решетчатым и громадных размеров - диаметром в десятки метров.

Рис.56. Радиотелескоп обсерватории Аресибо (Пуэрто-Рико)

Есть радиотелескопы, состоящие из системы отдельных антенн, удаленных друг от друга (иногда на многие сотни километров), при помощи которых производятся одновременные наблюдения космического радиоисточника. Такой способ позволяет узнать структуру исследуемого радиоисточника и измерить его угловой размер, даже если он во много раз меньше одной угловой секунды.

Рис.57. Радиотелескоп в пустыне Атакама (Чили).

К числу крупнейших в мире радиотелескопов относится и РАТАН-600. Этот радиотелескоп был построен в 1974 году близ станицы Зеленчукская в Карачаево-Черкессии, на высоте 970 м над уровнем моря.

Рис.58. РАТАН-600.

3.Спектральный анализ.

Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов является их излучение. Наиболее ценные и разнообразные сведения о телах позволяет получить спектральный анализ их излучения. Этим методом можно установить качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ, как вы знаете, основан на явлении дисперсии света. Если узкий пучок белого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие его лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.

Рис.59. Образование спектра.

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами в спектре лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. За красными лучами находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но воспринимаются приемниками инфракрасного излучения, например, специальными фотопластинками.

Рис.60. Шкала электромагнитных излучений.

Для получения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом . В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой .

Существуют следующие виды спектров земных источников и небесных тел.

а) Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно протяженные плотные массы газа.

б) Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например, нагревание или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа. Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре паров натрия особенно ярки две желтые линии.

в) Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу. Например, две темные линии поглощения паров натрия расположены в желтой части спектра.

Рис.61. Виды спектров.

Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет. Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем заметнее линия данного элемента в спектре излучения или поглощения, тем больше таких атомов (молекул) на пути луча света.

Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд - это спектры поглощения.

Рис.62. Спектры: 1) Солнца; 2) водорода; 3) гелия; 4) Сириуса (белая звезда);

5) Бетельгейзе, или α Ориона (красная звезда)

4. Внеземная астрономия

Исследования с помощью космической техники занимают особое место в методах изучения небесных тел и космической среды. Начало этому было положено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного спутника Земли. Быстро развиваясь, космонавтика сделала возможным:

1) создание внеатмосферных искусственных спутников Земли;

2) создание искусственных спутников Луны и планет;

3) перелет и спуск приборов, управляемых с Земли, на Луну и планеты;

4) создание управляемых с Земли автоматов, доставляющих с планет пробы грунта и записи разных измерений;

5) полеты в космос лабораторий с людьми и высадку их на Луну.

Космические аппараты позволили проводить исследования во всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения. Поэтому современную астрономию часто называют всеволновой. Внеатмосферные наблюдения дают возможность принимать в космосе излучения, поглощаемые или сильно изменяемые земной атмосферой: далекие ультрафиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, не доходящих до Земли, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел.

Гамма-лучи излучаются сверхновыми, нейтронными звёздами, пульсарами и чёрными дырами.

Рентгеновские лучи испускают скопления галактик, чёрные дыры, активные ядра галактик, остатки сверхновых, звёзды, звёзды в паре с белым карликом (катастрофические переменные звёзды), нейтронные звезды или чёрные дыры (рентгеновские двойные).

Объекты, излучающие ультрафиолетовое излучение, включают Солнце, другие звёзды и галактики.

Оптические телескопы используются для наблюдения звезд, галактик, планетарных туманностей и протопланетных дисков.

В инфракрасном свете можно рассматривать холодные звезды (в том числе коричневые карлики), туманности, и очень далекие галактики.

В основе нейтринного телескопа лежит концептуальная идея, которая высказана была академиком Марковым в 1960 году. Она заключается в том, чтобы регистрировать заряженные частицы глубоко под водой, в озерах или океанах, посредством регистрации возникающего свечения особого рода (эффект Вавилова – Черенкова). Это довольно мощный источник, который можно регистрировать.

В 1993 году началось строительство байкальского нейтринного телескопа НТ-200. Он содержал 196 оптических модулей, поэтому цифра 200. И на этой установке уже в 1994 году были получены первые результаты. С 1995 по 2000 год на Южном полюсе была создана установка AMANDA - это детектор первого поколения, такой же, как и байкальский. А следующий шаг был сделан в 2008 году, когда в Средиземном море была поставлена уже подводная установка, ANTARES, она работает до сих пор в Тулонской бухте около Франции. В 2011 году заработала установка на Южном полюсе, называется она IceCube, и содержит около 5 тысяч фотодетекторов, распределенных в кубическом километре льда на глубине от 1500 до 2500 метров.

Рис. 63. Внеземные телескопы. Слева направо:

1) Рентгеновский телескоп «Эйнштейн»

2) Оптический телескоп «Хаббл»

3) Гамма-телескоп «Комптон»

Много информации о природе наиболее далеких от нас тел и их систем также получено благодаря исследованиям, выполненным при помощи приборов, установленных на различных космических аппаратах.

Результаты астрофизических исследований за последние десятилетия показывают, что в окружающем нас мире происходят значительные изменения, которые затрагивают не только отдельные объекты, но и всю Вселенную в целом.

Рис.64. Снимок глубокого космоса, сделанный телескопом «Хаббл».

Глава 16. Солнце.

Солнце - центральное и самое массивное тело Солнечной системы. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце - мощный источник энергии, постоянно излучаемой им во всех участках спектра электромагнитных волн - от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение оказывает сильное воздействие на все тела Солнечной системы: нагревает их, влияет на атмосферы планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.

Вместе с тем, Солнце - ближайшая к нам звезда, у которой, в отличие от всех других звезд, мы можем наблюдать диск, и при помощи телескопа изучать на нем мелкие детали, размером даже до нескольких сотен километров. Солнце - типичная звезда, а потому его изучение помогает понять природу звезд вообще.

Видимый угловой диаметр Солнца незначительно меняется из-за эллиптичности орбиты Земли. В среднем он составляет около 32", или 1/107 радиана, т. е., диаметр Солнца равен 1/107 а. е., или приблизительно 1 400 000 км, что в 109 раз превышает диаметр Земли. Мощность полного излучения Солнца (его светимость) составляет около 4 10 кВт. Так излучает тело солнечных размеров, нагретое до температуры около 6000 К (эффективная температура Солнца). Земля получает от Солнца примерно 1/2 000 000 000 часть излучаемой им энергии.

Солнце - раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Число атомов всех остальных элементов, вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше. Однако масса этих более тяжелых элементов составляет 1-2% массы Солнца. На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизованного газа-плазмы.

Средняя плотность солнечного вещества ρ =1400 кг/м 3 . Это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре - в 100 раз больше, чем средняя плотность.

Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.

По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик). Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также водорода и гелия. Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот за 225-250 миллионов лет. Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с - таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу - за 8 земных суток. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» - области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» - зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым близким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его абсолютная звёздная величина +4,83m).

Рис.65. Положение Солнца в Местном Пузыре.

— раздел астрономии, изучающий физическое состояние и химический состав небесных тел и их систем, межзвездной и межгалактической сред, а также происходящие в них процессы. Основные разделы астрофизики: физика планет и их спутников, физика Солнца, физика звездных атмосфер, межзвездной среды, теория внутреннего строения звезд и их эволюции. Проблемы строения сверхплотных объектов и связанных с ними процессов (захват вещества из окружающей среды, аккреционные диски и др.) и задачи космологии рассматривает релятивистская астрофизика.

Некоторые сведения по фотометрии

Слово фотометрия означает «измерение света». С помощью фотометрического метода можно измерить интенсивность света, приходящего от любого источника лучистой энергии, в том числе и от небесных тел.
Фотометрия подразделяется на точечную и поверхностную . Точечная фотометрия занимается измерением блеска звезд и других точечных источников света. Поверхностная фотометрия изучает яркость светящихся или освещенных поверхностей (поверхности Солнца, Луны, планет, комет, туманностей).
Основной величиной в фотометрии является световой поток — количество световой энергии, протекающей через данную площадку в единицу времени. Понятие световой энергии в данном случае означает лучистую энергию, ощущаемую человеческим глазом или иным заменяющим его приемником радиации (фотопластинкой, фотоэлементом). Световой поток представляет собой часть общего лучистого потока, образованного радиацией всех длин волн, испускаемых данным источником. Поскольку глаз, фотопластинка и фотоэлемент воспринимают излучение разных длин волн в различной степени и в ограниченном диапазоне, они называются селективными приемниками радиации. Световой поток характеризует мощность лучистого потока, оцененную с помощью селективного приемника радиации.
Приемники излучения непосредственно регистрируют следующие фотометрические величины: глаз — яркость и блеск, фотопластинка — освещенность, фотоэлемент — световой поток. Соответственно применяемому приемнику излучения фотометрия разделяется на визуальную , фотографическую и фотоэлектрическую фотометрию .

Понятие о спектре

Спектр – результат разложения луча электромагнитного излучения, при котором компоненты с различными длинами волн разрешены в пространстве и расположены в порядке увеличения или уменьшения длины волны. Полный спектр электромагнитного излучения охватывает в порядке уменьшения длин волн радио-, микроволновое, инфракрасное, видимое световое, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение.
Существует три основных типа спектров: непрерывный, эмиссионный линейчатый и линейчатый спектр поглощения.
Высокая температура и давление в недрах звезд приводят к тому, что в них вырабатывается лучистая энергия. При формировании звезды разогрев вещества вызывается постепенным сжатием под действием гравитационных сил. На более поздних стадиях эволюции звезда поддерживает свое излучение за счет термоядерных реакций, проходящих в ее глубоких слоях. В недрах большинства звезд происходит реакция превращения водорода в гелий. Вещество звезды непрозрачно. Слои звезды, из которых излучение может уходить беспрепятственно, называются ее атмосферой.
Излучение испускается как из внешних, так и из более глубоких частей атмосферы (фотосферы). У звезд типа Солнца фотосфера не слишком протяженная, поэтому край солнечного диска виден резко очерченным. Однако существуют звезды, у которых толщина фотосферы составляет заметную долю радиуса звезды и до нас доходит излучение, идущее с разных глубин фотосферы.
Проходя через внешние слои звезды, излучение испытывает поглощение, характер которого зависит как от химического состава, так и от физических условий, господствующих в звездной оболочке. Для определения этих условий излучение, доходящее к нам от звезды, подвергается спектральному анализу .

Изобретение спектрального анализа. (Кирхгоф и Бунзен)

Создание метода спектрального анализа представляет собой пример открытия, явившегося результатом длительной подготовительной работы многих ученых. Действительно, еще в оптических экспериментальных установках Ньютона можно найти основные элементы спектроскопа. Многие ученые XIX в. наблюдали так называемые «фраунгоферовы» линии в спектре Солнца. Идея о качественном спектральном анализе высказывалась Дж. Гершелем и У.-Г. Ф. Тальботом. Однако заслуга приведения в систему выполненных ранее наблюдений и строгого обоснования нового метода анализа вещества принадлежит двум немецким ученым: физику Г. Кирхгофу и химику Р. Бунзену. Особое значение имело и то обстоятельство, что работа над теоретическим обоснованием спектрального анализа привела Кирхгофа к открытию важнейшего закона теплового излучения , связавшего два раздела физики: оптику и термодинамику.
Широкую известность Бунзен получил как изобретатель научных приборов. Он усовершенствовал ледяной и паровой калориметры, изобрел гальванический элемент нового типа, разработал специальную газовую горелку, дававшую высокотемпературное и практически не светящееся пламя, и другие приборы. В сотрудничестве с английским химиком Г. Роско Бунзен исследовал фотохимические процессы, принял участие в экспедиции в Исландию, где изучал продукты извержения вулкана Гексла и гейзеры, внес вклад в медицину, открыв противоядие при отравлении мышьяком. Особенно много Бунзен работал над совершенствованием методов анализа газов. Достижения Бунзена в этой области были обобщены в классической монографии «Методы газометрии» (1857 г.).
В 1856 г. Бунзен начал работать над методом анализа газов, основанным на наблюдении окраски пламени. Когда он рассказал о своих изысканиях Кирхгофу, то Кирхгоф заметил, что метод анализа можно сделать более информативным, если наблюдать не просто окраску пламени, а спектр его излучения. Совместная разработка этой идеи привела к созданию спектрального анализа . С помощью нового метода Бунзен и Кирхгоф открыли в 1860 г. цезий, а в 1861г. — рубидий. Вслед за ними спектральный анализ стали применять и другие ученые, вследствие чего на протяжении последующих тридцати лет были открыты еще пять новых элементов. Методом спектрального анализа был открыт и гелий. Что интересно, первоначально он был обнаружен при изучении спектра Солнца (о чем говорит и его название) и лишь значительно позже он был обнаружен на Земле.
Кирхгоф много занимался исследованиями в области электричества. Результаты его исследований явились предвосхищением следствий теории электромагнитного поля Максвелла. Значителен его вклад в обобщение теории дифракции Френеля. Много занимался ученый теорией деформаций и равновесия упругих тел. Ряд работ Кирхгофа посвящен термодинамике растворов. Исследования спектров послужили началом работ Кирхгофа по теории теплового излучения. Еще до начала совместной работы Бунзена и Кирхгофа несколько ученых (Д. Брюстер, Л. Фуко, Дж. Г. Стокс) обратили внимание на близость положения в спектре Солнца темных (фраунгоферовых) D-линий и линий испускания в спектре натрия. Однако достаточно глубоко связь между линиями поглощения и испускания до Кирхгофа никто не исследовал. Он же в 1859 г. обнаружил интересное явление — обращение линий испускания в спектре натрия при пропускании через пламя солнечного света различной интенсивности. При пропускании через пламя ослабленного солнечного света линии в спектре натрия становились ярче. Когда же через пламя с парами натрия пропускался неослабленный солнечный свет, то на месте светлых линий испускания возникали отчетливые темные линии. Это наблюдение побудило Кирхгофа заняться анализом связи между процессами поглощения и излучения, что привело к открытию закона теплового излучения .
В 1862 г. Кирхгоф ввел понятие «абсолютно черное тело» и предложил его модель (полость с небольшим отверстием). С этого времени до начала ХХ в. проблема изучения черного тела рассматривалась как одна из самых актуальных в физике. Ее разработка в конечном итоге привела к созданию квантовой теории излучения .

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

НАЦИОНАЛЬНЫЙ ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ

«МОСКОВСКИЙ ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ»

Гуманитарно-Прикладной Институт

Институт Лингвистики

«Современные проблемы астрофизики»

Студент группы ГП-01-13

Белоусова О.С.

Преподаватель: Курилов С.Н.

Оценка за реферат: « »

Москва, 2013

Астрофизика. 3

Цель астрофизики. 5

Современна астрофизика. 5

Астрофизика.

Наука астрофизика - часть астрономии, занимающаяся исследованием далеких космических объектов и явлений физическими методами. Один из основных методов астрофизики- спектральный анализ. Астрофизика нацелена на создание физической картины окружающего мира, объясняющей наблюдаемые явления, на изучение происхождения и эволюции как отдельных классов астрономических объектов, так и Вселенной как единого целого в рамках известных физических законов.

Поскольку прямые контакты научных приборов с изучаемыми объектами практически исключены, основу астрофизики, как и астрономии в целом, составляют наблюдения и анализ принимаемого излучения далеких источников. Непосредственные результаты наблюдений, как правило, сводятся к относительным или абсолютным измерениям энергии, приходящей от источника или его отдельных частей, в определенных интервалах спектра.

Саму астрофизику можно разделить на два вида:

Наблюдательная астрофизика

Теоритическая астрофизика

Наблюдательная астрофизика:

Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения.

Оптическая астрономия является старейшей областью астрофизики. На сегодняшний день основными инструментами являются телескопы с ПЗС-матрицами в качестве приёмников изображения. Так же часто производятся наблюдения с помощью спектрографов. Ограничение на наблюдения в оптическом диапазоне накладывает дрожание земной атмосферы, мешающее наблюдениям на больших телескопах. Для устранения этого эффекта и получения максимально чёткого изображения используются различные методы, такие как адаптивная оптика, спекл-интерферометрия, а также выведение телескопов в космическое пространство за пределы атмосферы. В этом диапазоне хорошо видны звёзды и планетарные туманности, что позволяет изучать в том числе их расположение и химическое строение.

Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производятся с выдержками порядка минут или часов.

Теоритическая астрофизика:

Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные из анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий.

Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например:

Физика межзвёздной среды

Эволюция звёзд и их строение.

Физика чёрных дыр

Звёздная динамика

Эволюция галактик

Крупномасштабная структура Вселенной

Магнитогидродинамика

Космология

История астрофизики.

Исторически астрофизика выделилась в самостоятельное научное направление с появлением спектрального анализа (конец Х IX в.), который открыл возможность дистанционного исследования химического состава и физического состояния не только лабораторных, но и астрономических источников света.

Термин «астрофизика» появился в середине 60-х годов XIX века. «Крестным отцом» астрофизики был немецкий астроном Иоганн Карл Фридрих Целльнер (1834 – 1882), профессор Лейпцигского университета.

В отличие от небесной механики, год рождения, который точно известен (1687-й), назвать дату «появления на свет» астрофизики не так легко. Она зарождалась постепенно, в течение 1-ой половине XIX века.

Бурное развитие астрофизики за более чем столетний период ее существования было связано как с быстрым развитием различных направлений классической, квантовой и релятивистской физики. Очень важный, революционный скачек в астрофизических исследованиях произошел с началом изучения объектов за пределами оптического диапазона спектра, сначала в радио (конец 30-х годов ХХ в.), а затем, уже с помощью космической техники (60-80-е года ХХ в.). Параллельно с развитием методов практической астрофизики, благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика. Ее цель - интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики.

Цель астрофизики.

Предметом астрофизики является исследование физических процессов во Вселенной. 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.

Современна астрофизика.

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.

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.

Начиная с 60-х гг. 20 в. при помощи аппаратуры, установленной на ИСЗ и AMC, были получены важные сведения о планетах Солнечной системы и их спутниках, в частности о физ. состоянии и хим. составе атмосфер и поверхностных слоев двух ближайших планет - Венеры и Марса, подробно исследован спутник Земли - Луна, существенно углублены представления о природе процессов, происходящих на поверхности и в недрах Солнца и др. звёзд, в межзвёздной среде и в мире галактик. Одна из важнейших проблем современной астрофизики - разработка теории гидромагнитного динамо с целью объяснения солнечного магнетизма, в т. ч. механизма генерации и усиления магнитного поля во внутренних слоях Солнца, механизмов формирования и поддерживания устойчивости солнечных пятен, колебания полярности с периодом в 22 года. В 60-х гг. на основе теории токовых слоев удалось сделать первые шаги в объяснении солнечных вспышек, динамики протуберанцев и солнечной короны в целом. Пока нельзя считать полностью решённой проблему солнечных нейтрино, а следовательно и внутреннего строения Солнца.

Располагающиеся на краях некоторых газовых туманностей источники мощного когерентного излучения в отдельных линиях молекул межзвёздного газа - космические мазеры - служат доказательством происходящих и в наше время процессов звездообразования в Галактике. С помощью быстродействующих ЭВМ удалось создать "сценарии" эволюции звёзд от начала сжатия фрагмента газопылевого облака (протозвезды) до её заключительной стадии - медленного сброса звездой оболочки (стадия планетарной туманности)и образования белого карлика или (при большой массе звезды) вспышки сверхновой с образованием нейтронной звезды (или чёрной дыры). Однако пока существует полная неясность относительно деталей процесса перемешивания вещества на конвективной стадии сжатия протозвезды, не исследована роль вращения и магнитных полей облака, окончательно не установлен верхний предел массы устойчивой нейтронной звезды. Не разработан в деталях механизм ускорения частиц в пульсарах. Пока нет объяснения активности ядер галактик, неясной остаётся природа квазаров. Требует уточнения вопрос о природе ядра нашей Галактики как двойной сверхмассивной системы (двойная чёрная дыра или чёрная дыра и компактное звёздное скопление), активно взаимодействующей с окружающими её звёздами.

В релятивистской астрофизике до конца не решены вопросы о барионной асимметрии Вселенной, о величине отношения числа ядер и электронов к числу фотонов, о роли нейтрино, а возможно, и других пока неизвестных частиц в образовании наблюдаемой структуры Вселенной, состояния вакуума и фазовых переходов в эволюции горячей Вселенной.

Так же проблемами современной астрофизики являются:

детектирование «тёмной материи»

проблема космических гамма-всплесков

проблема поиска чёрных дыр и квазаров

общая космологическая проблема.

Детектирование «Темной материи»

Тёмная материя в астрономии и космологии - форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Обнаружение природы тёмной материи поможет решить проблему скрытой массы, которая, в частности, заключается в аномально высокой скорости вращения внешних областей галактик.

Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска:

• косвенное

При прямом поиске изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры. Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.

Непосредственное изучение распределения тёмной материи в скоплениях галактик стало возможным после получения их высокодетализированных изображений в 1990-х годах. При этом изображения более удалённых галактик, проецирующихся на скопление, оказываются искажёнными или даже расщепляются из-за эффекта гравитационного линзирования. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления независимо от наблюдений галактик самого скопления. Таким образом, прямым методом подтверждается наличие скрытой массы и тёмной материи в галактических скоплениях.

Проблема космический гамма-всплесков

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.

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. Причиной проблемы гамма-всплесков является то, что распределение весьма изотропно, то есть не обнаружено концентрации источников к галактическому экватору, как для радиопульсаров или рентгеновских галактических источников. Не найдено концентрации ни к каким другим точкам или областям небесной сферы: к центру, антицентру или полюсам Галактики, к ближайшим галактикам Большому и Малому Магеллановым облакам, к туманности Андромеды (М31), ближайшим скоплениям галактик, сверхскоплениям и т.д. Непростая ситуация складывается с распределением всплесков по их яркости (или потоку рентгеновского излучения).

Общая космологическая проблема

Сегодня космология еще не в состоянии ответить на ряд принципиальных вопросов. Среди них основные: что было до начала наблюдаемого расширения? Будет ли Вселенная вечно расширяться или опять сожмется в точку? Но отсутствие ответов сейчас, не мешает физикам рассматривать самые ранние стадии расширения Вселенной. Некоторые теории оперируют с временами 10-35 секунды от начала. Есть теории, которые «заглядывают» в еще более ранние моменты времени. Тем более что скорости процессов, происходящих при «рождении» нашего Мира, в неизмеримое число раз превышают скорости любых известных сегодня взрывных процессов. Поэтому-то расширение Вселенной действительно можно уподобить «сверхвзрыву», Большому Взрыву.

Проблема возникновения нашего мира очень важна потому, что никакая космологическая модель, никакая теория невозможна без достаточно полного понимания начальных этапов развития Вселенной - ведь именно тогда закладывалось ее будущее, все последующие стадии ее формирования. И эти стадии нельзя понять, не зная, какой была ранняя, горячая Вселенная.

В какой-то мере проблема дальнейшей судьбы Вселенной проще, чем проблема начала. Здесь возможны только два варианта. Первый состоит в том, что Вселенная будет постоянно расширяться в течение неограниченного времени. Второй обрекает Вселенную на грандиозную катастрофу- сингулярность.

Выбор вариантов определяется значением средней плотности вещества во Вселенной. Эта цифра, несмотря на большое число наблюдательных данных, многочисленные теоретические оценки, известна не с очень высокой точностью. Если учесть только массу галактик, а затем усреднить ее по объему Вселенной, то получится значение средней плотности ρ = 3*10-31 г/см3. Но, кроме галактик, в космосе есть еще ионизированный газ, черные дыры, потухшие звезды и другие виды материи. Значение средней плотности галактик много меньше значений критической плотности, при котором фаза расширения обязательно должна смениться фазой сжатия.

Однако в астрофизике существует так называемая проблема скрытой массы - трудно наблюдаемых форм вещества в космосе. Эта масса может находиться как в скоплениях галактик, так и в пространстве между скоплениями. Оценки скрытой массы поднимают значение средней плотности вещества Вселенной почти до ее критического значения.

Список использованной литературы:

http://www.pereplet.ru/obrazovanie/stsoros/571.html

http://school.xvatit.com/index.php?title=Будущее_Вселенной

http://www.spacephys.ru/proekty/astrofizika

http://www.wikiznanie.ru/ru-wz/index.php/Астрофизика

Засов А.В., Постнов К.А. Курс общей астрофизики (2-е изд.: Фрязино: Век 2, 2011)

http://ru.wikipedia.org/wiki/Тёмная_материя

http://biofile.ru/kosmos/2817.html

) химического состава Солнца , планет, комет или звёзд и туманностей . Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ , фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую принято называть астрохимией или химией небесных тел , так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов . Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии . Астрофизику не следует путать с физической астрономией, каковым именем принято обозначать теорию движения небесных тел, то есть то, что также носит название небесной механики . К Астрофизике относят также исследование строения поверхности небесных тел, Солнца и планет, насколько это возможно из телескопических наблюдений над этими телами. Как пример можно привести открытие атмосферы Венеры М. В. Ломоносовым в 1761 году . Само название астрофизики существует с 1865 года и предложено Цёлльнером . Астрофизические обсерватории существуют ещё только в очень немногих странах. Из них особенно знамениты под управлением Фогеля и Медонская под управлением Жансена . В Пулкове также устроено астрофизическое отделение, во главе которого стоит Гассельберг.

Энциклопедичный YouTube

• 1 / 5

  Астроспектроскопия - раздел астрофизики, который состоит из приложения спектрального анализа к изучению небесных тел.

  Первые исследования спектра Солнца были предприняты одним из изобретателей спектрального анализа, Кирхгофом , в г. Результатом этих исследований был рисунок солнечного спектра , из которого можно было определить уже с большой точностью химический состав солнечной атмосферы . Раньше Кирхгофа высказывались только иногда отдельные предположения о возможности анализа солнечной атмосферы посредством спектроскопа и в особенности о существовании на Солнце натрия вследствие найденной в спектре его тёмной линии D натрия. Такие предположения высказывались, напр., Фуко в Париже, Стоксом в Кембридже. Между тем ещё незадолго до этого Огюст Конт высказал в своей «Положительной философии» убеждение в невозможности когда бы то ни было узнать химический состав небесных тел, хотя уже в г. Фраунгофер знал о существовании тёмных линий в спектре Солнца и о существовании характеристических спектров у некоторых отдельных звёзд Сириуса , Капеллы , Бетельгейзе , Проциона , Поллукса . После первых исследований Кирхгофа спектральным анализом небесных тел занялись с большим усердием несколько астрофизиков, которые вскоре представили чрезвычайно обстоятельные исследования спектров Солнца и неподвижных звёзд. Ангстром изготовил чрезвычайно точный атлас солнечного спектра, Секки произвёл обозрение большого числа звёзд посредством спектроскопа и установил четыре типа звёздных спектров, Хаггинс начал ряд исследований над спектрами отдельных ярких звёзд. Область применения спектроскопа постепенно расширялась. Хаггинсу удалось наблюдать спектр некоторых туманностей и подтвердить уже неопровержимым образом предположение о существовании двух типов туманностей - звёздных, состоящих из куч звёзд, которые при достаточной оптической силе инструмента могут быть разложены на звёзды, и газообразных, действительных туманностей, относительно которых можно предполагать, что они находятся в фазе образования отдельных звёзд путём постепенного сгущения их вещества. С середины 60-х годов XIX века изучение поверхности Солнца посредством спектроскопа во время затмений и вне их вошло в состав непрерывных наблюдений, производящихся в настоящее время во многих обсерваториях. Хаггинс , Локьер в Англии , Жансен во Франции , Фогель в Германии , Такини в Италии , Гассельберг в России и др. дали обширные исследования, уяснившие строение верхних слоёв солнечной атмосферы (см. Солнце). В то же время с 1868 года по мысли Хаггинса спектроскоп был применён и к исследованию собственных движений звёзд по направлению луча зрения посредством измерения перемещений линий их спектров, которые в настоящее время также производятся систематически в Гринвичской обсерватории . Принцип Доплера , лежащий в основании этих измерений, был уже несколько раз проверен экспериментально измерениями перемещений солнечного спектра и послужил Локьеру в его измерениях к установлению его гипотезы о сложности химических элементов. Спектры комет, падающих звёзд, метеоритов, исследованные разными астрономами, а в последнее время в особенности Локьером, дали уже много весьма важных фактов в руки астроному, и в значительной степени послужили уяснению происхождения и развития звёзд и солнечной системы. Тем не менее, время существования этой области знания не позволяет пока делать точные выводы о долговременных эволюционных изменениях химического состава материи в масштабе галактики, поскольку факторы влияния (смены поколений звёзд - выгорания термоядерного топлива) не описаны количественно.

  Наблюдательная астрофизика

  Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах . Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн , так и электромагнитные спектры принимаемого излучения .

  • Радиоастрономия изучает излучения в диапазоне длин волн от 0.1 мм до 100 . Радиоволны испускаются, например: такими холодными объектами как межзвёздный газ и пылевые облака ; Реликтовым излучением , являющимся отголоском Большого Взрыва ; Пульсарами , впервые обнаруженными в микроволновом диапазоне; Далёкими радиогалактиками и квазарами . Для наблюдений в радиодиапазоне требуются телескопы очень больших размеров. Зачастую наблюдения проводятся с использованием интерферометров и сетей РСДБ .
  • Инфракрасная астрономия изучает излучение на волнах, находящихся в промежутке между радиоизлучением и видимым светом. Наблюдения в этой области спектра обычно производятся на телескопах , подобных обычным оптическим телескопам . Наблюдаемые объекты обычно холоднее звёзд : планеты , межзвёздная пыль .
  • Оптическая астрономия является старейшей областью астрофизики. На сегодняшний день основными инструментами являются телескопы с ПЗС-матрицами в качестве приёмников изображения. Так же часто производятся наблюдения с помощью спектрографов . Ограничение на наблюдения в оптическом диапазоне накладывает дрожание земной атмосферы , мешающее наблюдениям на больших телескопах. Для устранения этого эффекта и получения максимально чёткого изображения используются различные методы, такие как адаптивная оптика , спекл-интерферометрия , а также выведение телескопов в
  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.

  Теоретическая астрофизика. Цель теоретической астрофизики – объяснение изучаемых явлений на основе общих законов физики. При этом она пользуется как методами, уже разработанными в теоретической физике, так и специальными методами, разработанными для изучения явлений в небесных телах и связанными со специфическими свойствами этих тел. Поскольку вся информация об астрофизических процессах получается на основе регистрации достигающего нас излучения, то первая задача теоретической астофизики – прямое истолкование результатов наблюдений и составление на первом этапе внешней картины развёртывающегося процесса (например, наблюдения блеска и спектров новых звёзд удалось истолковать на основе представления о выбросе наружных слоев звезды в окружающее пространство). Однако конечная её цель – выяснение механизма и причин явления (в приведённом примере – причины взрыва, который приводит к выбрасыванию оболочки). Основным отличием процессов, изучаемых астрофизикой , в большинстве случаев является существенная роль взаимодействия вещества с излучением. Поэтому теоретическая астрофизика, наряду с решением конкретных задач, разрабатывает также общие методы исследования этого взаимодействия. В то время, как теоретическая физика интересуется элементарными процессами этого типа, астрофизика изучает результаты многократного и сложного взаимодействия в больших системах; так, теория переноса излучения в материальной среде, которая применяется и в других разделах физики, достигла большого совершенства именно в астрофизике Успешное развитие в трудах советского астронома В. В. Соболева теории переноса излучения в спектральных линиях позволило установить точные закономерности образования в звёздных атмосферах линий поглощения и линий излучения. Таким образом стала возможной количественная интерпретация звёздных спектров. Разработаны также общие методы вычисления состояний равновесия звёздных масс. Большие работы по конфигурациям равновесия газовых звёзд выполнены М. Шварцшильдом (США) и А. Г. Масевич (СССР). Теория вырожденных конфигураций, в которой учитывается вырождение электронного газа, была разработана во 2-й четверти 20 в. Э. Милном (Великобритания) и С. Чандрасекаром (Индия). В случае сверхплотных конфигураций (в которых вырожден уже барионный газ) расчёты следует вести на основе общей теории относительности. Эти вопросы так же , как и теоретические исследования, касающиеся процесса расширения Вселенной в целом, составляют новую отрасль теоретической астрофизики, получившую название релятивистской астрофизики.

  При рассмотрении интеграции физики и астрономии некоторые вопросы астрономии укладываются в структуру учебного предмета физики («Относительность движения и выбор удобной системы отсчета», «Законы небесной механики», «Молекулярная физика газовых скоплений», «Спектральный анализ», «Термоядерный синтез», «Оптические приборы» и т. п.), что создает основу для интеграции. Включение же «космической лаборатории» в традиционный физический материал углубляет познавательный, мировоззренческий потенциал курса физики, усиливает его значение как фундаментальной науки о закономерностях природы, а не только как теоретической основы техники. Некоторый принципиально важный материал («Астрономические наблюдения», «Строение планет, звезд, галактик, Вселенной») может быть представлен только в виде отдельных блоков после изучения физических теорий и законов, необходимых для его понимания. По мнению большинства астрофизиков, еще далеко не исчерпана возможность объяснения всех наблюдаемых в галактиках и их ядрах , в квазарах, нейтронных звездах и черных дырах явлений на основе существующих представлений, не прибегая к существенно новым физическим представлениям. Такого же мнения придерживается большинство ведущих ученых о проблеме «недостающих масс» в скоплениях галактик. Из сказанного следует, что рассмотрение основных свойств космических объектов, не говоря уже об описании свойств «ближнего» космоса - Солнца и солнечной системы, может быть адекватно выполнено на основе фундаментальных положений современной физики.

  Происходящая в настоящее время модернизация образования направлена на повышение качества обучения физике. Одно из важнейших направлений в этой области - демонстрация универсальности физических законов и их справедливости для всех явлений природы во Вселенной - связано с новым подходом к проблеме межпредметных связей. Особое положение и роль здесь отводится изучению вопросов астрофизики, существенно расширяющих и углубляющих наши представления о строении и свойствах окружающего мира.

  Значение астрономии школьники видят в том, "чтобы изучать мир за пределами нашей Земли, перемещаться на другую планету, изучать космические объекты , расширять свои знания о мире и его устройстве, в развитии культуры и знаний человечества, понять кто мы и что мы такое, изучать физические явления в космосе, предсказать приближение какого-то тела к Земле" и т. д.

  Следует отметить, что тенденция включения вопросов астрофизики в учебные пособия по физике получила широкое и устойчивое распространение в системе обучения физике в США. При этом соответствующие вопросы и темы излагаются как в виде самостоятельных разделов, так и включаются в качестве примеров при изложении традиционных вопросов физики. Отдельные вопросы астрофизики включаются и в отечественные учебные пособия.

  Многие учителя используют астрономический материал на своих уроках в разделах "Механика", "Электромагнитное излучение", "Геометрическая оптика", "Тепловые явления", "Магнитное поле", "Атомная физика", "Квантовая физика".

  Не нарушая баланс времени школьного курса физики, надо внести доступный научный материал по астрофизике,который должен отвечать следующим принципам: важность, научность, доступность.

  Вопросы физики мегамира можно внести в следующие темы курса физики в средней и старшей школе:

  
  

  Кинематика	-общее представление о строении и пространственно-временных масштабах Вселенной Время распространения света, световой год Видимое движение звезд Небесная сфера, горизонтальная и экваториальная системы координат, измерение времени Видимое движение и фазы Луны Суточное и годичное движения Солнца, солнечные и звездные сутки Движение Солнца среди звезд Закон всемирного тяготения и физика небесных тел Уникальность физических условий на Земле Взаимодействие галактик
  Законы сохранения	-законы сохранения импульса и энергии для тел на Земле и в космическом пространстве
  Механические колебания и волны	-период колебаний маятника Эффект Доплера
  Магнитное поле	-магнитосфера Земли и других планет Солнечной системы Магнитное поле Солнца Поведение вещества в сверхсильных магнитных полях (например, в пульсарах)
  Основы молекулярно-кинетической теории	-межзвездный газ Области звездообразования Представления о возможных процессах возникновения звезд и планетных систем
  Основы термодинамики	-размеры и температура звезд Диаграмма "Температура-светимость" Равновесие звезд и физическое состояние звездного вещества
  Электромагнитные колебания и волны	-всеволновая астрономия Шкала электромагнитных волн Окна прозрачности атмосферы Радиоинтерферометры Радиогалактики Радиоизлучение пульсаров УФ-телескопы Гамма-телескопы
  Оптика	-оптическая схема телескопа Увеличение или угловое расширение Солнечные и лунные затмения Законы излучения абсолютно твердого тела Спектры звезд
  Квантовая физика	-фотометрический парадокс
  Ядерная физика	-источники энергии звезд
  Элементарные частицы	-нейтринная астрономия
  СТО	-экспериментальная проверка положений общей теории относительности
  Физическая картина мира	-космологические и космогонические проблемы (определение возраста Вселенной, проблема темной материи, закон Хаббла)

  
  На каждом уроке прослеживаются межпредметные связи.

  Урок «Электромагнитные волны». Изучая шкалу эл.маг волн обязательно говорим о видимом излучении, источниками которого являются солнце, звезды, рентгеновские волны - слушаем сообщение об открытии и обнаружении «черных дыр», ультрафиолетовые и инфракрасные волны тоже связаны с солнцем.

  Урок «Реактивное движение» начинаем с биографии К.Э.Циолковского - основная идея об использовании ракет для космических полетов, идея многоступенчатых ракет выдвинута ученым в начале ХХ столетия (задачи на движение космических объектов). При изучении движения тел в гравитационном поле записываем первую и вторую космические скорости и рассматриваем траектории движения тел, перечисляя планеты солнечной системы, кометы и т.д. Особое внимание заслуживают искусственные спутники Земли с помощью которых исследуют атмосферу, ведут фотосъемку поверхности Земли, осуществляют радиосвязь и конечно международная космическая станция.

  В настоящее время космические корабли исследуют планеты Солнечной системы , а межпланетные станции позволяют получать детальные фотографии с относительно близкого расстояния всех планет и спутников

  Вопрос: с каких точек поверхности Земли выгоден запуск космического корабля? С каких планет, спутников?

  Тема урока «Электрический ток в различных средах. Плазма.»

  Наша Земля окружена плазмой-ионосферой (50-60км), ионизация воздуха из-за излучения Солнца. В окрестностях земной орбиты плотность солнечного ветра (ионы и электроны) составляет 10 частиц в 1 см.куб. Они движутся со скоростью 450 км/с. На столах таблицы: «Звезды и их характеристики».

  Предложенный материал по физике мегамира актуализирует ранее изученные законы, подводит к обобщению изученного и, в результате, к осознанию естественнонаучной картины мира. Часть данного материала уже используется учителями физики на уроках, но, к сожалению, в большинстве случаев бессистемно. В результате теряется целостное представление о физике мегамира и вообще о физике. Наш развивающийся мир претерпевает изменения, и они более глобальны и значимы в космических масштабах. В школьном курсе должны своевременно отражаться такие изменения. Это условие современного образования является одной из важнейших мотиваций обучения. Учащихся на уроках необходимо знакомить с тем, что происходит в космосе , а также с перспективами на будущее, которые обозначаются современной наукой.

  Итак, наука - живой, развивающийся организм, а непрерывное расширение пространственных и временных границ познанной части Вселенной дает человеку уверенность в собственной значимости, столь необходимую сегодня.

  Вторая половина XX века с его выдающимися достижениями в физике, астрономии, космонавтике характеризуется существенным приростом в целостном представлении естественнонаучной картины мира. Накопление знаний о Космосе важно для человечества, поскольку существование земной цивилизации зависит от того, что представляет собой наша Вселенная, как она развивается.

  В современных условиях возросла роль образования в осознании человеком , что он является жителем планеты Земля. В процессе обучения становится актуальным развитие такого типа мышления учащихся, которое способствует системному видению современных проблем человечества, в том числе и проблем космического уровня.

  Качество знаний по физике у учащихся общеобразовательных школ может быть повышено в процессе усвоения курса физики, гармонично включающего в себя вопросы астрофизики, опирающиеся на общую методологию физики, за счет мировоззренческого характера этих вопросов, комплексного характера решаемых ими проблем, за счет содержания в них большого потенциала для развития мышления учащихся.

  Методологическую основу исследования составляют:

  Труды ученых-физиков по мировоззренческим и методологическим аспектам достижений физической науки (Л. Бройль, С.И. Вавилов, Р. Фейнман, А. Эйнштейн и др.);

  Труды ученых - физиков и астрофизиков (В. А. Амбарцумян, В. JI. Гинзбург, Д. Лейзер, И. Д. Новиков, И. Пригожин , С. Хокинг и др); -достижения и тенденции развития теории и методики обучения физике, методологические основы школьного курса физики (С. В. Бубликов, Г. А. Бордовский, А. С. Кондратьев, В. В. Лаптев, А. А. Самарский и др.);

  Методическая система преподавания астрономии (Б. А. Воронцов-Вельяминов, М. М. Дагаев, Е. Ю. Диркова, А. В. Засов, В. В. Иванов, Е. П. Левитан, В. Г. Сурдин и др.);

  Теория модернизации отечественного образования (JI. С. Выготский, JI. Я. Зорина, В. В. Краевский, 3. И. Калмыкова, Максимова В.Н., В. Т. Фоменко и др.).

  На основании проведенных теоретических исследований и результатов педагогического эксперимента на базе кафедры методики обучения физике РГПУ им. А. И. Герцена можно сделать следующие выводы:

  1. Повышение качества физического школьного образования возможно благодаря включению в курс физики средней школы вопросов астрофизики, целью изучения которых является демонстрация универсальности физических законов для всего материального мира от элементарных частиц до галактик и повышение мировоззренческого аспекта физики.

  2. Исследовательский характер современной астрофизики требует исследовательского подхода в ее преподавании в рамках концепции «образование как учебная модель науки».

  3. Использование астрофизического материала в школьном курсе физики способствует развитию научного стиля мышления и повышению уровня физического понимания , формированию методологической и исследовательской культуры учащихся.

  4. Преподавание астрофизических вопросов в курсе физики должно опираться на общую методологию физики и надежные качественные методы, не нарушая структуры курса физики, научного стиля изложения материала.

  5. При включении астрофизических вопросов целесообразно использовать два методических подхода: 1) астрофизический материал используется в качестве иллюстрации определенного свойства вещества и действия законов физики на уровне мегамира; 2) некоторые астрофизические вопросы могут рассматриваться в качестве самостоятельных тем как продолжение определенных тем стандартного школьного курса физики, тогда появляется возможность создания на основе изучаемого материала четкой целостной картины некоторого круга явлений и выработки правильных в научном смысле представлений о строении и свойствах Вселенной.

  6. Основными критериями отбора астрофизического материала для школьного курса физики являются: возможность демонстрации универсального характера физических законов, их применимости для описания явлений космического масштаба; высокая научная и познавательная ценность изучаемого материала как в плане усвоения основных положений методологии физики, так и в плане практической и мировоззренческой полезности сообщаемых знаний; достоверность материала; доступность материала как в плане использования основных положений и представлений физики , так и в плане используемого математического аппарата; возможность создания на основе изучаемого материала четкой целостной картины некоторого определенного круга явлений и, в результате, формировании физической картины Мира.

  7. Обучение современной физике по предложенной методике способствует повышению качества знаний по физике благодаря формированию целостного системного мышления.

  ЗАКЛЮЧЕНИЕ

  Включение вопросов астрофизики в курс физики средней школы соответствует современному состоянию науки, которая находится в поисках единой теории строения Вселенной. Такое включение ориентирует педагогов на анализ и формирование межпредметных связей, обеспечивающих целостность образовательного процесса.

  Литература:

  1. А. С. Кондратьев, М. А. Крупнова, И. Я. Ланина. Современные проблемы реализации межпредметных связей при изучении физики. //Сб. "Актуальные проблемы обучения физике в школе и вузе". -СПб., 2003.

  2. Е.П. Левитан, А.Ю. Румянцев. Дидактика астрономии: от ХХ к ХХI веку. //Земля и Вселенная

  2. Матарцева Е.А. Методическая разработка интегративного урока физики «Относительность механического движения и покоя на примерах астрономических явлений» //Астрономия в образовательной области «Естествознание». - СПб.: Изд-во ГУПМ, 2000. С.21-28.

  4. Матарцева Е.А. Об интеграции физики и астрономии. //Физика в школе и вузе: Сборник научных статей ,- СПб.: Изд-во РГПУ им. А. И. Герцена, 2001. С.92-94.

  6. Матарцева Е.А. Мировоззренческая функция астрономии в интегрированном курсе физики и астрономии. //Современная астрономия и методика ее преподавания: Материалы III Всероссийской научно-практической конференции. - СПб: Изд-во РГПУ им. А. И. Герцена, 2002. С. 159, 160.