Файл: Астрофизика.doc

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:

• прямое

• 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:

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

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

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

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

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

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

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

10

---