Кіріспе
Қолданбалы және салааралық физика. Теориялық астрономия – физика мен химия принциптеріне негізделген аналитикалық және есептеу модельдерін қолдану арқылы астрономиялық объектілер мен құбылыстарды сипаттау және түсіндіру. Астрономиядағы теоретиктер теориялық модельдер құруға және олардың нәтижелері бойынша байқаулар арқылы тексерілетін болжамдар жасауға ұмтылады. Модельдің болжаған құбылысын бақылау астрономдарға бірнеше балама немесе қарама-қайшы модельдердің ішінде құбылысты ең жақсы сипаттай алатын моделді таңдауға мүмкіндік береді. Птолемейдің "Алмагест" еңбегі теориялық астрономияға арналған керемет трактат болғанымен, оның ішінде геоцентрлік модельмен келіспейтін байқауларды ұштастыру үшін жасалған компромистер де бар. Қазіргі теориялық астрономияның бастауы Иоганн Кеплердің (1571–1630) еңбектерімен, әсіресе Кеплер заңдарымен байланысты деп есептеледі. Күн жүйесінің сипаттамалық және теориялық аспектілерінің тарихы көбінесе 16 ғасырдың соңынан 19 ғасырдың соңына дейінгі кезеңді қамтиды. Теориялық астрономия бақылау астрономиясы, астрометрия, астрохимия және астрофизика салаларының жұмысына негізделген. Астрономия жұлдыздар мен галактикалардың қалыптасуын және аспан механикасын модельдеу үшін есептеу әдістерін ерте қабылдады. Теориялық астрономия тұрғысынан қарағанда, математикалық өрнектердің ғана емес, сонымен қатар нақты мәселелерде математикалық талдау жүргізуге ыңғайлы формада болуы да маңызды. Теориялық астрономияның көп бөлігі Ньютонның гравитациялық теориясын қолданады, себебі көптеген аспан денелері үшін жалпы салыстырмалылықтың әсері шамалы. Теориялық астрономия ғаламдағы әрбір объектінің орнын, мөлшерін және температурасын болжауға тырыспайды, бірақ көбінесе аспан денелерінің күрделі, бірақ периодтық қозғалыстарын талдауға бағытталған.
Theoretical astronomy is the use of analytical and computational models based on principles from physics and chemistry to describe and explain astronomical objects and astronomical phenomena. Theorists in astronomy endeavor to create theoretical models and from the results predict observational consequences of those models. The observation of a phenomenon predicted by a model allows astronomers to select between several alternate or conflicting models as the one best able to describe the phenomena. Ptolemy's Almagest, although a brilliant treatise on theoretical astronomy combined with a practical handbook for computation, nevertheless includes compromises to reconcile discordant observations with a geocentric model. Modern theoretical astronomy is usually assumed to have begun with the work of Johannes Kepler (1571–1630), particularly with Kepler's laws. The history of the descriptive and theoretical aspects of the Solar System mostly spans from the late sixteenth century to the end of the nineteenth century. Theoretical astronomy is built on the work of observational astronomy, astrometry, astrochemistry, and astrophysics. Astronomy was early to adopt computational techniques to model stellar and galactic formation and celestial mechanics. From the point of view of theoretical astronomy, not only must the mathematical expression be reasonably accurate but it should preferably exist in a form which is amenable to further mathematical analysis when used in specific problems. Most of theoretical astronomy uses Newtonian theory of gravitation, considering that the effects of general relativity are weak for most celestial objects. Theoretical astronomy does not attempt to predict the position, size and temperature of every object in the universe, but by and large has concentrated upon analyzing the apparently complex but periodic motions of celestial objects.
Теориялық астрономияның негізгі тақырыптары
Қара материя және қара энергия – астрономиядағы қазіргі кездегі басты тақырыптар, себебі олардың ашылуы мен даулылығы галактикаларды зерттеу барысында туындаған.
Теориялық астрофизика
Теориялық физика құралдарымен зерттелген тақырыптардың арасында, әсіресе жұлдыз фотосфералары, жұлдыз атмосфералары, күн атмосферасы, планета атмосфералары, газды тұмандықтар, өзгермелі жұлдыздар және жұлдызаралық орта ерекше назарға алынады. Жұлдыздардың ішкі құрылымына айрықша мән беріледі.
Әлсіз теңдестік қағидаты
Үлкен Магеллан бұлтында (LMC) 1987A жұлдыздық жарылысынан (суперновасынан) 3 сағат ішінде нейтринолық шашырауды бақылау, теориялық астрофизиктерге нейтринолар мен фотондардың галактиканың гравитациялық өрісінде бірдей жолдармен қозғалатынын тексеруге мүмкіндік берді.
Жұлдыздар аралық органикалық заттар
Теориялық астрохимияның маңызды мақсаты – қандай органикалық заттардың шынайы жұлдызаралық тегі бар екенін анықтау, сондай-ақ сулы өзгерістер нәтижесінде пайда болған молекулалардың мүмкін жұлдызаралық алғырттары мен реакция жолдарын анықтау. Осы мақсатқа жетудің бір жолы – кейбір метеориттерде кездесетін көміртекті материалдарды зерттеу. Көміртекті хондриттер (мысалы, С1 және С2) құрамына аминдер мен амидтер, спирттер, альдегидтер және кетондар, алифалық және ароматты көмірсутектер, сульфон және фосфон қышқылы, амин, гидроксикарбон және карбон қышқылы, пуриндер мен пиримидиндер, сондай-ақ кероген сияқты материалдар кіреді. Кометалар бастапқы жұлдызаралық тегінің айқын белгісін сақтайтын болса да, протокүндық тұмандықта маңызды өзгерістер болған болуы керек.
Шаңның конденсациясының химиясы
Суперновалық радиоактивтілік жарық қисықтарын анықтайды және шаңның конденсациясы химиясы да радиоактивтілікпен негізделген. Шаң көбінесе көміртек немесе оксидтерден құралады, бірақ Комптон электрондары бір айдың ішінде CO молекуласын ыдыратады.
Нейтрондарға бай изотоптар
Нейтронға бай 34Ne, 37Na және 43Si жаңа изотоптары алғаш рет нақты анық өндірілді, сондай-ақ 33Ne, 36Na және 39Mg үш басқа изотоптың бөлшектік тұрақсыздығына нақты дәлелдер алынды. Бұл тәжірибелік нәтижелер жақындағы теориялық болжамдармен сәйкес келеді. Осы уақыт өлшемдерінің кейбіреулері – жұлдыздық уақыт, күн уақыты және әмбебап уақыт.
Атомдық уақыт
Халықаралық жүйеден (SI) кезий 133 (133Cs) негізгі күйіндегі белгілі бір гипержұп құрылымның 9 192 631 770 циклының ұзақтығымен анықталатын секунд келеді. Олардың динамикалық сипаты немесе пайда болуы ерекшеленсе, Барицентрлік динамикалық уақыт (TDB) және Жердегі динамикалық уақыт (TDT) пайда болды. Екеуі де ET уақытымен байланыстыру үшін анықталды және стандартты SI секундқа айналғанға дейін негізделді, ол өз кезегінде ET уақытының өлшенген секундынан алынған. 1991–2006 жылдар аралығында TDB және TDT уақыт шкалалары бастапқы анықтамаларындағы қиындықтар немесе сәйкессіздіктерге байланысты қайта анықталды және ауыстырылды. Қазіргі кездегі негізгі релятивистік уақыт шкалалары – Геоцентрлік координаттық уақыт (TCG) және Барицентрлік координаттық уақыт (TCB). Олардың екеуі де тиісті анықтамалық жүйелерде (және гипотетикалық түрде тиісті гравитациялық құдықтан тыс) SI секундқа негізделген жылдамдықтарға ие, бірақ релятивистік эффектілердің салдарынан олардың жылдамдықтары Жер бетінде байқалғанда сәл жоғары көрінеді, сондықтан Жер бетіндегі SI секундты қолданатын жергілікті Жерге негізделген уақыт шкалаларынан айырмашылықтар болуы мүмкін. Қазіргі уақытта IAU уақыт шкалаларына Жердегі уақыт (TT) (TDT-ны алмастырады, және қазір TCG-нің қайта масштабталуы ретінде анықталады, TT Жер бетінде байқалған кезде SI секундқа сәйкес келетін жылдамдық беру үшін таңдалды) және қайта анықталған Барицентрлік динамикалық уақыт (TDB), TCB-нің қайта масштабталуы TDB-ге Жер бетінде SI секундқа сәйкес келетін жылдамдық беру үшін кіреді.
Жұлдыздық динамикалық уақыт шкаласы
Жұлдыз үшін динамикалық уақыт шкаласы – егер қысым күштері ескерілмесе, бетінен босатылған сынақ бөлшегінің жұлдыздың гравитациялық потенциалы бойынша орталыққа құлауына қажетті уақыт ретінде анықталады. Басқаша айтқанда, динамикалық уақыт шкаласы – ішкі қысым болмаған жағдайда, белгілі бір жұлдыздың құлауына қанша уақыт кететінін көрсетеді. Жұлдыздық құрылым теңдеулерін тиісті түрде өңдеу арқылы, бұл келесідей есептеледі:
мұнда R – жұлдыздың радиусы, G – гравитациялық тұрақты, M – жұлдыздың массасы және v – қашу жылдамдығы. Мысалы, Күннің динамикалық уақыт шкаласы шамамен 1133 секундқа тең. Күн сияқты жұлдыздың құлауына қажетті нақты уақыт ішкі қысымның болуына байланысты ұзақ болады. Жұлдыздың "негізгі" тербеліс режимі шамамен динамикалық уақыт шкаласына сәйкес келеді. Осы жиіліктегі тербелістер Цефеидтерде байқалады.