Введение
Прикладная и междисциплинарная физика
Теоретическая астрономия – это использование аналитических и вычислительных моделей, основанных на принципах физики и химии, для описания и объяснения астрономических объектов и астрономических явлений. Теоретики в астрономии стремятся создавать теоретические модели и, основываясь на их результатах, предсказывать наблюдаемые последствия этих моделей. Наблюдение явления, предсказанного моделью, позволяет астрономам выбирать между несколькими альтернативными или противоречивыми моделями, определяя ту, которая наилучшим образом описывает данное явление. «Альмагест» Птолемея, хотя и является блестящим трактатом по теоретической астрономии, объединенным с практическим руководством по вычислениям, тем не менее содержит компромиссы, призванные согласовать противоречивые наблюдения с геоцентрической моделью. Современная теоретическая астрономия обычно считается начавшейся с работ Иоганна Кеплера (1571–1630), в особенности с законами Кеплера. История описательных и теоретических аспектов Солнечной системы в основном охватывает период с конца XVI века до конца XIX века. Теоретическая астрономия опирается на работы в области наблюдательной астрономии, астрометрии, астрохимии и астрофизики. Астрономия одной из первых начала использовать вычислительные методы для моделирования формирования звезд и галактик, а также небесной механики. С точки зрения теоретической астрономии, математическое выражение должно быть не только достаточно точным, но и, по возможности, представлено в форме, удобной для дальнейшего математического анализа при решении конкретных задач. В большей части теоретической астрономии используется ньютоновская теория гравитации, поскольку эффекты общей теории относительности незначительны для большинства небесных объектов. Теоретическая астрономия не ставит целью предсказать положение, размер и температуру каждого объекта во Вселенной, но в основном сосредоточена на анализе кажущихся сложными, но периодических движений небесных тел.
Ведущие темы теоретической астрономии
Тёмная материя и тёмная энергия — основные темы современных астрономических исследований, поскольку их открытие и связанные с ними дискуссии возникли в ходе изучения галактик.
Теоретическая астрофизика
Из тем, которые исследуются методами теоретической физики, особое внимание часто уделяется звездным фотосферам, звездным атмосферам, солнечной атмосфере, планетарным атмосферам, газовым туманностям, нестационарным звездам и межзвездной среде. Особое внимание также уделяется внутреннему строению звезд.
Принцип слабого эквивалента
Наблюдение всплеска нейтрино в течение 3 часов после соответствующего оптического всплеска от сверхновой 1987A в Большом Магеллановом Облаке (LMC) предоставило теоретическим астрофизикам возможность проверить, следуют ли нейтрино и фотоны по одним и тем же траекториям в гравитационном поле галактики.
Межзвездные органические вещества
Важная цель теоретической астрохимии — выяснить, какие органические вещества имеют истинное межзвездное происхождение, и определить возможные межзвездные предшественники и пути реакций для тех молекул, которые образовались в результате воздействия воды. Одним из способов достижения этой цели является изучение углеродистого материала, содержащегося в некоторых метеоритах. Углеродистые хондриты (такие как C1 и C2) включают органические соединения, такие как амины и амиды; спирты, альдегиды и кетоны; алифатические и ароматические углеводороды; сульфоновые и фосфоновые кислоты; амино-, гидроксикарбоновые и карбоновые кислоты; пурины и пиримидины; а также кероген. Хотя кометы сохраняют отчетливые признаки своего первоначального межзвездного происхождения, значительные изменения должны были произойти в протосолнечной туманности.
Химия конденсации пыли
Радиоактивный распад сверхновой определяет форму кривых блеска, а радиоактивность также играет главную роль в химии конденсации пыли. Пыль обычно состоит из углерода или оксидов, в зависимости от того, какого элемента больше, но электроны Комптона диссоциируют молекулы CO примерно за месяц.
Изотопы, богатые нейтронами
Впервые однозначно получены новые нейтроно-обогащенные изотопы 34Ne, 37Na и 43Si, а также получены убедительные доказательства неустойчивости к распаду частиц еще трех изотопов: 33Ne, 36Na и 39Mg. Эти экспериментальные результаты согласуются с недавними теоретическими предсказаниями. Некоторые из этих масштабов времени включают звездное время, солнечное время и всемирное время.
Атомное время
Из Международной системы единиц (SI) происходит определение секунды, как продолжительность 9 192 631 770 циклов определенного гипертонкого перехода в основном состоянии цезия-133 (¹³³Cs). Барицентрическое динамическое время (TDB) и земное динамическое время (TDT) были введены, чтобы подчеркнуть их динамическую природу или происхождение. Оба были определены для обеспечения преемственности с ET и основывались на секунде SI, которая, в свою очередь, была получена из измеренной секунды ET. В период с 1991 по 2006 год временные шкалы TDB и TDT были переопределены и заменены из-за трудностей и несоответствий в их первоначальных определениях. В настоящее время фундаментальными релятивистскими временными шкалами являются геоцентрическое координатное время (TCG) и барицентрическое координатное время (TCB). Оба этих масштаба имеют скорости, основанные на секунде SI в соответствующих системах отсчета (и гипотетически вне соответствующего гравитационного колодца), но из-за релятивистских эффектов их скорости кажутся немного выше при наблюдении с поверхности Земли, и, следовательно, отличаются от местных земных временных масштабов, использующих секунду SI на поверхности Земли. В настоящее время определенные шкалы времени Международного астрономического союза (IAU) также включают земное время (TT) (заменяющее TDT и теперь определяемое как перемасштабирование TCG, выбранное для придания TT скорости, соответствующей секунде SI при наблюдении с поверхности Земли), и переопределенное барицентрическое динамическое время (TDB), которое является перемасштабированием TCB для придания TDB скорости, соответствующей секунде SI на поверхности Земли.
Звездная динамическая временная шкала
Для звезды динамическое время определяется как время, за которое пробная частица, выпущенная с поверхности, упала бы в гравитационный потенциал звезды к центру, если бы силы давления были пренебрежимо малы. Иными словами, динамическое время измеряет время, необходимое звезде для коллапса в отсутствие внутреннего давления. При соответствующем анализе уравнений строения звезды можно показать, что оно равно
где R — радиус звезды, G — гравитационная постоянная, M — масса звезды, а v — вторая космическая скорость. Например, динамическое время Солнца составляет приблизительно 1133 секунды. Следует отметить, что фактическое время коллапса звезды, подобной Солнцу, будет больше из-за наличия внутреннего давления. "Фундаментальная" колебательная мода звезды будет приблизительно соответствовать динамическому времени. Колебания на этой частоте наблюдаются у цефеид.