Azasztrofizika afizika és acsillagászat része, mely acsillagok fizikájával foglalkozik, beleértve felépítésüket és fejlődésüket. Vizsgálja a csillagok fizikai tulajdonságait (állapothatározóit), ami alapján modelleket állít fel a belsejükben végbemenő fizikai folyamatokra, például energiatermelésükre.
A csillagok fizikai tulajdonságait az ún. állapothatározókkal jellemezhetjük. Ezek olyan fizikai adatok, amelyek a csillag egészére jellemzők. Értékük a csillag teljes belső felépítésétől függ, és aránylag hosszú időn keresztül változatlan. Valamely állapothatározó az idő során csak akkor változik meg, ha a csillag belső szerkezetét érintő folyamatok mennek végbe. Az ilyen, közvetlenül nem észlelhető folyamatokban mutatkozik meg a csillag fejlődése. Az állapothatározók e fejlődés nyomon követésében fontosak.
A csillagok között azonban jelentős számban vannak olyanok, amelyek állapothatározói hónapok, de szélsőséges esetben akár órák alatt is megváltoznak. Ezeketváltozócsillagoknak, vagy röviden csak változóknak nevezzük.
Ezen kívül szokás még a felületi gravitációs gyorsulást is az állapothatározók közé sorolni, ez azonban a csillag tömege és sugara ismeretében könnyen kiszámítható.
A csillagok állapothatározói közt összefüggések állnak fenn. A legfontosabb ilyen összefüggéseket az ún.Hertzsprung–Russell-diagram adja meg.
A csillagok effektív felületi hőmérséklete és az ún. színindexe között összefüggés áll fenn. Mivel sok esetben csak a csillag színindexét lehet meghatározni, ezt a mennyiséget gyakran az effektív hőmérséklet mértékének használják. A csillagok színindexét luminozitásukkal, illetve abszolút fényességükkel egyetlen diagramban, az ún. szín-fényesség diagramban lehet ábrázolni, amely teljesen ekvivalens a Hertzsprung–Russell-diagrammal.
Szintén nagyon fontos összefüggés áll fenn a csillagok tömege és luminozitása között, ami a fősorozati csillagok esetén a legszembetűnőbb. A normális óriáscsillagok tömeg-fényesség összefüggése a fősorozatbeli csillagokhoz hasonló, míg afehér törpékre ill. akettőscsillag rendszerek komponenseire vonatkozó összefüggések jelentősen eltérnek ettől.
Az asztrofizika „születésnapjának” 1859. október 27-ét tekintik — azt a napot, amelyenGustav Kirchhoff német vegyész bemutattaRobert Wilhelm Bunsennel elért eredményeit: színképanalitikai módszerükkel kimutatták, hogy az egyes elemek lángfestéssel megismert színképvonalai azonosak a Nap légkörében megfigyeltFraunhofer-féle vonalakkal, és ennek alapján azt, hogy a Nap légkörében ugyanazok az elemek vannak jelen, mint a Földön. Az idáig vezető út a
1859–1862 között fogalmazta megGustav Robert Kirchhoffsugárzási törvényét. Kimutatta, hogy az ún.abszolút fekete test test sugárzásának hullámhosszak szerint megoszlása egyáltalán nem függ az adott test anyagától alakjától, méretétől vagy bármi más fizikai tulajdonságától, csakis a test hőmérsékletétől.
1868-banNorman Lockyer módszert dolgozott ki arra, hogyan figyelhetők meg a Napprotuberanciái olyankor, amikor nincs napfogyatkozás. Ugyanebben az évben párhuzamosan ő ésPierre Janssen francia csillagász felfedezte a nap légkörében egy új, a Földön egészen 1895-ig ismeretlen elem színképvonalát. Az új elemet Lockyerhéliumnak nevezte el.
Az 1860-as évek végén a legelső asztrofizikusok egyike,Karl Friedrich Zöllner meggyőzte a rendkívül tekintélyes csillagászKarl Förstert, hogy kezdeményezze egy speciálisan asztrofizikai obszervatórium felállítását a Nap és a csillagok fizikájának tanulmányozására. Ezt aKieltől 20 km-rel délre találhatóBothkampban építették meg; aBothkampi Csillagda(Sternwarte Bothkamp) első igazgatója (1870–1874 között) Zöllner tanítványa,Hermann Carl Vogel (1841–1907) lett. A bothkampi csillagvizsgálót gyakran nevezik „az asztrofizika bölcsőjének”: Vogel itt próbálta meg először a csillagok látósugár menti elmozdulását a színképvonalak eltolódásával mérni és itt dolgozta ki a csillagok osztályozásának azt a (színképükön alapuló) rendszerét, amely a később a csillagok fejlődési sorának alapjává vált. A bothkampi állomás beüzemelése közben kiderült, mik azok a fontos többletek, amikhez egy jól működő asztrofizikai obszervatóriumban szükség lenne, ezért Förster 1871-ben megfogalmazott újabb följegyzésében sürgette egy ilyen intézmény létrehozását. Ehhez először a konzervatív akadémikusok ellenállását kellett legyőznie, így az új csillagdát csak 1874 késő őszén kezdték építeni apotsdamiTelegrafenberg dombján.[1]
Az1874-ben alapítottPotsdami Obszervatórium első igazgatója az aHermann Carl Vogel lett, aki addig a bothkampi intézményt vezette. Vogel a korszerű fényképészeti módszerekkel már kellő pontossággal tudta mérni a csillagok színképének eltolódását (ez a korábban ezzel próbálkozóErnst Machnak és William Hugginsnak még nem sikerült), és abból aDoppler-effektus alapján ki tudta számolni aSzíriusz, aProcyon, aRigel és azArcturus sugárirányú sebességét. Ugyancsak Vogel bizonyította be spektroszkópiai módszerekkel, hogy azAlgol(β Persei) és aSpica(α Virginis) valójában kettőscsillag.Julius Scheinerrel együttműködve meghatározta az Algol fényesebb csillagának sugárirányú sebességét, a két csillag átmérőjét és távolságát.[2] Eredményeik alapján a „spektroszkópiai kettőscsillagok” kutatása gyors fejlődésnek indult.
1879-benJosef Stefan mérte meg először a feketetest által az összes hullámhosszon kisugárzott energiát (feketetest-sugárzás). Azt tapasztalta, hogy egy abszolút fekete test kisugárzott összes energiája a hőmérséklet negyedik hatványával arányos. Ezt Boltzmann1882-bentermodinamikai alapokról elméletileg is levezette. Kettőjük munkájának eredménye lett a rólukStefan–Boltzmann-törvénynek nevezett összefüggés.
1893: A feketetestek sugárzását vizsgálva aBerlini Egyetemen dolgozóWilhelm Wien megállapította, hogy a feketetest kelvinben mért hőmérsékletét egyszerűen megkaphatjuk, ha a 2898 számot elosztjuk a sugárzási görbe maximumának mikrométerben mért hullámhosszával. Ez a csak a nagy frekvenciákra érvényes összefüggés aWien-féle eltolódási törvény, amivel egyszerűen meghatározhatóvá vált a csillagok felszíni hőmérséklete.
1925:Cecilia Paynespektroszkópiai módszerekkel kimutatta, hogy aFraunhofer-féle vonalak a különböző mértékben ionizált atomok elnyelési vonalai. Azonosította a Fraunhofer-vonalakat az egyes ionokkal. Az egyes csillagok színképének különbözőségét nem anyagi összetételük különbözősége okozza, hanem az, hogy eltérő hőmérsékletű légkörükben különböző az egyes elemek eltérő ionizációs állapotainak megoszlása. Egyúttal kimutatta, hogy (az addigi elképzelésektől alapvetően eltérően) a csillagok légkörének nagy többsége hidrogén. Eredményeit az övétől részlegesen eltérő módszerekkelAlbrecht Unsöld (1928),William McCrea (1929) ésHenry Norris Russell (1929) is megerősítette.
1926:Arthur Eddington a tömeg és aluminozitás összefüggéséből rájött, hogy a hőmérséklet minden csillag belsejében azonos. Erre a hőmérsékletre azonban túlságosan nagy számot (40 millió kelvint) kapott, mivel még nem ismerte (Cecilia Payne eredményeit a csillagok összetételéről.
1948-banGeorge Gamow ésRalph Alpher kiszámította, hogyan, illetve mennyi hidrogén és hélium keletkezhetett a világősrobbanás utáni, forró és sűrű állapotában. Gamow sajátos humorával Alphert tette meg első szerzőnek és másodiknak beszúrta barátja, a szintén kozmológusHans Albrecht Bethe nevét, hogy a mindenek kezdetét tárgyalóAlpher-Bethe-Gamow elmélet agörög ábécé első három betűjére utaljon — valóban, többnyire alfa-béta-gamma elméletnek nevezik. (A nehezebb elemek kialakulását későbbFred Hoyle számította ki).
1948:Ralph Alpher ésRobert Hermann (George Gamow ötletét felhasználva) kiszámította először azt, hogy a héliumot létrehozó magfúzióhoz egymilliárd fok feletti hőmérsékletre volt szükség, majd ezután azt, hogy a ősrobbanásbólkozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak kellett visszamaradnia, és ennek hőmérséklete 10 K-nél kisebb kell legyen, körülbelül 5 K. Ezt az eredményt a közvélemény helytelenül Gamownak tulajdonítja.
1964:Arno Penzias ésRobert Woodrow Wilson aCrawford Hillen felállított kürtantennával véletlenül megmérte akozmikus mikrohullámú háttérsugárzást. Felfedezésük jelentőségétRobert Henry Dicke ismerte fel; ő szorgalmazta, hogy a fiatal fizikusok publikálják eredményüket. Penzias és Wilson eredetileg egyáltalán nem kívánta az általuk kevéssé fontosnak tartott eredményt közölni. Később megelégedtek volna azzal, ha Dicke és szerzőtársai (Jim Peebles,Peter Roll ésDavid Wilkinson) saját közleményükben[4] megemlítik, hogy van egy ilyen mérés, őket pedig feltüntetik, ötödik, illetve hatodik szerzőként. Dicke nyomására végül megírták saját cikküket,[5] amiben mindössze egy, azóta elhíresült mondat utalt arra, hogy a mérésnek lehet kozmológiai jelentése: „A megfigyelt többletzaj-hőmérséklet egy lehetséges magyarázata az, amiről a folyóirat ugyanezen számában Dicke, Pebbles, Roll és Wilkinson cikke szól.” A történet sajátos csavaraként a felfedezésért odaítéltfizikai Nobel-díjat 1978-ban Penzias és Wilson kapta meg (Gribbin, 2015).
↑R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation,"Astrophysical Journal142 (1965), 414. A történet a következő helyről származik: P. J. E. Peebles,Principles of physical cosmology (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
↑A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s,"Astrophysical Journal142 (1965) 419.
