Metode de detectare a planetelor extrasolare

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Metodele de detectare a exoplanetelor sunt diverse și au evoluat de-a lungul anilor, făcând posibilă astăzi descoperirea de noi planete într-un ritm din ce în ce mai mare. Metodologiile pot fi împărțite în două clase principale:

  • detectarea directa;
  • detectarea indirectă.

În clasa de detectare directă includem toate tehnicile care vă permit să observați aceste planete direct prin telescop. În clasa de detectare indirectă se încadrează acele tehnici care permit identificarea unei planete pornind de la efectele pe care le induce (sau sunt induse) asupra (sau de la) steaua gazdă.

Pentru a confirma o planetă și a-i defini mai bine caracteristicile fizice, este necesar să se utilizeze mai multe tehnici diferite. În prezent, cea mai fructuoasă metodă de cercetare este cea a vitezei radiale care a furnizat 203 planete din aproximativ 500 cunoscute, urmată de cea a tranzitelor. Deja în 1955 Otto Struve propusese posibilitatea de a descoperi sisteme planetare extrasolare tocmai cu aceste două metode.

Toate exoplanetele descoperite la 31 august 2004 (abscisa semi-majoră , masele ordonate de Jupiter ):
Punctele albastre reprezintă planete descoperite cu metoda vitezei radiale.
În roșu cele cu metoda de tranzit.
în galben cu microlentele gravitaționale.
Imaginea arată, de asemenea, limitele capacităților de detectare ale următoarelor instrumente (linii colorate), atât terestre, cât și spațiale, din 2006 până în 2015.
În cele din urmă, imaginea arată, de asemenea, poziția planetelor sistemului solar sunt punctele mai mari cu inițiala numelui englez.

Metoda vitezei radiale

O stea în jurul căreia o planetă orbitează poate fi considerată o bină spectroscopică, din care este vizibil un singur spectru. În această situație liniile de emisie sau absorbție nu mai au lungimea de undă corespunzătoare probelor observate în repaus în laborator, ci sunt deplasate de efectul Doppler spre roșu sau albastru, în funcție de viteza pozitivă (distanță) sau negativă (abordare) ). Dacă orbita planetei este înclinată în raport cu planul tangent la sfera cerească, în punctul în care se observă steaua, atunci deplasarea liniilor variază în funcție de valoarea vitezei și oscilează între valorile extreme asumată de viteza radială. Odată ce am obținut spectre bine distribuite în timp și am dedus viteza radială la fiecare moment din acestea, putem construi curba vitezei radiale.

Aceasta este metoda care a furnizat majoritatea planetelor descoperite în prima fază a cercetării. Această metodă este capabilă să identifice cu ușurință planete foarte apropiate de steaua lor, dar pentru a observa planete pe termen lung precum Jupiter , sunt necesare observații care acoperă mulți ani pentru a putea observa o întreagă perioadă orbitală și, prin urmare, deduce o orbită către planetă. Tehnica este limitată la cele mai strălucitoare stele de magnitudinea a cincisprezecea, deoarece chiar și cu cele mai mari telescoape din lume este dificil să se obțină spectre de bună calitate care să permită măsurarea acestor mici variații de viteză.

Tranzit

Tranzitul unei planete peste steaua ei. Sub graficul curbei luminii.

Cea mai recentă și mai promițătoare metodă este cea a tranzitului . Acesta constă în detectarea scăderii luminozității curbei de lumină a unei stele atunci când o planetă tranzitează în fața stelei părinte. Scăderea este legată de dimensiunea relativă a stelei părinte, a planetei și a orbitei acesteia. De exemplu, în cazul HD 209458 , scăderea luminii este de ordinul 1,7%.

Este o metodă fotometrică care funcționează numai pentru procentul mic de planete a căror orbită este perfect aliniată cu punctul nostru de vedere, dar poate fi utilizată pe distanțe mari. Satelitul francez COROT (lansat la 26 decembrie 2006 ) și Kepler al NASA (lansat la 7 martie 2009 ) efectuează observații de acest tip în afara atmosferei Pământului , deoarece tot zgomotul fotonic indus de atmosferă este eliminat și pot obține curbe de lumină cu o precizie de ordinul 1 mmag, care este teoretic suficientă pentru a observa planete precum Pământul.

Modificarea timpului de tranzit

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: schimbarea timpului de tranzit .

Variația timpului de tranzit (prescurtat CTT, engleză T ransit- t IMing ariation v) este o metodă de detectare a exoplanetelor prin observarea variațiilor timpilor unui tranzit . Aceasta oferă o metodă extrem de sensibilă, care poate detecta planete suplimentare în sistem cu mase potențial mici, precum cea a Pământului. În numeroase sisteme planetare, atracția gravitațională reciprocă a planetelor determină accelerarea unei planete și decelerarea altei planete pe măsură ce orbitează orbita acesteia, accelerația schimbând perioada orbitală a fiecărei planete. Detectarea acestui efect prin măsurarea modificării este cunoscută sub numele de modificări ale timpilor de tranzit. [1] [2] [3] . Analiza „variației temporale”, dacă există, permite deci detectarea prezenței unei planete care nu tranzitează într-un sistem în care există cel puțin o planetă care trece în fața stelei sale. [4]

Astrometrie

Prima metodă utilizată istoric este astrometria a cărei prime încercări datează din 1943 . Mulți candidați au fost identificați cu această metodă, dar niciunul nu a fost confirmat ca o planetă, forțând majoritatea astronomilor să renunțe la utilizarea acesteia în favoarea altor metode. Punctul său slab se datorează faptului că necesită o măsurare foarte precisă a mișcării corecte a unei stele: dacă are o planetă, mișcarea are mici oscilații periodice. Din păcate, acestea sunt atât de mici încât cele mai bune telescoape existente nu pot produce măsurători suficient de fiabile. Mai mult, măsurătorile sunt mai ușoare atunci când orbitele planetelor sunt perpendiculare pe linia noastră vizuală (adică sunt privite de pe față în loc să fie tăiate), ceea ce face imposibilă utilizarea celorlalte metode pentru confirmarea observației.

În mai 2009, această metodă a condus la identificarea VB 10b a cărei existență reală urmează să fie verificată acum și cu alte metode. [5] [6]

Microlene gravitaționale

Efectul numit microlent gravitațional pentru cercetarea astronomică a fost propus în 1986 de Bohdan Paczyński de la Universitatea Princeton și în 1991 a sugerat că ar putea fi folosit și pentru căutarea planetelor. Primele succese au avut loc în 2002, când un grup de astronomi polonezi (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak și Michal Szymanski din Varșovia și polono-americanul Bohdan Paczynski de la Princeton ) au perfecționat o metodă care ar putea fi utilizată în cadrul OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), finanțat de NASA și NSF . Într-o lună de muncă, au descoperit 46 de obiecte, dintre care multe ar fi putut fi planete.

Efectul apare și atunci când câmpurile gravitaționale ale unei planete și steaua ei cooperează pentru a concentra lumina unei stele îndepărtate. Pentru a fi realizat, planeta și soarele ei și steaua îndepărtată trebuie să fie exact în linie de perspectivă cu observatorul. Deoarece alinierea perfectă se întâmplă foarte rar (și efectul este foarte mic, de unde și numele micro ), un număr mare de stele trebuie ținut sub supraveghere. Studiul său funcționează cel mai bine încadrând stele între noi și nucleul galactic , deoarece avem un număr mare de stele în fundal.

Evenimentele lente sunt scurte, doar câteva zile sau săptămâni, deoarece corpurile observate și Pământul se mișcă unul față de celălalt. Cu toate acestea, peste 1000 de evenimente lente au fost măsurate în ultimul deceniu.

Această metodă permite descoperirea planetelor de masă comparabile cu cele ale Pământului folosind tehnologiile disponibile astăzi, observația nu poate fi repetată, deoarece alinierea necesară se întâmplă rar. Majoritatea stelelor observate cu această metodă sunt la mii de ani lumină distanță, ceea ce face problematică descoperirea acestor planete prin mijloace mai tradiționale, dar prin observarea continuă a unui număr suficient de stele putem face o estimare a frecvenței lor în galaxia noastră.

Discuri circumstelare și protoplanetare

Discul protoplanetar în nebuloasa Orion .

O abordare mai recentă constă în studiul norilor de praf . Multe sisteme solare conțin o cantitate substanțială de praf de la trecerea cometelor și coliziuni între asteroizi și planete. În astfel de cazuri, praful este distribuit ca un disc în jurul stelei sistemului și prin absorbția unei părți a luminii îl reemite cu radiații infraroșii . Dar presiunea de radiație exercitată de stea ar împinge particulele de praf în spațiul interstelar într-un timp relativ scurt, la scară cosmică. Prin urmare, o detectare constantă a prafului poate indica înlocuirea acestuia din cauza coliziunilor continue și oferă dovezi indirecte ale prezenței unor obiecte mici, cum ar fi cometele și asteroizii care orbitează în jurul stelei. Mai mult, detectarea unei cavități în interiorul acestui disc susține ipoteza unei planete care a măturat praful de-a lungul orbitei sale. Chiar și prezența acumulării unei mase de praf poate fi o consecință a influenței gravitaționale a unui corp planetar. Ambele caracteristici sunt observabile pe discul de praf din jurul lui Eridani, sugerând existența unei planete cu o rază orbitală de aproximativ 40 UA .

Acest tip de revelație planetară se poate face cu observații din spațiu, deoarece atmosfera noastră absoarbe cea mai mare parte a radiației infraroșii, făcând imposibilă observarea acelor surse slabe de pe Pământ. Sistemul nostru solar conține o cantitate de praf difuz egală cu o zecime din masa Lunii . Chiar dacă această cantitate este nesemnificativă, comparativ cu masa totală a sistemului, volumul pe care este distribuit este atât de mare încât, de la distanțe mari, emisia în infraroșu a prafului ar fi de 100 de ori mai intensă decât cea a tuturor planetelor .

Telescopul spațial Hubble poate efectua aceste observații, folosind camera sa NICMOS (Camera cu infraroșu apropiat și spectrometrul cu mai multe obiecte), dar nu a putut face acest lucru din cauza unei defecțiuni la răcirea NICMOS, care l-a făcut inutilizabil. Din 1999 până în 2002 . Au fost realizate imagini mai bune în 2003 de la o cameră „soră” montată pe telescopul spațial Spitzer (cunoscut anterior ca SIRTF, Space Infrared Telescope Facility). Spitzer, conceput special pentru observații în infraroșu, este mult mai puternic pentru acest tip de imagine decât Hubble.

Variații ale intervalelor de emisie ale unui pulsar

Identificarea exoplanetelor care orbitează în jurul pulsarilor poate fi dedusă din trecerea oricărei planete în fața fasciculului de radiații emis de pulsar. Cunoașterea perioadei de rotație a pulsarului Corpul care orbitează poate fi detectat prin calcularea intervalului de primire a emisiilor pe care le provoacă pe măsură ce trece.

Variații ale frecvenței de pulsație a unei stele variabile

La fel ca pulsarii, unele tipuri de stele variabile pulsatorii sunt suficient de regulate pentru a putea determina viteza radială pur fotometric de la deplasarea Doppler în frecvența pulsațiilor, fără a fi nevoie de un studiu spectroscopic . [7] [8] Această metodă nu este la fel de sensibilă ca metoda de variație a intervalelor de emisie ale unui pulsar, deoarece activitatea periodică este mai lungă și mai puțin regulată. Ușurința de a detecta planetele în jurul unei stele variabile depinde de perioada de pulsație a stelei, de regularitatea pulsațiilor, de masa planetei și de distanța acesteia de steaua gazdă.

Primul succes cu această metodă datează din 2007, când V391 Pegasi b a fost descoperit în jurul unei stele pitice pulsatoare. [9]

Detectare directă

Imagine directă a exoplanetelor din jurul stelei HR 8799 , obținută cu un coronograf vortex pe o porțiune de 1,5 m a telescopului Hale .
Imagine ESO a unei planete apropiate de Beta Pictoris .

Detectarea exoplanetelor prin imagistica directă este îngreunată de faptul că observarea acestor corpuri cerești este dominată de lumina fiecărei stele în jurul căreia se rotesc, ceea ce în mod evident ascunde lumina slabă reflectată a planetelor.

Este mai puțin dificil să obțineți imagini directe atunci când planeta este deosebit de masivă (de obicei mai mult decât Jupiter ) și orbita sa este foarte departe de steaua sa, dar este suficient de fierbinte pentru a emite radiații infraroșii perceptibile. Tocmai datorită acestei din urmă proprietăți, imaginile corpurilor care pot fi clasificate drept planete pot fi capturate direct în infraroșu .

Primele observații directe

Primele încercări de a detecta exoplanetele folosind vizualizarea cu contrast ridicat au fost făcute cu telescopul franco-canadian , în Hawaii, la începutul anilor 2000. Astronomul canadian Christian Marois , susținut de colegul său René Doyon a construit o cameră cu infraroșu [10] aplicată telescopului, dar deși nu a reușit să detecteze nicio exoplanetă, a fost primul pas în înțelegerea tehnicilor și îmbunătățirea sensibilității instrumentelor cu contrast ridicat, dezvoltând ulterior două tehnici: imagistica diferențială unghiulară sau ADI [11] și combinația de imagini optimizată local sau LOCI [12] . Aceste noi tehnici au făcut posibilă efectuarea unei investigații la scară mai mare pentru a cuantifica prezența planetelor gigantice în vecinătatea solară în termeni procentuali, deoarece imagistica directă a planetelor de dimensiunea Pământului sau a planetei Neptuniene nu era încă posibilă. Ancheta, efectuată de David Lafrenière asupra unui grup de tinere stele aparținând Asociației Scorpius-Centaurus efectuată cu telescopul North Gemini , a permis prima imagine a unei planete care orbitează o stea similară Soarelui, steaua 1RXS J1609-210524 . Obiectul, separat de aproximativ 330 UA de propriul corp ceresc, a fost confirmat în 2010 [13] . În 2008, Lafrenière împreună cu doi colegi canadieni au descoperit primul sistem exoplanetar, HR 8799 detectat cu metoda directă. [14] Cele 3 planete ale sistemului au mase de 10 și 7 ori mai mari decât cele ale lui Jupiter [15] . În aceeași zi, 13 noiembrie 2008, s-a dat știrea că Telescopul Spațial Hubble a capturat direct figura unei exoplanete, care orbitează steaua strălucitoare Fomalhaut , cu o masă de cel mult 3 ori mai mare decât cea a lui Jupiter [16] . Ambele sisteme sunt înconjurate de discuri, spre deosebire de centura Kuiper .

În 2004, un grup de astronomi a folosit Telescopul foarte mare ESO din Chile pentru a obține o imagine de 2M1207b , un însoțitor pentru pitica maro 2M1207 [17] . Anul următor s-a confirmat că însoțitorul piticii brune avea o natură planetară [18] . Se crede că planeta este de câteva ori mai masivă decât Jupiter, iar axa sa semi-majoră este mai mare de 40 UA.

În 2009, s-a anunțat că analiza imaginilor datând din 2003 a dezvăluit o planetă care orbitează Beta Pictoris .

În 2012 s-a făcut anunțul că o planetă super-joviană, cu o masă de aproximativ 12,8 M J pe orbita în jurul Kappa Andromedae , a fost observată direct cu telescopul Subaru din Hawaii [19] . Acesta orbitează în jurul stelei sale mamă la o distanță de aproximativ 55 UA, echivalent cu aproape de două ori distanța dintre Neptun și Soare. Un sistem suplimentar, Gliese 758 , a fost observat în noiembrie 2009, folosind instrumentul HiCIAO al telescopului Subaru; cu toate acestea, nu a fost descoperită o planetă, ci o pitică maro.

Alte obiecte similare au fost observate direct: GQ Lupi b , AB Pictoris b și SCR 1845 b , dar fără a fi confirmate ca planete, deoarece pare mai probabil că ar putea fi mici pitici maronii [20] .

Instrumente de observare directă

Pentru a rezolva problemele care decurg din lumina stelei părinte, observarea directă necesită instrumente și tehnici speciale, precum, de exemplu, utilizarea coronografelor care blochează lumina care vine de la steaua părinte și lasă vizibilă lumina care vine de pe planetă.

O abordare care s-ar putea dovedi promițătoare este cea care folosește „ anulare interferometrică (interferometrie nulă) pentru a ascunde lumina de la steaua părinte. [21]

Printre proiectele care ar putea fi echipate cu instrumente pentru observarea directă a planetelor extra-solare se numără imaginea Gemini Planet a telescopului Gemini , optica adaptativă SPHERE a Telescopului foarte mare al ESO , Subaru-HiCIAO și proiectul 1640 al Observatorului. a Muntelui Palomar .

De asemenea, s-a emis ipoteza utilizării telescoapelor spațiale care, în locul oglinzilor tradiționale, utilizează detectoare ( imager Fresnel ) care utilizează folii de zonă pentru a focaliza lumina: acest lucru ar permite obținerea de imagini cu contrast mai mare și economisirea costurilor misiunii, deoarece foliile zonei ar putea fi pliate înainte de lansare și deschise numai la atingerea orbitei. [22]

Coronografii cu vortex optic

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Vortex optic și Vortex Coronograph .

Una dintre posibilele tehnici de observare directă folosește așa-numiții vortexuri optice .

În 2010, o echipă a Jet Propulsion Laboratory din NASA a arătat că o coronografie cu vortex ar permite mici amplitudini de observare pentru a observa planetele direct. [23]

Fezabilitatea a fost demonstrată nu prin descoperirea corpurilor cerești necunoscute, ci prin observarea unor exoplanete deja supuse detectării directe, orbitând în jurul stelei HR 8799 : observarea directă a fost efectuată folosind doar o mică porțiune limitată (1,5 metri în diametru) a telescopului Hale. .

În 2016, utilizarea combinată a unui coronograf Vortex cu NIRC-2 a telescopului Keck a permis studierea unui disc protoplanetar [24] și a unei pitici maronii [25] pe orbită la aproximativ 23 UA de la steaua însoțitoare.

Tehnica de defocalizare

Defocalizarea [26] este o tehnică recentă de observare care constă în distribuirea (împrăștierea) luminii provenind de la stea, prin intermediul unui dispozitiv micro-optic, pe o suprafață mai mare decât cea care s-ar obține fără difuzor . Lumina distribuită în acest mod compensează problemele cauzate de scintilație și distorsiunea imaginii, rezolvate parțial prin utilizarea opticii adaptive . Mai mult, erorile de neomogenitate ale pixelilor individuali ai detectorului stresați de lumina primită scad proporțional cu creșterea numărului acestora (procentul de eroare este distribuit pe o zonă mai mare, obținându-se o imagine cu o calitate mai bună). Această tehnică este utilizată în cazurile în care telescopul sau detectorul nu sunt de o calitate excelentă și vor fi utilizate și pentru misiunea CHEOPS . [27] [28]

Notă

  1. ^ Transit Timing Variation (TTV) Planet-find Technique Begins to Flower , la nasa.gov .
  2. ^ Jason H. Steffen și colab. , Observații de sincronizare a tranzitului de la Kepler - VII. Confirmarea a 27 de planete în 13 sisteme multiplanete prin variații de sincronizare a tranzitului și stabilitate orbitală , în Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol. 428, nr. 2, 2013, pp. 1077-1087, DOI : 10.1093 / mnras / sts090 , arXiv : 1208.3499 .
  3. ^ Holman și Murray, The Use of Transit Timing to Detect Extrasolar Planetets with Masses as Small as Earth as Earth , in Science , vol. 307, n. 1291, 2005, pp. 1288–91, DOI : 10.1126 / science . 1107822 , PMID 15731449 , arXiv : astro-ph / 0412028 .
  4. ^ Marco Malaspina, Planeta există, dar nu poate fi văzută , pe media.inaf.it , Institutul Național de Astrofizică , 2012.
  5. ^ (EN) Steven H. Pravdo, Stuart B. Shaklan, An Ultracool Star's Planet Candidate în arXiv.org, 2 iunie 2009, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 700/1/623 .
  6. ^ (RO) Metoda de vânătoare a planetei reușește în cele din urmă , a NASA NEWS, STIRI, 28 mai 2009. Accesat la 9 iunie 2009.
  7. ^ Hiromoto Shibahashi și colab. , Stele FM: O vedere Fourier a stelelor binare pulsatoare, o nouă tehnică de măsurare a vitezei radiale fotometric , în Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol. 422, nr. 1, 2012, p. 738, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20654.x .
  8. ^ NASA - Actualizare Manager de misiune , la nasa.gov , NASA .
  9. ^ R. Silvotti, A gigant planet orbiting the / 'extreme horizontal branch /' star V 391 Pegasi , in Nature , vol. 449, nr. 7159, 2007, pp. 189–191, DOI : 10.1038 / nature06143 , PMID 17851517 .
  10. ^ (EN) Christian Marois René Doyon și colab., TRIDENT: An Differential Infrared Imaging Camera Optimized for the detection of Methanated Substellar Companions in PASP , vol. 117, 16 iunie 2005, pp. 745-756, DOI : 10.1086 / 431347 .
  11. ^ (EN) David Lafrenière, Christian Marois și colab., Un nou algoritm pentru scăderea funcției punct-răspândire în imagistica cu contrast ridicat: o demonstrație cu imagistică diferențială unghiulară în The Astrophysical Journal , vol. 660, n. 1, 25 ianuarie 2007, DOI : 10.1086 / 513180 .
  12. ^ (EN) Marois Christian; Lafrenière David și colab., Angular Differential Imaging: A Powerful High-Contrast Imaging Technique , în The Astrophysical Journal , vol. 641, n. 1, aprilie 2006, Bibcode : 2006ApJ ... 641..556M , DOI : 10.1086 / 500401 .
  13. ^ David Lafrenière și colab. , Planeta cu imagini directe în jurul tânărului analog solar 1RXS J160929.1-210524: Confirmarea mișcării, temperaturii și masei corecte , în The Astrophysical Journal , vol. 719, nr. 1, 2010, p. 497. arΧiv : 1006.3070
  14. ^ (EN) primele imagini directe care identifică un sistem cu mai multe planete în jurul unei stele normale. , pe gemini.edu , 13 noiembrie 2008.
  15. ^ Christian Marois și colab. , Imagistica directă a mai multor planete care orbitează steaua HR 8799 , în Știința , vol. 322, nr. 5906, noiembrie 2008, pp. 1348–52, DOI : 10.1126 / science.1166585 . arΧiv : 0811.2606
  16. ^ Hubble observă direct la planeta care orbitează o altă stea NASA
  17. ^ G. Chauvin; AM Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; D. Mouillet; I. Cântec; J.-L. Beuzit; P. Lowrance, candidat la o planetă gigantă lângă un tânăr pitic maro , în Astronomy & Astrophysics , vol. 425, n. 2, 2004, pp. L29 - L32, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200400056 . arΧiv : astro-ph / 0409323
  18. ^ Da, este imaginea unei Exoplanete ESO
  19. ^ Astronomii Imaginează direct NASA „Super-Jupiter” a lui Massive Star
  20. ^ Este acesta un pitic maro sau o exoplanetă? ESO
  21. ^ Planetele asemănătoare pământului pot fi pregătite pentru prim-planul lor
  22. ^ Twinkle, twinkle, little planet , The Economist , 9 iunie 2012
  23. ^ O nouă metodă ar putea imagina planete asemănătoare Pământului , în space.com .
  24. ^ ( EN ) Disc protoplanetar cu Keck și noul Vortice coronografo , pe iopscience.iop.org .
  25. ^ Direct Keck Vortex Brown Dwarf Imaging , la iopscience.iop.org , en.
  26. ^ (EN) Gudmundur Stefansson, Suvrath Mahadevan, Leslie Hebb și alții către o precizie fotometrică asemănătoare spațiului de la sol cu difuzoare de formare a fasciculului , în arXiv.org, 4 octombrie 2017, DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa88aa .
  27. ^ INAF (editat de), Tehnici de observare pentru exoplanete , pe media.inaf.it . Adus la 26 octombrie 2017 .
  28. ^ (EN) Transformarea PSF în profil aproape de top: rezultatele CHEOPS de laborator pe spiedigitallibrary.org, 2 august 2014.

Elemente conexe

linkuri externe

Astronomie Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică