ASTROFIZIKA je dio astronomije, koji se bavi prirodom nebeskih tjelesa, a istražuje je metodama fizike. Nakon otkrića dalekozora iznijelo je već samo promatranje nebeskih tjelesa Sunčeva sustava znatne podatke o prirodi tih tjelesa (gorje na Mjesecu, pjege i protuberancije na Suncu i dr.). Za bliže istraživanje nebeskih tjelesa u tom pravcu nije bilo metoda sve do druge polovice 19. st. Iza otkrića spektralne analize počinje se ova grana astronomije brzo razvijati, tako da se radi opsega i posebnih metoda rada stvorila od nje zasebna nauka, kojoj su namijenjeni i posebni zavodi (astrofizikalni opservatoriji, na pr. u Meudonu, u Potsdamu). Sam naziv astrofizika uveo je u znanost njemački astronom Zöllner (1865). Oštro ograničenje astrofizike prema ostaloj astronomiji nije provedivo. Predmet istraživanja, a to su nebeska tjelesa, zajednički je astrofizici i ostaloj astronomiji, pa se do mnogih rezultata o prirodi nebeskih tjelesa dolazi spajanjem astrofizikalnih i ostalih astronomskih metoda rada.

Prirodu nebeskih tjelesa možemo proučavati u prvom redu po svjetlosti, koja nam od njih dolazi, istražujući sastav (spektar) i jačinu te svjetlosti. Glavne su prema tome metode astrofizike spektroskopska i fotometrijska, uz nekoje druge, kao što je mjerenje energije isijavanja, koje se samo u specijalnim pitanjima primjenjuju. Moćno pomagalo svih metoda rada u astrofizici je fotografija.

Temelj spektroskopske metode, t. j. proučavanja spektara, je činjenica, da svakom kemijskom elementu pripada karakterističan linijski spektar. Takvu svjetlost s karakterističnim linijskim spektrom pojedini kemijski elementi u plinovitom stanju i isijavaju (emisioni spektar od svijetlih linija) i upijaju, kada svjetlost kroz njih prolazi (apsorpcioni spektar, koji je sastavljen od tamnih linija na svijetloj pozadini neprekidnog spektra). Kod nebeskih se tjelesa može spektroskopska metoda primijeniti u prvom redu na njihove plinovite plašteve (atmosfere), a osim njih na druge nebeske objekte, koji su u plinovitom stanju (galaktičke maglice, repovi kometa).

Kemijski sastav nebeskih tjelesa upoznajemo jedino spektralnom analizom, i to tako, da upoređivanjem nebeskih linijskih spektara sa zemaljskim utvrđujemo zemaljske kemijske elemente na nebeskim tjelesima. Pa iako nisu spektralnom analizom nađeni na nebeskim tjelesima svi elementi, koje znamo na Zemlji, ipak se jedinstvo sve materije u svemiru smatra toliko dokazanim, što ga danas ne poriče nijedna činjenica, a potvrđuju ga vrlo mnoge. Ako se linijski spektar nekog elementa ne nalazi u svjetlosti nekoga nebeskog tijela, onda to — kako se fizikalno može obrazložiti — ne znači, da toga elementa ondje nema. S druge je strane pošlo za rukom nepoznate spektralne linije, nađene u svjetlosti nebeskih tjelesa, svesti na poznate zemaljske elemente, koji u svemiru isijavaju svjetlost u prilikama, kakve na Zemlji nisu ostvarene.

Na spektar utječe nesamo kemijski sastav izvora svjetlosti, nego i fizikalno stanje, u kom se on nalazi. Upoređujući svemirske spektre sa spektrima zemaljskih izvora doznaje astrofizika za stanja, u kojima se nalaze nebeska tjelesa. Tako pojavljivanje nekih spektralnih linija pokazuje stanje ionizacije (v.). Brzina, kojom nam se svemirski izvor svjetlosti približava, odnosno od nas udaljuje, može se odrediti s točnošću do ½ km u sekundi iz iznosa, za koliko su spektralne linije svemirskog izvora pomaknute prema ljubičastom, odnosno prema crvenom kraju spektra → Dopplerov princip. Raspored energije u spektru u vezi je s temperaturom, pri kojoj nebesko tijelo isijava svjetlost. Zeemanovim efektom (v.) dade se utvrditi djelovanje magnetskih sila, a Starkovim (v.) djelovanje električnih sila na svemirskom izvoru svjetlosti.

Fotometrija nebeskih tjelesa proučava odnošaje njihove svjetloće. Fotometrijska metoda istraživanja nebeskih tjelesa, kojoj su teoretski temelji udareni već u 18. st., veoma se usavršila zadnjih decenija izgradnjom specijalnih tipova fotometara, primjenom vrlo osjetljivih foto-stanica (selen, kalij) i razvitkom fotografske fotometrije.

Dok fotometrija uvažava samo vidljive zrake svjetlosti, obuhvata mjerenje energije isijavanja sve vrste zraka, koje izbijaju iz tijela. Za mjerenje energije isijavanja služe u astrofizici aktinometri, za slabe energije termoelementi i bolometri.

Ispitivanjem polarizacije (v.) svjetlosti može astrofizika utvrditi, da li je svjetlost od svemirskog tijela izvorna ili je reflektirana. Ako je reflektirana (kao što je Mjesečeva svjetlost reflektirana Sunčeva svjetlost), onda fotometrijsko upoređenje jačine izravne i reflektirane svjetlosti daje vrijednosti albeda, iz kojih proizlaze zaključci o prirodi površine, od koje se reflektira svjetlost.

U primjeni na Sunce dala je spektroskopija vrlo obilne rezultate. Spektralna je analiza utvrdila u Sunčevoj atmosferi više od polovice zemaljskih kemijskih elemenata. Zamašan je uspjeh spektroskopske metode, da su astronomi Lockyer i Frankland otkrili plin helij, koji se danas tehnički proizvodi za punjenje balona, četvrt stoljeća ranije na Suncu (1869), nego što ga je u zemaljskoj rudi našao kemičar Ramsay (1895). Sunčev je spektar apsorpcioni s velikim brojem tamnih apsorpcionih spektralnih linija (Frauenhoferove linije). Emisione linije onoga sloja Sunčeve atmosfere, u kojem nastaju apsorpcione linije (sloj obrata), mogle su se utvrditi u jednom trenutku na početku i na kraju totalne pomrčine Sunca. Viši slojevi Sunčeve atmosfere uspješno se istražuju s pomoću spektroheliografa (v.), koji služi fotografiranju s pomoću svjetlosti jedne jedine spektralne linije. Spektroheliograf omogućio je i proučavanje protuberancija (→ Sunce) izvan pomrčine Sunca. Na spektroheliogramima utvrđena su i vrtložna gibanja u Sunčevoj atmosferi. Rotacija Sunca proučena je podrobnije na osnovi pomaka spektralnih linija po Dopplerovu principu.

Kod planeta su spektroskopija, fotometrija i fotografija uspjele poglavito u istraživanju površine i atmosfere. Na tom je području i mjerenje energije isijavanja donijelo znatne rezultate; tu treba osobito istaći proučavanje temperaturnih prilika na površini Marsa. Spektroskopija kometskih repova otkrila je njihovu plinovitu prirodu i sastav, dok spektar meteora daje podatke o najvišim slojevima zemaljske atmosfere.

Najšire se polje rada otvorilo astrofizici u svijetu zvijezda stajaćica, u dalekom svemiru izvan Sunčeva sustava, te je razvitak stelarne astronomije (→ astronomija) u najužoj vezi s razvitkom astrofizikalnih metoda. Spektroskopsko istraživanje zvijezda stajačica — istraženo ih je više od 300.000 — pokazalo je, da golema većina zvijezda ima apsorpcioni spektar poput Sunca, a samo malo njih emisione linijske spektre. Prema tome znamo, da se i zvijezde sastoje, poput Sunca, od usijane gušće jezgre, obavijene atmosferom usijanih plinova, u kojoj se svjetlost jezgre djelomice upija. Na osnovi tog proučavanja spektara mogle su se zvijezde stajačice razvrstati u spektralne razrede. Kombinacija ove spektralne klasifikacije s podacima o svjetloći i o udaljenosti omogućila je razvrstavanje zvijezda i u pogledu fizikalnog stanja i stupnja razvitka, u kom se nalaze.

Fotometrijskim metodama usavršena je ona razdioba zvijezda stajačica po svjetloći na 6 veličina, koja je bila preuzeta iz staroga vijeka. Razvitkom fotografskih metoda ta je razdioba proširena u području zvijezda slabijih od šeste veličine, te se danas mogu utvrditi zvijezde do 21. veličine.

Fotometrijske su metode stvorile u proučavanju promjenljivih zvijezda neslućene mogućnosti rada i upoznavanja svemira. Pravilne se promjene svjetloće zvijezda u velikom broju slučajeva svode na to, da su zvijezde binarne (v.), pa pri kruženju oko zajedničkog težišta tamnije tijelo periodično zastire drugo, svjetlije. Binarnu prirodu zvijezde otkriva često i spektroskopija na osnovi Dopplerova principa o pomaku spektralnih linija. Broj binarnih sustava je tako velik, da ih moramo smatrati jednim od osnovnih tipova u razvitku zvijezda. Kod druge, vrlo raširene vrste pravilno promjenljivih zvijezda, Cefeida (→ zvijezde), zakonska veza između apsolutne veličine i perioda promjene svjetloće dopušta, da se odrede udaljenosti svih onih, pa i najudaljenijih sustava zvijezda, u kojima se Cefeide pojavljuju. Na osnovi proučavanja Cefeida mogla je astrofizika vrlo uspješno pristupiti odgonetanju rasporeda zvjezdanih sustava i stvaranju slike o cjelini vidljivog svemira.

Važan su predmet astrofizikalnog istraživanja nove zvijezde. Fotografijom neba, spektroskopijom i fotometrijom uspjelo je utvrditi, da su nove zvijezde posebna vrsta promjenljivih zvijezda, koje u burnoj fazi svog razvitka razvijaju izvanredan sjaj.

Proučavanje gibanja zvijezda u pravcu gledanja s pomoću pomaka spektralnih linija po Dopplerovu principu dovelo je u zajednici s astrometrijski utvrđenim promjenama mjesta zvijezda na nebu do upoznavanja cjelokupnog gibanja zvijezda stajačica. Raspored tih gibanja uputio je na gibanje cijelog Sunčevog sustava u svemiru (→ apeks).

Kod svemirskih maglica spektroskopska je metoda dala mnoge bitne podatke. Kod galaktičkih maglica utvrđena je plinovita priroda, kemijski sastav, u više slučajeva i stanje gibanja, pa fizikalna veza sa susjednim zvijezdama, dok se izvangalaktičke (spiralne) maglice očituju kao daleki sustavi zvijezda.

Dio astrofizike je i kozmogonija, nauka o postanku i razvitku nebeskih tjelesa i njihovih sustava.

LIT.: J. Goldberg, Kosmografija, Zagreb 1937; K. Graff, Grundriss der Astrophysik, 1928; J. Bosler, Cours d’Astronomie, 1928; E. i B. Strömgren, Lehrbuch der Astronomie, 1933; Handbuch der Astrophysik, 6. sv. i suplement, 1928—1939. Časopisi: Astrophysical Journal i Zeitschrift für Astrophysik.