Alm. Astrophysik (f), Fr. Astrophysique, İng. Astrophysics. Gök cisimlerinin ve olaylarının fiziksel ve kimyasal özelliklerini , yapılarını inceleyen astronomi dalı. Bu incelemeler için tek bilgi kaynağı gök cisimlerinden yayılan ışık ve diğer elektromanyetik dalgalardır. Bu dalgaları tesbit eden aletler vasıtasıyla toplanan bilgiler fizik ve kimya bilimlerinde elde edilen sonuçlarla karşılaştırılarak değerlendirilir ve yorumlanır.

Astrofiziğin doğuşu ve tarihçesi:Gök cisimlerinin birbirine göre konumlarını mevzu eden konumsal astronomi (Pozisyon Astronomisi), tarih kadar eskidir denilebilir. İnsanoğlu ışıklarını görebildiği bazı gökcisimlerinin gökyüzünde hareket etmediklerini, bazılarının ise bunlara göre yerlerini kısa sürede değiştirdiklerini görmüştür. Buna dayanarak sabit yıldızlar ve gezegenler arasında bir farklılık olduğunu anlamışlardır.Yaratılışındaki merak ve araştırma arzusu, onu, bu cisimlerin ne olduğunu anlamak için çalışmaya sevk etmiştir. Bilhassa Müslümanlar, insan tabiatındaki bu merak ve araştırma arzusunu Kur’an-ı kerimdeki: “Yerleri, gökleri, canlıları, cansızları ve kendinizi inceleyiniz! Gördüklerinizin içini, özünü araştırınız. Bütün bunlarda yerleştirmiş olduğum kuvvetimi, kudretimi, büyüklüğümü ve hakimiyetimi bulunuz, görünüz, anlayınız!” mealindeki emirlerine uygun olarak kullanmışlar, gökyüzünü devamlı incelemişler ve astronomi ilminin doğru ve sağlam temellere oturmasını sağlamışlardır.

Bu yöndeki araştırmalar gök cisimlerinin kadir (magnitude) olarak anılan, görünen parlaklıklarına göre sınıflanmış ve astronomik fotometri biliminin doğması ile ilerlemiştir. Gelen ışığın bolometrik (hassas sıcaklık ölçme usulleriyle) incelenmesi yoluyla gök cisminin sıcaklığı tahmin edilebilmiştir. Fotometrik incelemeler sayesinde, bir yıldızın uzaklığı da biliniyorsa, yaydığı toplam enerji veya entrensek (bünyesel) parlaklık hesaplanabilmektedir. Parlaklığın zamanla değişmesi yıldızın meydana gelmesi ve gelişimi hakkında bir fikir verir. Bu tür incelemeler nova ve süpernovaların, gökte yanıp söner gibi görünen pulsar (pulsating star) adı verilen yıldızların meydana gelmesine ışık tutmuştur. Yine bu incelemeler göstermiştir ki, gökcisimleri arasındaki büyük açıklıklar boş değildir. Bu açıklıklar uzay tozu (plazma) denilen katı parçacıklarla ve hafif gazlarla doludur. Toz ve gazlar mavi ışığı kırarak gökyüzünün mavi ve uzak yıldızların kırmızı görünmesine sebeb olurlar. Uzay tozu içindeki kristaller manyetik alanların etkisiyle yönlenerek meydana gelirler veya yönlenirler. Bu yönlenme ışığının polarizasyonuna yol açar. Ayrıca yer atmosferi de ışığın bir bölümünü absorbe eder (yutar) ve dünya üzerindeki bir gözlemciye ulaşan ışık, kaynağının özelliklerini tam olarak göstermez. Ancak, gök cisimlerinin özellikle güneş ve ayın, çeşitli dalga boylarındaki ışıklarını inceleyen yüzey fotometresi sayesinde yakın yıldız ve gezegenlerin yapıları hakkında oldukça değerli bilgiler elde edilmiştir.

Spektroskopik (Tayf) gözlemler: Gök cisimlerinden gelen ışığın değişikliğe uğramadan tesbit edilmesi uzay araçlarının ve istasyonlarının bulunması ile mümkün olmuştur. I. Newton ve W.H-Wollaston (1802) ile başlayıp ve J. Von Fraunhofer (1817) ve G. Kirchoff (1861) tarafından sürdürülen çalışmalarla cisimlerin belirli dalga boylarında elektromanyetik dalga yaydıkları ve bu dalga boyuna sahip radyasyonu yuttukları bulunmuştur. Her bir elementin ve molekülün yaydığı ışık veya elektromanyetik dalga spektrumu (tayfı) o element veya moleküle has bir yapıya sahiptir. Yıldız spektroskopisi (tayfı) incelemeleriyle yıldızlarda mevcut maddelerin cins ve miktarlarını ve sıcaklıklarını tahmin etmek mümkün olmaktadır. Mesela, güneşin görünen ışık tayfında sodyum atomuna has karanlık çizgiler vardır. Bunları ilk olarak Wollaston gözlemiş ve Fraunhofer ise A.B.C.D.... harfleri ile isimlendirmiştir. Bu sebeple Fraunhofer çizgileri diye anılırlar. Fraunhofer D çizgisi yaklaşık 5900 A° (Angstrom=10-10m) dalga boyu civarında sodyum atomuna ait absorbsiyon çizgileridir.

Güneşin fotosfer tabakasından çıkan sürekli tayf, dış tabakalarda buhar halinde, fakat sıcaklığı daha az olan sodyum atomları tarafından yutulur.

Bu olay Kirchoff tarafından “Bir radyasyonu iyi yayan cisimler, aynı radyasyonu iyi emerler.” sözleriyle ifade edilmiştir. Yıldızlar yaydıkları radyasyona göre sınıflandığında, belirli gruplar meydana getirdikleri görülmüştür. Bu gruplar Hertzsprung-Russel (H-R) diyagramında gösterilmektedir.

Spektroskopik incelemelerde yıldızı meydana getiren maddelerin türü yanında, alev fotometresi ve atomik absorbsiyon aletlerindeki gibi, bağıl miktarlarını da belirlemek mümkün olmaktadır. Her yıldızın kendine has bir tayfı bulunmakta ve bu tayflar da sınıflama ve tanımada yardımcı olmaktadır. Bazen, tayfta görülen ışık çizgilerinin ince yapısı değişebilmekte, mesela çizgi genişleyebilmekte, daha ince çizgilere ayrılmaktadır. Bu olay manyetik alan etkisi sonucu meydana gelmekte ve zaman etkisi adı ile anılmaktadır. Güneş tayfının incelenmesine ise spektrohelioğrafi denir.

Astrofizikte ileri gelişmeler: Astrofizik, 1930’lu yıllara kadar görünen ışık bandı üzerinde yapılan incelemelere dayanmakta idi. Görünen ışık radyasyonunun incelenmesi için büyük teleskoplar yapıldı. Bu arada uzaydan yüksek nüfuz kabiliyetine sahip kozmik ışınlar geldiği, bunların çok yüksek enerjili atom çekirdekleri, proton, nötron ve elektronlar olduğu anlaşıldı. Kozmik ışınların dalga-tane karakteri üzerindeki tartışmalar sürerken uzaydan radyo dalgaları da tesbit edildi ve gök cisimlerinden gelen, görünen ışık dışındaki radyasyonu inceleyen radyo-astronomi bilim dalı gelişti. Bu konuda araştırma yapmak için büyük radyo teleskoplar yapıldı.

Bu konudaki incelemeler 1960 yılında radyo dalgaları yayan binlerce gök cisimlerinin bulunması ile sonuçlandı. Bunlardan bazıları görünen ışık da yaymaktadır. Bu sebeple bunlara kuasar adı verilmektedir.

Günümüzde astrofizik incelemelerde esas olan, gök cisimlerinden gelen her türlü radyasyon, uzay tozu içerisinden geçerken ve bilhassa atmosferde büyük değişikliklere uğrayabilmeleridir. Bu ışınların atmosfer dışında “Uzay istasyonlarında” incelenmesi halinde kaynaklarının özellikleri hakkında daha doğru bilgi edinilmesi mümkün olacaktır.